摘要
天文学家已经在太阳系外发现了数千颗行星1其中大多数环绕的恒星最终会演变成红巨星，然后变成白矮星。在红巨星阶段，任何靠近轨道的行星都会被恒星吞没2但更遥远的行星可以在这个阶段存活下来，继续在白矮星周围的轨道上运行3.，4．一些白矮星的大气中有漂浮的岩石物质5，在温暖的碎片盘6，7，8，9或者绕得很近10，11，12这被解释为岩石行星的碎片向内分散并被潮汐破坏13．最近，科学家发现了一个气体碎片盘，其成分与冰巨行星相似14证明了大质量行星也可能会进入围绕白矮星的紧密轨道，但尚不清楚这些行星是否能在旅途中幸存下来。到目前为止，还没有在白矮星附近的轨道上探测到完整的行星。在这里，我们报告观测到一颗巨大的候选行星每1.4天凌日白矮星WD 1856+534 (TIC 267574918)。我们观察并模拟了由候选行星在其轨道上经过恒星前面引起的白矮星周期性变暗。这颗候选行星的大小与木星大致相同，质量不超过木星的14倍(有95%的信心)。其他白矮星与邻近的褐矮星或恒星伴星的情况被解释为共同包络演化的结果，其中原始轨道在红巨星阶段被包络，并由于摩擦而收缩。然而，在这种情况下，较长的轨道周期(与其他有近距离褐矮星或伴星的白矮星相比)和较低的候选行星质量使得共包层演化不太可能。相反，我们对WD 1856+534系统的发现表明，巨大的行星可以分散在紧密的轨道上，而不会被潮汐破坏，这促使我们寻找围绕白矮星的更小的凌日行星。
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我们提供所有简化光曲线和光谱与手稿。斯皮策的图像可在斯皮策文物档案馆下载(http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Spitzer/SHA/)， TESS的图像和光曲线可从Mikulski空间望远镜档案(https://archive.stsci.edu/tess/)．源数据提供了这篇论文。
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用于生成这些结果的大部分代码都是公开的，并在整个论文中进行了链接。我们编写了定制软件来分析在这个项目中收集的数据。虽然这段代码在编写时并没有考虑到发行，但它可以在https://github.com/avanderburg/．
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确认
我们感谢S. Lepine提供了G 229-20 A的档案频谱，感谢P. Berlind和J. Irwin从TRES频谱中收集和提取速度。我们感谢b.o。Demory对手稿进行评论，F. Rasio, D. Veras, P. Gao, B. Kaiser, W. Torres, J. Irwin, J. J. Hermes, J. Eastman, A. Shporer和K. Hawkins进行对话。a.v.的工作是根据与加州理工学院(Caltech)/喷气推进实验室(JPL)的合同进行的，该实验室由NASA通过NASA系外行星科学研究所执行的萨根奖学金计划资助。I.J.M.C.感谢NSF通过AST-1824644拨款，以及NASA通过加州理工学院/喷气推进实验室资助RSA-1610091。T.D.感谢麻省理工学院Kavli研究所作为Kavli博士后的支持。D.D.感谢NASA通过加州理工学院/喷气推进实验室资助RSA-1006130，以及通过TESS客座研究员计划资助80NSSC19K1727。S.B.感谢洛斯阿拉莫斯国家实验室实验室指导研究与发展计划在项目号20190624PRD2下的支持。C.M.和B.Z.感谢NSF资助SPG-1826583和SPG-1826550。A.V.是NASA的萨根研究员; J.C.B. is a 51 Pegasi b Fellow; L.A.P. is an NSF Graduate Research Fellow; A.C. is a Large Synoptic Survey Telescope Corporation Data Science Fellow; T.D. is a Kavli Fellow; and C.X.H. is a Juan Carlos Torres Fellow. Resources supporting this work were provided by the NASA High-End Computing (HEC) programme through the NASA Advanced Supercomputing (NAS) Division at Ames Research Center for the production of the SPOC data products. This work is partially based on observations made with the Nordic Optical Telescope, operated by the Nordic Optical Telescope Scientific Association at the Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma, Spain, of the Instituto de Astrofisica de Canarias. This article is partly based on observations made with the MuSCAT2 instrument, developed by ABC, at Telescopio Carlos Sánchez operated on the island of Tenerife by the IAC in the Spanish Observatorio del Teide. This work is partly supported by JSPS KAKENHI, grant numbers JP17H04574, JP18H01265 and JP18H05439, and JST PRESTO grant number JPMJPR1775. This research has made use of NASA’s Astrophysics Data System, the NASA Exoplanet Archive, which is operated by the California Institute of Technology, under contract with the National Aeronautics and Space Administration under the Exoplanet Exploration Program, and the SIMBAD database, operated at CDS, Strasbourg, France. This work is based in part on observations made with the Spitzer Space Telescope, which is operated by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology under a contract with NASA. This work is partially based on observations obtained at the International Gemini Observatory, a program of NOIRLab, which is managed by the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) under a cooperative agreement with the National Science Foundation, on behalf of the Gemini Observatory partnership: the National Science Foundation (United States), National Research Council (Canada), Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo (Chile), Ministerio de Ciencia, Tecnología e Innovación (Argentina), Ministério da Ciência, Tecnologia, Inovações e Comunicações (Brazil), and Korea Astronomy and Space Science Institute (Republic of Korea). The authors wish to recognize and acknowledge the very significant cultural role and reverence that the summit of Maunakea has always had within the Indigenous Hawaiian community. We are most fortunate to have the opportunity to conduct observations from this mountain.
作者信息
作者及隶属关系
贡献
A.V.领导了TESS的提案，确定了候选行星，组织了观测，进行了凌日和通量极限分析，并撰写了大部分手稿。S.A.R.帮助组织观察，进行独立的数据分析，并撰写了部分手稿。s.x帮助组织观测，获得并分析双子座的数据，从斯皮策数据中测量通量，并帮助指导手稿的策略。i.j.m.c.， L. Kreidberg, v.g.， b.b.， d.b.， j.l.c.， d.d.， c.d.， x.g.， s.r.k.， F. Morales和L.Y.从斯皮策数据中获得并制作了光曲线。s.a.r.， j.c.b.， l.n.， B.Z, F.C.A.和J.J.L.研究了WD 1856系统的形成。b.g.， f.m urgas, T.G.K, e.p.， h.p.， A.F.和N.N.进行了随访光度测定。s.b.、P.D.和K.G.S.确定了白矮星的参数，A.W.M.和E.R.N.研究了m型矮星的伴星。C.M, G.Z, w.r.b.， R.T, B.K, l.a.b.， A.E.D.和a.i.h获得了白矮星和/或m矮星伴星的光谱。b.m.m.， K.H.和T.D.对TESS的数据进行了独立的分析，J.A.L.对白矮星SED进行了独立的分析。C.V.M.提供了褐矮星模型方面的专业知识，L. Kaltenegger研究了该系统的意义。 L.A.P. determined parameters for the binary M-dwarf orbits and white dwarf/M-dwarf orbits, A.C. investigated the system’s galactic kinematics. G.R.R., R.K.V., D.W.L., S.S., J.N.W., J.M.J., D.A.C., K.A.C., K.D.C., J.D., A.G., N.M.G., C.X.H., J.P., M.E.R. and J.C.S. are members of the TESS mission team.
相应的作者
道德声明
相互竞争的利益
作者声明没有利益竞争。
额外的信息
同行评审信息自然感谢Artie Hatzes, Steven Parsons和其他匿名审稿人对这项工作的同行评审所做的贡献。同行评审报告是可用的。
出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。
扩展的数据图形和表格
扩展数据图1 WD 1856的档案成像。
一个，来自帕洛玛天文台的巡天图，用感光感光乳剂在感光板上拍摄。b来自全景巡天望远镜和快速响应系统(Pan-STARRS)的i波段巡天。c，来自Pan-STARRS在i波段的调查，放大显示了共同移动的m矮星对(标记为G 229-20)。d，共添加了14扇区的TESS图像。TESS观测的三个扇区(14、15和19)的光度光圈分别显示为红色、紫色和蓝色轮廓。WD 1856现在的位置在所有图像中都显示有一个红色的十字。
扩展数据图2 wd1856的所有凌日观测。
从上到下，我们展示了来自TESS的光曲线(为视觉清晰度而任意偏移);来自亚利桑那州几架私人望远镜(由B.G.和T.G.K.操作)的数据，分别显示奇数和偶数凌日;来自MuSCAT2的四种颜色的同时光曲线;一个来自GTC的光曲线，一个来自斯皮策的光曲线。每两分钟一次的TESS通量测量显示为灰点，玫瑰色点是轨道相位中大约30秒亮度的平均值。TESS的数据已经被校正为来自附近恒星的稀释，因此凌日深度与GTC的数据相匹配。
图3 WD 1856的光谱能量分布。来自Pan-STARRS的光度测量1482质量149,聪明的150和斯皮策分别显示为蓝色、橙色、暗红色和粉红色的点。
正式的1σPan-STARRS、WISE和Spitzer点上的光度不确定度(标准偏差)小于符号大小。四种不同的SED模型显示为固体曲线:纯氢大气模型(红色)、50%氢、50%氦模型(蓝色)、纯氦模型(金色)和黑体曲线(黑色)。SED模型没有一个能捕捉到SED的所有特征，但所有四个模型都得到了基本一致的有效温度和恒星参数。
扩展数据图4 wd1856在Hα线附近的光谱。
我们总结的Hobby-Eberly /LRS2光谱(黑色连接点)与三种大气模型进行了比较:纯氢模型(红色)，50%氢，50%氦模型(蓝色)和纯氦模型(金色)。基于我们在LRS2光谱中没有检测到Hα特征，我们不赞成纯氢大气，但除此之外，我们仍然不确定WD 1856的包膜的精确组成。
图5凌日参数的后验概率分布。
这个“角图”显示了我们MCMC凌日拟合(圆形轨道强制)中的参数对之间的相关性，以及每个参数的边缘后测概率分布的直方图。为了清晰起见，我们绘制了与倾角的相关性我而不是拟合参数cos我减去中位时间(tt)．轨道倾角我，等比半长轴一个/R⁎，行星-恒星半径比Rp/R⁎是强相关的，由于掠掠过境几何，但受恒星密度的先验限制。我们不包括GTC和斯皮策光度抖动项的行，因为这些是讨厌的参数，显示与其他物理参数无关。
图6允许偏心轨道时，凌日参数的后验概率分布。
这个“角图”显示了我们MCMC凌日拟合(允许偏心轨道)中的参数对之间的相关性，以及每个参数的边缘后态概率分布的直方图。这张图显示了与轨道偏心率相关的参数的子集。为清晰起见，我们绘制了与离心率的相关性e，围绕星的辐角w轨道倾角我而不是拟合参数\(\根号{e}\cos \，\omega \)，\(\√{e}\sin \，\omega \)而且δ．
扩展数据图7 G 229-20 A/B与附近其他M矮星的Hα等效宽度。
直方图显示了来自斯隆数字巡天的具有相似光谱类型的M矮星的大样本的Hα等效宽度103．G 229-20 A/B(蓝色箭头所示)的Hα等效宽度低于平均宽度，但在场M矮星的分布范围内。
图9效率参数的最小值αλCE需要WD 1856 b通过共包络演化形成作为一个祖先恒星质量的函数。
两条虚线表示最小值αλCE解析计算的值(式(11))为15分米J天体射出主星的包络层。紫色虚线曲线直接取自公式(11)，棕色虚线曲线表示该恒星是否失去了0.1米☉在恒星风的共同包络的时候。三条实体曲线表示最小值αλCE在三种不同的情况下，由MIST轨迹直接计算:在恒星到达AGB之前(红色)，在超过30%的恒星包膜质量损失之前(黑色)，以及在恒星演化的任何时刻，不管质量损失多少(蓝色)。低质量灰色区域的恒星演化速度太慢，系统不可能在5.85 Gyr之前离开主序，这不是可行的解决方案。的值αλCE> 1(水平灰线)，人们必须调用恒星的内部能量来帮助在共包络阶段解开包络。在AGB阶段质量损失之前，WD 1856 b很难弹出公共包膜，但如果在祖体到达AGB之后开始共包膜阶段，WD 1856 b有可能弹出其祖体的包膜。我们平滑了下面的两条曲线，以去除一些可能是由于模型网格中的数值人工造成的非物理散射。
权利和权限
关于本文
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Vanderburg, A.， Rappaport, sa .， Xu, S.。et al。一颗巨大行星候选者正在凌日一颗白矮星。自然585， 363-367(2020)。https://doi.org/10.1038/s41586-020-2713-y
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这篇文章被引用
一颗类似木星的行星围绕一颗白矮星运行
自然(2021)
过去、现在和未来的恒星可以将地球视为凌日系外行星
自然(2021)
发现了一颗经过死恒星的行星
自然(2020)
