摘要
研究1，2已经证明了被摧毁的行星和碎片盘星子的残余物可以在它们的主恒星变成白矮星的挥发性进化中幸存下来吗3.，4但是，在白矮星周围几乎没有探测到完整的行星体5，6，7，8．模拟预测9，10，11像木星一样绕着恒星运行的行星≲8米☉(太阳质量)避免被其主恒星的强大潮汐力摧毁，但迄今为止，还没有观测证实有这样的幸存者。在这里，我们报道了在微透镜事件MOA-2010-BLG-477Lb中没有探测到一颗主序透镜恒星12利用凯克天文台的近红外观测。我们确定该体系包含0.53±0.11米☉这颗白矮星主行星由一颗质量为1.4±0.3木星的行星环绕，其在天空平面上的距离为2.8±0.5天文单位，这意味着它的半长轴比这个大。这个系统证明了白矮星周围的行星可以在其主星演化的巨大和渐近巨大阶段存活下来，并支持了超过一半的白矮星有类木行星伴星的预测13．它距离银河系中心约2.0千秒差距，很可能代表着我们太阳系中太阳和木星的末期。
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数据可用性
本研究所使用的凯克天文台资料可在凯克天文台档案(https://koa.ipac.caltech.edu/cgi-bin/KOA/nph-KOAlogin)．拉加提Via Lactea (VVV)调查中的VISTA变量数据可在欧洲南方天文台档案(http://archive.eso.org/wdb/wdb/adp/phase3_main/form?phase3_collection=VVV&release_tag=6)．用于建模光曲线的数据可根据合理要求从相应作者处获得。
代码的可用性
Keck管道可在GitHub (https://github.com/blackmanjw/KeckPipeline)．d.p.b的贝叶斯分析代码使用了ref中的例程。42，但数量有限。
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确认
这项工作中的数据是在w·m·凯克天文台从国家航空航天局与加州理工学院和加州大学的科学合作关系中分配给nasa的望远镜时间中获得的。这项工作得到了塔斯马尼亚大学UTAS基金会的支持，ARC资助DP200101909，以及天文学沃伦讲座。我们感谢巴黎天体物理研究所和波尔多天体物理实验室对ANR COLD WORLDS (ANR-18- ce31 -0002)的支持。D.P.B, A.B, N.K, C.R.和S.K.T.由NASA资助，资助项目为NASA- 80nssc18k0274。80 gsfc17m0002。E.B.感谢NASA资助80NSSC19K0291项目。nk的工作得到了JSPS KAKENHI授权号的支持。JP18J00897。C.D.感谢西班牙MCIU国家研究机构通过“塞维罗·奥choa卓越中心”授予Astrofísica de Andalucía (SEV-2017-0709)和集团项目编号pid2019 - 110689mb - i00 /AEI/10.13039/501100011033的财政支持。D.V.通过欧内斯特·卢瑟福奖学金(授予ST/P003850/1)感谢STFC的支持。
作者信息
作者和联系
贡献
J.W.B.领导了光度法和形式分析，并撰写了手稿。J.W.B.， V.B.和J.P.B.使用J.W.B.和A.V.编写的管道进行光度数据的还原，J.B.M.则提供了光度校准。D.P.B、j.p.b和a.a.c讨论了概念和分析方法。D.P.B.是凯克望远镜计划的主要研究人员，领导了观测计划，并进行了光曲线建模和贝叶斯分析。cd提供了对单双白矮星行星系统的洞察。内务部处理了无趋势MOA光度测定。ab和e - b辅助进行了正确的运动计算。A.B.和N.K.协助观察凯克。计算了视差、适当运动和镜头预测轮廓。C.A.的工作是PSF分析和检测限的确定。 D.P.B., J.P.B., A.A.C., C.D., S.K.T. and D.V. contributed to the review and editing of the manuscript.
相应的作者
道德声明
相互竞争的利益
作者声明没有竞争利益。
额外的信息
同行审查的信息自然感谢Albert Zijlstra和其他匿名审稿人对这项工作的同行评审所做的贡献。同行评审报告可用。
出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构附属的管辖权要求保持中立。
扩展的数据图和表
图1 MOA-2010-BLG-477Lb的OGLE-III和Keck成像。
（一个) OGLE-BLG176.8磁场的OGLE-III图像(b) 2015年Keck/NIRC2窄相机拍摄的同场h波段图像。
图2 Keck点扩散函数(PSF)拟合与残差。
（一个2018年Keck/NIRC2 h波段图像。（b)使用源附近的多颗星拟合PSF后的残差。东北方向的物体(在面板A的左上)和源位置的物体(右下)都使用这种PSF拟合减去。在这两个物体中都没有双星的结构或迹象。（c)从面板B归一化到泊松噪声的残差。（d)面板A，但从不相关的同伴中减去拟合的PSF。
图3白矮星质量-光度分布从距离太阳20pc的均匀完整的白矮星样本中得到130个白矮星样本18．
两颗未解双白矮星(DWD)、八颗未解候选双白矮星和一颗带主序伴星的未解双白矮星已经从该样本中被移除19．14颗距离为> 20 PC的星星也被移除。白点表示质量和V这个样本中的白矮星的频带大小，颜色分布表明我们在分析中使用的平滑高斯多元核密度分布。
图4微透镜事件的光曲线数据和模型MOA-2010-BLG-477。
实心曲线为最佳拟合模型，虚线灰色曲线为单镜头参数相同的单镜头模型。不同的颜色代表来自不同望远镜的不同数据集。一个西格玛误差条显示。数据集在发现论文中有解释12．
图5累积Δχ2比较静态光曲线模型与包含视差和轨道运动的光曲线模型。
信号的大部分跟随光曲线峰值而来。视差加上轨道运动主要来自MOA数据(Δχ2= 45)和SAAO数据(Δχ2= 9.0)。
图6微透镜视差矢量的预测πE并预测了相应的相对透镜源固有运动μrel用于主序列和白矮星镜头。
基于马尔可夫链蒙特卡罗(MCMC)分析，使用银河模型先验如17、上嵌板(一个)和(b的未加权预测分量。π在，πEE)和(μrel，接下来的，μrel，他)．中间嵌板(c)和(d)显示主序透镜的加权预测。下面的嵌板(e)和(f)显示了对白矮星透镜的加权预测。从深到浅的三种蓝色表示概率为0.393,0.865,0.989。当对所有参数积分时，0.393轮廓的极限对应于1σ任意所选参数的分布。
图7 .扩展数据
KECK天文台的h波段自适应光学成像，轮廓显示了白矮星透镜的预测位置(类似于图。1) (一个) 2015年NIRC2成像仪获得的以MOA 2010-BLG-477为中心的窄相机h波段图像，视场为8弧秒。（b)同一图像的0.36弧秒变焦。中间明亮的物体是光源。在东北方向(左上)是一个无关的区域H= 18.52±0.05星123毫安。（c) 2018年的领域。利用微透镜视差和透镜源相对固有运动的约束，得到白矮星宿主的可能位置(从浅到深蓝色的概率分别为0.393、0.865、0.989)。
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布莱克曼，j.w.，比留，j.p.，班尼特，D.P.et al。一颗环绕白矮星运行的类木行星。自然598, 272 - 275(2021)。https://doi.org/10.1038/s41586-021-03869-6
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