論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1904.11664
Zhu et al. (2019)
A Close-in Substellar Object Orbiting the sdOB-type Eclipsing-Binary System NSVS14256825
(OB 型準矮星の食連星系 NSVS 14256825 を公転する近接亜恒星天体)

概要

NSVS 14256825 は 2 番目に発見された sdOB + dM 食連星系 (OB 型準矮星と M 型矮星の食連星系) であり，軌道周期は 2.65 時間である．この特別な連星は，タイミング法を用いて周連星惑星もしくは褐色矮星を持っていることが報告されている．しかし連星同士の食のタイミングの観測が不十分であるため，異なる著者らによって異なる結果が導かれていた．

2008 年以降，この連星をおよそ 10 年にわたってモニターした．この間に，複数の望遠鏡を用いて高い精度で光度の極小を新しく 84 回観測した．その結果，O-C 曲線 (Observed-Calculated，極小のタイミングの観測値から理論値を引いた残差を描いた曲線) は最近増加しており，周期が 8.83 年，振幅が 46.31 秒の周期的な変動を示すことを見出した．

この周期変動は，伴星である赤色矮星の磁気的活動サイクルによって説明することはできない．これは，変動を説明するために必要なエネルギーは 1 回の周期全体でこの伴星によって放射されるエネルギーよりも遥かに大きいためである．

この系で検出された周期的な変動は，3 番目の天体の存在による light-travel time effect によって説明できる．3 体目の下限質量は 14-15 木星質量であり，これは惑星と褐色矮星の遷移質量である．

この亜恒星天体は，進化した連星の周りを 3 AU の軌道間隔で公転しており，軌道離心率は 0.12 である．今回の結果は，この系は階層的な亜恒星天体を持つ初めての sdOB 型食連星であることを示唆している．

NSVS 14256825 に近接した亜恒星質量の伴星の検出は，sdOB 型連星とその伴星の形成と進化に対していくらかの洞察を与えるだろう．

背景

NSVS 14256825 (別名：V1828 Aql，2MASS J20200045+0437564，UCAC2 33483055，USNO-B1.0 0946-0525128) は HW Vir (おとめ座 HW 星) 的な食連星であり，階層的な軌道配置の亜恒星質量の伴星を持っている可能性があるとされていた．

Northern Sky Variability Survey の公開データの中に，NSVS 14256825 の光度の変動が発見されていた (Wozniak et al. 2004)．Wils et al. (2007) の多バンド観測では，この天体の高精度の観測が行われた．Almeida et al. (2012) の解析では，主星が 0.419 太陽質量，伴星が 0.109 太陽質量であり，主星が 0.188 太陽半径，伴星が 0.162 太陽半径と導出された．また，この系 sdOB (OB 型準矮星) と dM (M 型矮星) の連星であることが指摘された．

Qien et al. (2010) と Zhu et al. (2011) は，この系に周期的な変動の兆候があることを報告した．その後 Beuermann et al. (2012) では，おおよそ 12 木星質量の巨大惑星が存在する可能性が報告されている．

その後，Almeida et al. (2013) では O-C 曲線の解析の再検討から，2.9 木星質量と 8.1 木星質量の 2 つの周連星惑星が存在した場合に変動が説明できるとした．しかし Wittenmyer et al. (2013) は，Almeida et al. (2013) が示唆したモデルの力学的解析を行い，その軌道配置は数千年未満のタイムスケールで不安定であることを指摘した．

後に Hinse et al. (2014) は，この系にあると考えられる惑星質量天体を高い信頼度で確認するには，食のタイミングの観測データのカバー率が不十分であると結論付けた．

最近，Nasiroglu et al. (2017) は 2016 年 11 月までの長期の観測データを公開した．これによると 2 惑星モデルは否定され，単独の褐色矮星の存在で周期的変動が説明されると報告した．しかしこのデータも周期の全てはカバーしていなかった．

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