A tale of two exoplanets: the inflated atmospheres of the Hot Jupiters HD 189733 b and CoRoT-2 b
在靠近其主星的轨道上运行的行星会受到强烈的辐射。来自恒星日冕和色球层的高能辐射是系外行星大气蒸发的主要原因。我们对短轨道上的凌日系外行星进行了多次X射线观测，以确定其外部行星大气的范围和加热。在HD 189733 b的情况下，我们在X射线中发现了令人惊讶的深过境轮廓，表明大气层延伸到1.75光学行星半径。这些高海拔层的X射线不透明度表明密度大或金属丰度高。我们初步报告的观测热木星CoRoT-2 b从我们的大型计划与XMM-牛顿，这是最近进行的。此外，我们目前的结果如何系外行星可能会改变恒星活动的演变，通过潮汐相互作用。
2014-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Heavy-metal Jupiters by major mergers: metallicity vs. mass for giant planets
一些质量超过1000亿的系外行星含有$\sim$ $100\, M_\oplus$的金属，远高于固体核心中通常需要的$\sim$ $10\, M_\oplus$，以通过失控的气体吸积触发巨型行星形成。我们证明，这种“重金属的陨石”可以导致行星合并附近的$\sim$ 10 au。以失控速率吸积气体的多个核相互引力扰动到交叉轨道上，使得平均合并速率等于气体吸积速率。同时合并和气体吸积意味着核心质量与行星总质量成比例，因为$M_{\rm core} \propto M^{1/5}$ -较重的行星拥有较重的核心，与观察到的质量-金属丰度关系一致。虽然平均气体巨星合并一次以使其核心加倍，但其他气体巨星可能合并多次，因为合并树生长混乱。我们发现，分散的合并固有的结果可以重现大分散在观测到的行星金属丰度，假设$3-30\, M_\oplus$前失控的核心。合并可能与金属丰度、偏心率和自旋相关。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inflated hot Jupiters: Inferring average atmospheric velocity via Ohmic models coupled with internal dynamo evolution
本研究以欧姆耗散框架为基础，通过MESA模拟受辐照巨行星演化，推断出热木星大气风强度范围及变化规律，揭示了发电机场与大气感应的耦合效应，为解释其膨胀半径提供了关键依据。
2025-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
KELT-12b: A $P \sim 5$ Day, Highly Inflated Hot Jupiter Transiting a Mildly Evolved Hot Star
我们报告了KELT-12 b的发现，这是一颗高度膨胀的恒星质量行星，它正在经过一颗温和进化的宿主恒星。我们确定了KELT-North巡天数据中的初始凌日信号，并通过精确的后续测光、高分辨率光谱学、精确的径向速度测量和高分辨率自适应光学成像确定了伴星的行星性质。我们优选的最佳拟合模型表明，$V = 10.64$主体TYC 2619-1057-1具有$T_{\rm eff} = 6278 \pm 51$ K、$\log{g_\star} = 3.89^{+0.054}_{-0.051}$和[Fe/H] = $0.19^{+0.083}_{-0.085}$，并具有推断的质量$M_{\star} = 1.59^{+0.071}_{-0.091} M_\odot$和半径$R_\star = 2.37 \pm 0.18 R_\odot$。这颗行星的伴星有$M_{\rm P} = 0.95 \pm 0.14 M_{\rm J}$、$R_{\rm P} = 1.79^{+0.18}_{-0.17} R_{\rm J}$、$\log{g_{\rm P}} = 2.87^{+0.097}_{-0.098}$和密度$ρ_{\rm P} = 0.21^{+0.075}_{-0.054}$ g cm $^{-3}$，使它成为已知最膨胀的巨行星之一。${\rm BJD_{TDB}}$中的下接合时间为$2457…
2016-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The inflated, eccentric warm Jupiter TOI-4914 b orbiting a metal-poor star, and the hot Jupiters TOI-2714 b and TOI-2981 b
本研究确认了三颗巨行星，其中暖木星TOI-4914 b围绕贫金属恒星运行，具有显著偏心率且异常膨胀，挑战了现有理论模型和金属丰度与偏心率关联的趋势。
2024-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Estimating the magnetic field strength in hot Jupiters
与木星相比，大部分已知的类木星系外行星都是膨胀的。这些“热”彗星的轨道靠近它们的母恒星，并受到强烈星光的轰击。许多理论被提出来解释它们的半径膨胀，其中一些理论认为一小部分入射星光被注入行星内部，这有助于膨胀行星。这样的能量注入将如何影响行星发电机？在这封信中，我们估计表面磁场强度的热彗星使用缩放参数，涉及能量在行星内部的发电机产生的磁场。我们发现，如果我们考虑到注入行星内部的能量足以使热彗星膨胀到观测到的半径，那么由此产生的发电机应该能够产生比木星值强一个数量级以上的磁场。我们的分析突出了恒星光在热超导体中设置场强的潜在基本作用。
2017-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Colour-colour and colour-magnitude diagrams for Hot Jupiters
我们使用地面和空间为基础的日食测量的近红外（$JHK\!s$）波段和斯皮策3.6 $μ$ m和4.5 $μ$ m波段，以构建颜色和颜色的星等图热彗星。我们比较的结果与以前的观测亚恒星的对象，发现热彗星，当校正其膨胀半径，位于附近的黑体线和相同的区域的颜色星等图的棕矮星，包括低重力矮星，以前已建议作为系外行星类似物。我们使用理论发射光谱来研究不同金属丰度、C/O比和温度对红外颜色的影响。总的来说，我们发现，虽然C/O比和金属丰度的差异确实对应于这些图上的不同位置，但测量误差太大，无法使用这种方法对单个物体的组成进行严格的限制。然而，作为一类热木星，它聚集在太阳金属丰度和C/O比预期的位置周围。
2020-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Violent mergers can explain the inflated state of some of the fastest stars in the Galaxy
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max Planck Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）
本文通过剧烈并合模拟解释了银河系中部分超高速恒星的膨胀状态，提出新的模型以解释观测到的超高速恒星现象。
2025-10-14 astro-ph.SR
Re-inflation of warm and hot Jupiters
了解许多凌日热气体巨行星的异常半径是行星科学的基本问题。最近探测到围绕后主序星运行的再膨胀的暖彗星，以及它们的宿主星在主序星上演化时热彗星的再膨胀，可能有助于限制热彗星异常半径的模型。在这项工作中，我们提出了研究气体巨星再膨胀的演化模型，以确定沉积加热的深度和强度如何变化，影响热彗星的主序再膨胀和热彗星的后主序再膨胀。我们发现，需要更深的加热来重新膨胀的热膨胀比需要抑制他们的冷却，和再膨胀的时间尺度随着加热速率和深度的增加而减少。我们发现加热速率和深度之间有很强的简并性，无论是强的浅层加热还是弱的深层加热，都为热彗星的主序再膨胀提供了解释。这种加热速率和深度之间的简并性可以在主序后暖爆体再膨胀的情况下被打破，因为膨胀必须在主序后演化时间尺度内迅速发生。我们还表明，加热率对入射恒星通量的依赖性推断从热彗星的样本可以解释再膨胀的温暖和热彗星。TESS将获得围绕后主序星运行的温暖类星体的大量样本，这将有助于限制导致气体巨行星异常半径的机制。
2021-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Influence of Host Star Spectral Type on Ultra-Hot Jupiter Atmospheres
超热类星体是最高辐射的气体巨行星，平衡温度从2000到4000 K。超热彗星由于其高温、膨胀半径和短周期而易于表征，但它们的大气层对于行星来说是非典型的，因为光球层拥有相对于分子的大浓度原子和离子。在这里，我们评估这些行星的大气层如何响应不同的光谱型的恒星照射。我们发现，超热彗星表现出的温度反演，是敏感的主机恒星的光谱型。由于在短波长和低压下吸收增强，反演的斜率和温度范围都随着宿主星有效温度的增加而增加。与较冷恒星周围的类似行星相比，热恒星周围的超热彗星中陡峭的温度反转导致了更高的热解离和电离。H $^{-}$不透明度的增加导致具有减弱吸收特征的渡越光谱。然而，发射光谱在亮温上表现出很大的对比度，这是一个可以用二次日食观测和高色散光谱学检测到的特征。我们还发现，恒星大气中局部热力学平衡的偏离会影响行星上层大气中原子金属所引起的加热程度。此外，我们还进一步量化了超热木星大气中不同不透明度源加热的重要性。
2019-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Binary Stellar Mergers with Marginally-Bound Ejecta: Excretion Disks, Inflated Envelopes, Outflows, and their Luminous Transients
利用辐射流体动力学模拟方法研究了双星合并过程中从外拉格朗日点（L2）开始的质量损失及其发光瞬态。先前，我们表明，对于质量比为0.06 < q < 0.8的双星，同步L2质量损失导致辐射效率低下，尘埃形成的未绑定赤道外流。如果在注入点处声速与轨道速度之比足够大，ε= cT/vorb> 0.15，则存在与q无关的类似流出。相比之下，对于q为0.8的双星的冷L2质量损失（ε< 0.15）< 0.06 or q >，赤道外流反而保持边缘束缚，并在数十到数百个双星轨道上回落到双星，在那里它经历了额外的潮汐扭矩和冲击。随着束缚气体与双星的维里化，系统的光度在光球半径近似恒定的情况下缓慢增加，导致温度上升。随后的演变取决于辐射冷却的效率。如果束缚大气能够有效地冷却，如辐射扩散时间短于平流时间（t_diff/t_adv < 1）所量化的，则维里化气体坍缩成排泄盘，而当t_diff/t_adv > 1时，形成各向同性风。在这两个极端之间，一个膨胀的包层将双星附近产生的热量通过纬向流输送到表面。在所有情况下，辐射亮度都达到了Mdot v_orb ^2/2的0.01 ~ 0.1的分数，其中Mdot是质量流出率。我们讨论了我们的结果的影响，在经典的新星和超新星，如V1309斯科和V838 Mon之间的光度差距的瞬态。
2016-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The only inflated brown dwarf in an eclipsing white dwarf-brown dwarf binary: WD1032+011B
本文利用哈勃WFC3时间分辨分光光度数据研究食双星WD1032+011中的受辐照棕矮星，测得其昼夜温差、无云大气及膨胀半径，确认其为同类系统中唯一已知膨胀棕矮星。
2024-09-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Q in Other Solar Systems
有相当一部分最后环绕轨道周期小于5天的热彗星被认为是通过高偏心率迁移的通道形成的。在连续的近星点通过时的潮汐耗散会带走行星的轨道能量，这有可能使半长轴改变10到1000倍。在平衡潮汐近似中，我们表明，为了使高偏心率迁移发生，在木星类似物的潮汐耗散的相对水平必须至少高于10倍的上限归因于木星-木卫一相互作用。虽然这对高辐射迁移来说不是一个严重的问题，但它与之前的几个计算结果相矛盾。我们发现，这些计算的高e迁移无意中高估了潮汐耗散的强度由三到四个数量级。这些差异被掩盖的使用各种参数，如滞后时间τ，潮汐品质因数Q和粘性时间t_V。我们提供了这些参数的值所需的E-Io相互作用，潮汐循环和高e迁移。潮汐理论以及模型的膨胀半径的热彗星的影响进行了讨论。虽然潮汐Q不是，在一般情况下，定义明确，我们推导出一个公式，它在高偏心率迁移过程中，Q是近似恒定的整个演变。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Qatar Exoplanet Survey: Qatar-7b -- A Very Hot Jupiter Orbiting a Metal Rich F-Star
我们现在发现卡塔尔-7b-一个非常热和膨胀的巨大气体行星绕着它的母恒星运行。主星是一颗质量相对较大的主序星F星，质量和半径分别为Mstar = 1.41 +/- 0.03 Msun和Rstar = 1.56 +/- 0.02 Rsun，距离d = 726 +/- 26 pc，估计年龄约为1 Gyr。它的轨道周期为P = 2.032天，距离主星不到5个恒星半径，并被加热到Teq ~ 2100 K的高温。根据现有的光度和径向速度观测的全球解，我们计算出行星的质量和半径分别为Mpl = 1.88 +/- 0.25 Mjup和Rpl = 1.70 +/- 0.03 Rjup。行星半径和平衡温度使卡塔尔-7b成为已知最热和最大的系外行星的前6%。凭借其大半径和高温，卡塔尔-7b是一个有价值的补充，为通过透射光谱研究其大气提供了最佳机会。
2018-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulated Photoevaporative Mass Loss from Hot Jupiters in 3D
电离的恒星光子加热了行星大气的上部区域，导致大气质量损失。利用紫外线和X射线透射光谱学已经探测到了从几个热的、富含氢的行星上逃逸的气体。由于这些行星被潮汐锁定，因此辐射不对称，逃逸的气体不太可能是球对称的。本文主要研究非对称加热对局部外流结构的影响。我们使用雅典娜代码的流体动力学产生热木星质量损失的三维模拟，共同风发射和恒星加热通过光电离模型。我们的基准行星是一颗膨胀的热木星，半径为$R_p=2.14 R_{\rm Jup}$，质量为$M_p = 0.53 M_{\rm Jup}$。我们用13.6 eV的光子照射初始中性的氢原子大气，并计算流出物的电离结构。在大气外流中有明显的不对称性，包括在行星的夜面上的中性阴影。给定一个与太阳相当的入射电离紫外线通量，我们发现稳态质量损失率为~ $2\times10^{10}$ g s $^{-1}$。的总质量损失率和流出的亚恒星射线的子结构显示出良好的协议与早期的一维模型，对于两个不同的通量。我们的三维数据立方体可以用来生成过境期间流出的消光光谱。作为一个概念的证明，我们发现吸收恒星莱曼α多普勒频移的速度高达$\pm 50$公里秒$^{-1}$。我们的工作为进一步的3D模型提供了一个起点，这些模型可用于预测热木星质量损失的可观测特征。
2015-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elliptical instability in hot Jupiter systems
一些研究已经考虑了潮汐对恒星和近伴星组成的系统演化的影响，尝试性地解释了不同的观测结果，如一些具有热彗星的恒星的自旋，短轨道周期行星的半径异常以及在某些极端情况下恒星自旋的同步或准同步。然而，在这样的系统中负责潮汐耗散的机制的性质仍然不确定。在本文中，我们声称，所谓的椭圆不稳定性可能在这些系统中发挥了重要作用，解释了一些系统的特点，目前在观察。这种流体动力学的不稳定性，产生于旋转流与椭圆流线，被怀疑是目前在行星和恒星的这种系统，这是椭圆变形的潮汐。在气态物体中，如恒星或热彗星，椭圆不稳定性的存在和影响，大多数时候被忽视。在本文中，使用数值模拟和理论论证，我们认为在热木星系统的椭圆不稳定性相关的几个功能。特别是，使用特设的边界条件，使人们有可能估计的气体体中的椭圆不稳定性的幅度。我们还考虑了可压缩性对椭圆形不稳定性的影响，并将结果与不可压缩情况进行了比较。我们证明了椭圆形不稳定增长的能力，在差分旋转的存在下，与一个可能的同步纬度，只要潮汐变形和/或流体的旋转速率足够大。此外，对于一个中心凝聚的流体质量的不稳定性的幅度是相同的数量级为不可压缩的流体对于一个给定的距离的阈值的不稳定性。最后，我们表明，椭圆形不稳定性是主要的潮汐耗散过程中偏心膨胀的热彗星和错位的恒星的假设是符合目前的数据。
2013-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Transmission spectroscopy of the inflated exo-Saturn HAT-P-19b
我们观测了土星质量和木星大小的系外行星HAT-P-19 b，以改进其过境参数和星历，并首次揭示其透射光谱。我们监测了一年多的宿主星，以量化其通量的变化，并纠正由星点引起的斜率的透射光谱。2012年1月，在加那利大望远镜上用OSIRIS观测到了HAT-P-19 b的凌日。目标和比较星的光谱覆盖了5600到7600 AA的波长范围。一个高精度的微分光变曲线是通过整合整个光谱通量创建的。该白光曲线用于推导绝对传输参数。此外，通过在41个50 AA宽的波长通道中进行通量积分，形成了一组波长上的光变曲线。我们分析了这些光谱光变曲线的颜色变化的过境深度。结合白光曲线的凌日拟合得到行星与恒星半径比的精确值为0.1390 pm 0.0012，倾角为88.89 pm 0.32度。在重新分析已发表的数据后，我们将轨道周期改进为4.0087844 pm 0.0000015天。我们得到了一个平坦的透射光谱，在任何波长或任何斜率没有显着的额外吸收。然而，我们的准确度不足以显著排除压力增宽钠特征的存在。我们的测光监测活动允许估计恒星旋转周期为35.5 pm 2.5天，并通过陀螺年代学改进了年龄估计为5.5^+1.8_-1.3 Gyr。
2015-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Magnetic Fields as a Heating Source for Extrasolar Giant Planets
据观察，位于其宿主恒星0.08天文单位范围内的热彗星通常显示出超过模型预期的半径。对这一现象提出了许多理论解释，但任何一种机制都有能力解释所有的观测结果，这还有待严格证明。我确定一个额外的加热机制，所产生的行星际磁场和行星磁层的相互作用，并表明这是能够提供足够的能量来解释所观察到的行星半径。这样一个模型预测，加热的程度应该取决于恒星的磁场，而恒星的活动则是其代表。因此，我从开普勒数据库中检查了热彗星的种群，并确认恒星活动（使用开普勒CDPP水平确定）与行星半径膨胀超过R = 0.87 RJ的基础水平的存在相关。我建议，从磁层到行星内部的能量转移的主要机制是焦耳加热所产生的全球电路类似于那些在太阳系对象。
2013-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
A massive hot Jupiter orbiting a metal-rich early-M star discovered in the TESS full frame images
本文报告了TESS发现的围绕富金属早型M矮星运行的迄今最大最密热木星TOI-4201b，其贫金属特性挑战核吸积模型，并通过比较G/M矮星热暖木星的金属丰度分布揭示不同形成历史。
2023-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Signature of Planetary Mergers on Stellar Spins
对高偏心率行星迁移的预测之一是，许多行星最终会坠入它们的宿主恒星。我们研究了行星合并对恒星自转周期的影响。能量守恒和角动量守恒产生了一个行星被恒星消耗将使恒星旋转。我们发现，我们的计算与观测到的年轻星系团中恒星自旋周期的分叉一致。例如，在一颗类似太阳的恒星吞噬了一颗质量为200亿美元的行星后，它将旋转60%（即，旋转周期减少了~60%），导致恒星旋转周期的明显差距，在消耗行星的恒星和没有消耗行星的恒星之间。自旋上升的恒星后来会因为磁制动而自旋下降，这与星团（> 300 Myr）中这种分叉的消失相一致。这里提出的计算结果与观测到的年轻星团中恒星的自旋周期色图之间的一致性提供了间接证据，证明行星吸积到其宿主恒星上是行星系统演化的一般特征。
2018-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of the ZTF SLRN-2020 star-planet merger
University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
ZTF SLRN-2020的光学瞬变现象由恒星-行星合并引发，其能量特征表明行星质量至少为木星的数倍。
2025-07-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal Phase Curves of XO-3b: an Eccentric Hot Jupiter at the Deuterium Burning Limit
我们报告了在3.6和4.5 $μ$ m处对偏心热木星XO-3b进行的\textit{Spitzer}全轨道相位观测。我们新的日食深度测量$1770 \pm 180$ ppm在3.6 $μ$米和$1610 \pm 70$ ppm在4.5 $μ$米显示没有证据表明以前报道的昼侧温度反演。我们还根据经验推导出XO-3b和它的宿主恒星的质量和半径使用盖亚DR 3的视差测量，并找到一个行星的质量$M_p=11.79 \pm 0.98 ~M_{\rm{Jup}}$和半径$R_p=1.295 \pm 0.066 ~R_{\rm{Jup}}$。我们比较了我们的\textit{Spitzer}观测与多个大气模型来约束XO-3b的辐射和平流特性。虽然去相关的4.5 $μ$ m观测是原始的，但3.6 $μ$ m相位曲线由于该通道中较大幅度的像素内灵敏度变化而被探测器系统学污染。我们把我们的分析集中在更可靠的4.5 $μ$ m相位曲线和适合的能量平衡模式与固体旋转估计纬向风速和底部的混合层的压力。我们的能量平衡模型拟合表明，东赤道风速$3.13 ^{+0.26} _{-0.83}$公里/秒，大气混合层下降到$2.40 ^{+0.92} _{-0.16}$酒吧，和债券的$0.106 ^{+0.008} _{-0.106}$。我们假设风速和混合层深度在整个轨道上是恒定的。我们比较了我们的观测与1D行星平均模型…
2021-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
An analysis of the CoRoT-2 system: A young spotted star and its inflated giant planet
CoRoT-2b是已知最大的系外行星之一。考虑到它的巨大质量，它的大半径无法用标准的演化模型来解释。有趣的是，这颗行星的母星是一颗活跃的、快速旋转的类似太阳的恒星，有很大一部分（7 - 20%）的斑点。目的：我们希望提供对恒星行星系统性质的限制，并了解行星的推断大尺寸是否可能是由于推断参数的系统误差，如果不是，如何解释。研究方法：我们结合恒星和行星的演化代码的基础上，所有可用的光谱和光度数据，以获得自洽的系统参数的约束。结果如下：我们没有发现恒星模型（包括斑点和恒星活动）中的系统误差，这将产生所需的约10%的恒星和行星的大小减少。发现了两类解：通常的恒星主序星解得出的行星质量为3.67+/-0.13 Mjup，半径为1.55+/-0.03 Rjup，年龄至少为130 Ma，考虑到恒星的快速自转和显著的活动，应该小于500 Ma。我们在前主序上确定了另一类解，在这种情况下，行星的质量为3.45 \pm 0.27 Mjup，半径为1.50+/-0.06 Rjup，年龄在30到40 Ma之间。这些非常年轻的解为行星的大小提供了最简单的解释，然后可以通过从最初的热膨胀状态的简单收缩来匹配，只要大气不透明度比通常假设的太阳组成大气增加约3倍。其他的解决方案意味着，在任何情况下，CoRoT-2b目前膨胀的半径是短暂的，并且是在不到20 Ma前发生的事件的结果：与另一颗100亿质量的行星的巨大撞…
2010-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
NGTS-33b: A Young Super-Jupiter Hosted by a Fast Rotating Massive Hot Star
本文报告了发现一颗由快速自转大质量热恒星宿主的年轻超木星 NGTS-33b，其低密度与年轻年龄为行星形成与演化模型提供了新约束，且是 JWST 大气后续观测的理想目标。
2024-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
EVR-CB-004: An Inflated Hot Subdwarf O star + Unseen WD Companion in a Compact Binary Discovered with the Evryscope
我们提出了EVR-CB-004的发现，一个紧密的双星与残余的恒星核心和一个看不见的白矮星的同伴。这项工作的分析显示，主星可能是一颗膨胀的热亚矮星（sdO），更有可能是一颗更罕见的后蓝水平分支（post-BHB）恒星。后BHB是蓝水平星或热亚矮星在过渡到WD之前的短暂外壳燃烧的最后阶段。该天体是在一次南天热亚矮星变率巡天中使用Evryscope光度数据发现的。EVR-CB-004的光度光变曲线显示了多分量的变化，这些变化来自主天体的椭球变形、多普勒增强以及引力临边变暗。EVR-CB-004是为数不多的已知系统之一，对于这些非常接近的双星系统，它具有长周期（6.08426小时）和大振幅椭球调制（亮度从最大值到最小值变化16.0 $\%$），而主要的特性使其成为真正独特的系统。EVR-CB-004还显示了一个特殊的低振幅（小于$1\%$）正弦光变曲线变化，其周期为二进制周期的1/3共振。我们初步确定这一额外的变化源作为潮汐引起的共振脉动，我们建议后续观察，可以验证这一解释。从系统的演化状态、其组分及其质量分数来看，EVR-CB-004是形成单个高质量（$\approx1.2M_{\odot}$）WD的强合并候选者。EVR-CB-004提供了一个短暂的残余核心演化和二次变异阶段的一瞥，这在紧凑的双星系统中是前所未有的。
2020-09-13 astro-ph.SR
CoRoT's first seven planets: An overview
到目前为止，由CoRoT太空望远镜的系外行星通道提供的约10万颗恒星的长达150天的不间断高精度测光，为我们银河系附近的行星人口提供了一个新的视角。这七颗行星具有非常精确的参数，几乎在任何方面都拓宽了已知行星属性的范围。在低金属量、快速旋转和活跃的斑点恒星中发现了巨行星。CoRoT-3占据了棕矮星沙漠，并缩小了标准巨行星和非常低质量恒星之间测量物理性质的差距。CoRoT将已知的行星质量范围扩大到5个地球质量和21个木星质量，半径小于2个地球半径，直到迄今为止发现的最膨胀的热木星，并且通过凌日发现的行星周期为9天。两颗CoRoT行星的主恒星的重元素含量是已知的最低的，这表明凌日暗示了一种不同的行星-主恒星-金属丰度关系，然后通过径向速度搜索程序发现。最后，CoRoT-7 b的性质证明了在太阳系之外存在密度接近地球的类地行星。在$10^{-5}$-水平上探测到CoRoT-1的二次凌日，以及在$3.5 10^{-4}$相对通量上非常清晰地探测到CoRoT-7 b的1.7地球半径，这些都是很有希望的证据，表明CoRoT能够探测到甚至更小的地球大小的行星。
2010-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three new brown dwarfs and a massive hot Jupiter revealed by TESS around early-type stars
大质量AF型恒星周围的系外行星和褐矮星（BD）的探测和表征对于研究和限制恒星质量对行星性质的影响至关重要。然而，这样的目标在径向速度（RV）调查中仍然很难探索，因为它们只具有少量的恒星线，并且这些恒星线通常会因恒星旋转和恒星抖动而变宽和混合。因此，关于热恒星周围行星和BD的形成和演化的可用信息是有限的。我们的目标是增加样本，精确测量由凌日系外行星调查卫星（TESS）探测到的巨行星和BD凌日AF型恒星的质量和偏心率。我们使用地基光度观测以及来自CORALIE、CHIRON、TRES、FEROS和MINERVA-澳大利亚光谱仪的高精度RV测量，跟踪了$T_{\mathrm{eff}}$ > 6200 K的明亮（V < 12等）恒星，这些恒星拥有巨大的伴星（R > 7 $\mathrm{R_{\rm \oplus}}$）。在此背景下，我们发现了三个BD同伴，TOI-629 b，TOI-1982 b和TOI-2543 b，以及一颗大质量行星TOI-1107 b。从联合分析中，我们发现BD的质量在66和68 $\mathrm{M_{\rm Jup}}$之间，周期在7.54和17.17天之间，半径在0.95和1.11 $\mathrm{R_{\rm Jup}}$之间。热木星TOI-1107 b的轨道周期为4.08天，半径为1.30 $\mathrm{R_{\rm Jup}}$，质量为3.35 …
2022-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The evolution of runaway stellar collision products
在年轻的致密星团的核心，可能会发生涉及同一物体的重复恒星碰撞，这被认为会导致中等质量黑洞的形成。为了验证这种情况下，我们计算的合并残留的三个序列的详细演变。我们遵循的演变，直到碳燃烧的开始，并估计最终的残余质量，以确定最终的命运失控合并序列。我们使用详细的恒星演化代码来跟踪碰撞产物的演化。在每次碰撞中，我们将两颗碰撞的恒星混合，考虑到碰撞过程中的质量损失。在恒星演化过程中，我们应用文献中的质量损失率，以适合合并残余物的演化阶段。我们计算高（$Z=0.02$）和低（$Z=0.001$）金属丰度的模型，以量化金属丰度的影响。我们发现，合并残余成为沃尔夫-拉叶星之前，核心氢燃烧结束。恒星风的质量损失占主导地位的质量增加，由于重复合并的所有三个合并序列，我们认为。在我们的高金属丰度模型中，没有一个中等质量黑洞形成，相反，我们的模型在碳燃烧开始时的质量为10- 14 \Msun{}。对于低金属量，我们预计合并序列的最后残余物会爆炸成一颗成对的超新星。我们发现，我们的富金属模型成为膨胀的结果，发展一个扩展的低密度信封。这可能会增加进一步碰撞的概率，但需要自洽的$N$体计算与失控合并的详细演变来验证这一点。
2009-02-13 astro-ph.SR
Upsilon Andromedae b in polarized light: New constraints on the planet size, density and albedo
偏振测量是一种探测和表征系外行星及其大气的新工具。测量了来自非凌日热木星$\upsilon$ ~And~b的偏振散射光，以进一步限制其轨道、质量、密度和几何常数。我们获得了偏振测量的$UBV$带的轨道周期和推导出的平均峰-峰振幅$(49 \pm 5)\times10^{-6}$在斯托克斯$q$和$u$。从我们的数据，我们评估轨道倾角$i=111\degr\pm11\degr$，经度的升交点$Ω=236\degr\pm12\degr$（或相当于56 \degr），散射大气的有效尺寸在光学蓝色的$1.36\pm0.20$ \，$R_{\rm J}$。结合光谱测量，这些结果得到了行星质量$0.74\pm0.07$ \、$M_{\rm J}$、平均密度$0.36\pm0.08$ \，g\，cm $^{-3}$和表面重力$\sim10^3$ \，cm\，s $^{-2}$，这表明$\upsilon$ ~And~b与其他膨胀的热彗星非常相似。我们还显著改进了近星点历元$T_{\rm p}={\rm JD}2,450,032.451$、内合历元$T_{\rm t}={\rm JD}2,450,034.668$和近星点经度$ω=279\degr\pm14\degr$。后者表明行星c和d的拱点共振也包括行星b。获得的限制波长依赖的几何反射率（平均0.35）表明其相似的海王星的峰值反射率在蓝色。结合所…
2011-09-14 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Fluctuations and Flares in the Ultraviolet Line Emission of Cool Stars: Implications for Exoplanet Transit Observations
恒星通量的变化可能会掩盖过境行星的光度信号。这种变化性以前没有在用于探测热彗星周围膨胀大气的紫外线中得到很好的表征。因此，我们调查了38颗F-M星在四个狭窄的光谱波段的强度变化：两个封闭的强线来自已知居住在热木星大气中的物种，CII $λλ$ 1334，1335和SiIII $λ$ 1206;一个封闭的SiIV $λλ$ 1393，1402;和36.5埃的散布连续谱。对于每个星/波段组合，我们从档案HST COS和STIS时间标记的光子数据生成60秒的节奏光变曲线。在这些光变曲线中，我们将耀斑和随机波动描述为不同形式的变化。耀斑：我们使用互相关方法检测到116个耀斑。这些事件在时间序列中平均每2.5小时发生一次，超过50%持续4分钟或更短，并且大多数在SiIV中产生最强的响应。如果耀斑发生在60分钟的凌日测量期间，90/116将破坏地球，27/116海王星和7/116木星的信号，通量的向上偏差范围为静止水平的1-109%。波动：光子噪声和潜在的恒星波动在静态数据中产生散射。我们将恒星波动建模为具有标准差$σ_x$的高斯白噪声。对于60 s测量，$σ_x$的极大似然值范围为1-41%。这些值表明，许多冷星将只允许过境检测到高置信度的紫外线共振线，如果掩星盘的半径是$\gtrsim$ 1 R $_J$。然而，对于某些M矮星，这个极限可以低至几个$R_{Earth}$。
2014-02-23 astro-ph.SR
