A radiative-convective equilibrium model for young giant exoplanets: Application to beta Pictoris b
我们提出了一个年轻的巨系外行星的辐射对流平衡模型。模型的预测与现有的测光测量的行星β Picasso b在J，H，Ks，L '，NB 4.05，M'波段。该模型将用于解释未来对SPHERE系外行星的光度和光谱观测，安装在VLT上，预计将于2014年年中首次亮相。
2014-01-17 astro-ph.EP
Bayesian priors for the eccentricity of transiting planets
在偏心轨道上的行星有更高的几何概率穿越它们的主星。通过应用贝叶斯定理，我们扭转了这种逻辑，表明过境行星的偏心率分布是正偏置的。采用灵活的Beta分布作为偏心率的先验，我们得到了边缘化的过境概率，以及先验的联合概率分布的偏心率和幅角的近星点，给定的行星是已知的过境。这些结果表明，大多数使用开普勒数据计算的行星出现率都高估了行星的普遍性约10%。事实上，如果没有偏心率分布的先验假设，从凌日巡天中得到行星的真实存在是根本上难以处理的。此外，我们表明，以前提取的偏心率分布使用开普勒数据是正偏置的。在其中一个希望施加一个信息偏心之前的情况下，我们提供了一个递归算法来应用我们的联合先验概率分布的逆变换采样。该算法的计算机代码，ECCSAMPLES，提供，使社会直接从前采样。
2014-08-06 astro-ph.EP
Transiting exocomets detected in broadband light by TESS in the $β$ Pictoris system
我们寻找下降的蒸发体（FEBs，也被称为外彗星）的光度时间序列中获得的$β$风景如画的拟合和删除后，其$δ$盾牌型脉动频率的迹象。利用TESS卫星获得的测光数据，我们通过频率分析确定了系外行星主星$β$ Picture的脉动特性。然后，我们预测了54个已识别的$δ$ Scuti p模式，并研究了FEB存在的剩余光度时间序列。我们确定了三个不同的浸渍事件的光变曲线的$β$风景如画超过105天的时间。这些倾斜的深度从0.5到2毫米，最大的倾斜持续时间长达2天。这些倾角在本质上是不对称的，并且与一个蒸发彗星的模型相一致，该模型具有延伸的尾部穿过恒星的盘。我们提出了第一个宽带探测到的外彗星穿过$β$风景如画的磁盘，与20年前Lecavelier Des Etangs等人（1999）的预测一致。在这个时间序列中没有看到周期性的凌日。这些观测证实了在高分辨率光谱学中已经看到的钙H和K线中的外彗星的光谱检测。
2019-05-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital Constraints on the beta Pic Inner Planet Candidate with Keck Adaptive Optics
一个点源在2003年的L'（3.8微米）图像中被观测到8 AU的投影，最近被认为是一个行星候选者。在这里，我们展示了2008年在凯克天文台获得的L '波段自适应光学成像的结果。我们没有检测到β Pic b超过0.29弧秒的极限半径，或5.5 AU的投影，从恒星。如果β Pic b是一颗绕轨道运行的行星，那么在两个观测时期之间的五年内，它已经移动了>=0.12角秒（投影2.4天文单位）接近恒星。我们研究的轨道参数的范围与观测结果一致，包括可能的边界从以前推断的星子带的位置。我们发现一个家庭的低偏心率轨道与半长轴~8-9 AU是完全允许的，以及广泛的区域的轨道与e<~0.2，a>~10 AU是允许的，如果在2003年的行星的视运动是对恒星。我们比较这个允许的空间与预测的行星轨道要素的文献。此外，我们还展示了在未来几年内类似的观测如何进一步限制允许轨道的空间。如果在2013年之前没有探测到这个来源，那么就不能将其解释为一颗在6.4和16 AU微行星带之间运行的行星。
2009-09-23 astro-ph.EP
Exocomets size distribution in the $β$ Pictoris planetary system
恒星$β$ Pictuary拥有一个年轻的行星系，其特征是存在一个气体和尘埃碎片盘，至少两个大质量行星和许多小天体。30多年来，人们一直使用光谱学来探测经过恒星的系外彗星，探测彗星彗发和彗星尾的气体部分。可以通过对凌日的光度观测来探测尾部的尘埃成分。自2018年以来，凌日系外行星勘测卫星对$β$ Pic的观测时间共计156天。在这里，我们报告了一个分析的TESS光度数据集的识别共30个过境的外彗星。我们的统计分析表明，凌日外彗星事件（$N$）的数量作为光变曲线中的吸收深度（$AD$）的函数遵循$dN(AD) \propto AD^{-α}$形式的幂律，其中$α=2.3\pm 0.4$。这种吸收深度的分布导致一个微分彗星的大小分布成比例的$R^{-γ}$，其中$γ=3.6 \pm 0.8$，显示出惊人的相似性，在太阳系中的彗星的大小分布和分布的碰撞放松人口（$γ_{\rm D}= 3.5$）。
2022-04-28 astro-ph.EP
Physical and orbital properties of Beta Pictoris b
中质量恒星美如画座β被一个结构化的边缘碎片盘所包围，在其中发现了一颗气体巨行星，其轨道在8-10 AU。Beta Pic b的物理性质以前是从0.9-4.8微米的宽波段和窄波段光度法推断出来的。我们使用双子座行星成像仪（GPI）的调试数据来获得新的天体测量和低分辨率（R=35-39）的J波段（1.12-1.35微米）光谱。我们发现这颗行星已经通过了正交线。我们将其半长轴限制为$\leq$ 10 AU（90%概率）。在8.9 ± 0.4- 0.6AU处有峰。行星天体测量和最近的恒星径向速度测量的联合拟合产生了行星的动力学质量$\leq$ 20 MJup（大于96%概率）。β Pic b的光谱与年轻的L1-1.5+1矮星相似。我们使用光谱型估计来修正行星光度为log（L/Lsun）=-3.90+-0.07。在Teff=1650 ± 150 K和log g小于4.7dex的条件下，用PHOENIX和LESIA的12个网格的大气模式再现了0.9-4.8微米的光度和光谱。如果我们采用最新的系统年龄估计（21+-4Myr），则只有初始熵Si大于10.5kB/重子的热启动和热启动径迹才能再现β Pic b的热光度和动力学质量的约束。这样的初始条件可能是由于低效率的吸积激波和/或形成时的星子密度高于经典的核心吸积模型。考虑到系统的年龄较小或Beta Pic b的保守形成时间不会改变这些结论。
2014-07-15 astro-ph.EP
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and its falling evaporating bodies
本研究通过辛N体模拟验证Beta Pictoris双行星系统稳定性，发现FEBs源于1.5天文单位内与Beta Pic c的高阶共振，而非先前认为的4-5天文单位区域。
2024-01-01 astro-ph.EP
Curves of growth for transiting exocomets: Application to Fe II lines in the Beta Pictoris system
本文提出系外彗星增长曲线方法，通过双参数云团模型分析 $β$ Pictoris 系统过境彗星在 Fe II 谱线中的吸收深度，成功推导了彗星覆盖因子、光学厚度、温度、柱密度及电子密度等物理性质。
2024-02-15 astro-ph.EP
The Inner Disk Structure, Disk-Planet Interactions, and Temporal Evolution in the Beta Pictoris System: A Two-Epoch HST/STIS Coronagraphic Study
我们提出了深HST/STIS日冕图像的β Pic碎片盘在两个时代相隔15年。新的图像和1997年数据的重新还原提供了在光学波长下最敏感和详细的圆盘视图，以及圆盘最小的内部工作角光学日冕图像。我们的观察特点的大规模和内部磁盘的不对称性，我们确定多个突破磁盘径向表面亮度分布。我们详细研究了径向和垂直磁盘结构，并表明，磁盘是翘曲的。我们探索了Beta Pic b超木星位置的圆盘，发现圆盘表面亮度斜率在0.5和2.0弧秒之间是连续的，认为Beta Pic b轨道的分离没有变化。这两个历元图像约束盘表面亮度的轨道和辐射压力吹出的时间尺度上的演变。我们把上限为3%的磁盘表面亮度变化之间的3-5 arcsec，包括磁盘扭曲的位置，和CO和尘埃团块。我们讨论了高分辨率多波长图像的背景下，新的意见，并划分为两组：轴对称和非轴对称的磁盘不对称。轴对称结构（翘曲、大型蝶形等）与包括微行星带和非共面巨行星相互作用的盘结构模型一致。然而，非轴对称特征需要不同的解释。
2015-01-13 astro-ph.EP
Measuring the Galactic Distribution of Transiting Planets with WFIRST
WFIRST微透镜任务将测量数百万颗恒星的精确光变曲线和相对视差，使其有可能沿着视线描述短周期凌日行星并进入银河系凸起。这些光变曲线将使超过100，000个凌日行星的探测成为可能，这些行星的主恒星已经测量了距离。虽然这些行星中的大多数无法被追踪，但WFIRST数据中的数千颗热彗星可以通过检测它们的次日食直接确认。此外，在WFIRST微透镜巡天期间，通过探测凌日时间的变化，可以确认一些小行星系统。最后，通过排除潜在的误报，更多的行星可能会得到验证。WFIRST凌日和微透镜的结合将提供一个完整的行星系结构的图片，从最短的周期到未绑定的行星，作为银河系距离的函数。
2017-01-08 astro-ph.EP
On the misalignment of the directly imaged planet β Pictoris b with the system's warped inner disk
碎片盘Beta Picture中的垂直弯曲-一个倾斜的内盘延伸到平坦的外盘-长期以来一直被解释为倾斜轨道上行星的路标。2004年至2010年的直接图像显示了一颗质量和轨道距离与这张照片一致的行星。然而，最近有报道称行星b的轨道与平坦的外盘对齐，而不是倾斜的内盘，因此没有使盘弯曲的倾斜度。我们探讨了三种情况下，协调明显的不一致的直接成像的行星Beta Picasso b与扭曲的内盘的Beta Picasso：观测的不确定性，一个额外的行星，和阻尼行星b的倾斜。我们发现，在不确定性的极端情况下，毕宿二的轨道具有产生观测到的翘曲所必需的倾角。我们还发现，如果行星b与平坦的外盘对齐，它将阻止另一颗行星产生具有所观察到的特性的翘曲;因此行星b本身必须对翘曲负责。最后，行星b的倾角可能已经被动力学摩擦阻尼，仍然会产生观察到的圆盘形态，但阻尼的可行性取决于圆盘的性质和其他行星的存在。对行星b的轨道和外盘的位置角进行更精确的观测将使我们能够区分第一种和第三种情况。
2011-11-23 astro-ph.EP
Abundances of refractory ions in Beta Pictoris exocomets
利用曲线生长方法分析 Beta Pic 系外彗星的多源档案光谱，发现其难熔离子成分总体稳定且与太阳丰度一致，揭示了电离状态分布及与径向速度的相关性，为后续物理建模奠定基础。
2025-03-21 astro-ph.EP
The Gemini NICI Planet-Finding Campaign: The Orbit of the Young Exoplanet beta Pictoris b
我们提出了新的天体测量的年轻（12- 21百万年）的系外行星β Picasso b采取的双子座/NICI和麦哲伦/MagAO仪器在2009年和2012年之间。我们观测的高动态范围使我们能够测量β Pic b相对于其主星的相对位置，其精度比以前的观测更高。基于马尔可夫链蒙特卡罗分析，我们发现这颗行星的轨道半长轴为9.1（+5.3，-0.5）AU，轨道偏心率<0.15，置信度为68%（半长轴和偏心率的95%置信区间分别为8.2--48 AU和0.00--0.82，由于两者之间有一个狭长的退化尾巴）。我们发现这颗行星已经达到了最大的预计伸长，使得轨道参数的精度比以前更高，而且行星的预计分离目前正在减少。由于NICI的半透明焦平面掩模获得了整个beta Pic系统（主星，行星和盘）的非饱和数据，我们能够严格限制拱星组件的相对方向。我们发现行星的轨道平面位于内外盘之间：行星轨道节点的位置角（PA）（211.8 +/- 0.3度）比外盘脊柱的PA大7.4 sigma，比扭曲的内盘PA小3.2 sigma，表明盘没有碰撞松弛。最后，我们第一次能够动态地将主星β Pic的质量限制在1.76（+0.18，-0.17）太阳质量。
2014-08-11 astro-ph.EP
Interpreting the photometry and spectroscopy of directly imaged planets: a new atmospheric model applied to beta Pictoris b and SPHERE observations
我们的目标是解释未来的光度和光谱测量从这些仪器，在行星的物理参数方面，使用最少数量的假设和参数的大气模型。我们发展了系外行星辐射-对流平衡模型（Exo-REM）来分析直接成像的行星的光度和光谱数据。输入参数是行星的表面重力（g），有效温度（Teff）和元素组成。该模型预测了最重要的气体的平衡温度分布和混合比分布。不透明度来源包括H2-He碰撞诱导的吸收和来自八种化合物的分子谱线（包括用Exomol谱线列表更新的CH 4）。铁和硅酸盐云粒子的吸收被添加到预期的凝结水平之上，具有固定的标度高度和在某个参考波长处的给定光学深度。本阶段不包括散射。我们应用Exo-REM的光度和光谱观测的行星β Picasso b获得了一系列的近红外滤波器。我们推导出Teff = 1550 ± 150 K，log（g）= 3.5 ± 1，半径R = 1.76 ± 0.24 RJup（光度测量的2-σ误差条）。这些值与文献中发现的值相当，但误差条更保守，与模型准确度一致。我们能够重现，误差范围内，β Piclodib的J-和H-波段光谱。最后，我们研究了上述参数
2015-08-19 astro-ph.EP
A Search for Collisions and Planet-Disk Interactions in the Beta Pictoris Disk with 26 Years of High Precision HST/STIS Imaging
本研究利用1997至2023年的HST/STIS成像数据，对绘架座Beta星碎屑盘进行长基线时间分析，虽未发现微行星碰撞迹象，但探测到盘东南侧初步增亮，并基于耦合碰撞模型评估了探测灵敏度。
2024-08-22 astro-ph.EP
Searching for companions down to 2 AU from beta Pictoris using the L'-band AGPM coronagraph on VLT/NACO
上下文在β Pic周围发现的巨行星的轨道相对于碎片盘的外部略微倾斜，这在内部碎片盘中产生了翘曲。这种倾斜可以用与其他行星的引力相互作用来解释。目标。我们的目标是寻找更多的巨行星位于较小的角距离的恒星。方法.我们在VLT/NACO上使用了新的L波段AGPM日冕仪，它提供了一个精致的内工作角。在光瞳跟踪模式下，在beta Pic上获得了长观测序列。为了获得灵敏度限制，使用专门针对角差分成像的主成分分析技术处理收集的图像。结果在角距小于0.2”的情况下，没有探测到额外的行星，灵敏度优于5兆焦耳。有意义的上限（< 10 MJup）推导到0.1”的角间距，这对应于β Pic距离处的2 AU。
2013-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
A background galaxy in the field of the beta Pic debris disk
赫歇尔在六个测光波段的图像显示了β Pic周围碎片盘的热辐射。在70微米、100微米和160微米的三个PACS波段以及250微米的SPIRE波段中，盘具有良好的分辨率，并且在350微米和500微米的SPIRE波段中可获得额外的光度测定，其中盘仅具有边缘分辨率。SPIRE地图显示β Pic西南方向有一个斑点，与圆盘中过量发射的亚毫米探测相吻合。我们调查了这个斑点的性质。我们的颜色，光谱能量分布和大小的斑点，磁盘和背景源的比较表明，斑点最有可能是一个背景源的红移之间的z =1.0和z = 1.6。
2012-03-02 astro-ph.CO astro-ph.EP
The First H-band Spectrum of the Massive Gas Giant Planet beta Pictoris b with the Gemini Planet Imager
使用最近安装的双子座行星成像仪（GPI），我们已经采取了第一个H波段光谱的行星伴侣附近的年轻恒星β风景如画。GPI的目的是成像和提供木星大小的低分辨率光谱，在年轻的附近恒星周围的自发光行星同伴。这些观察是在H波段（1.65微米）进行的。该光谱的分辨能力为$\sim$ 45，显示了一个表面重力较低的冷亚恒星物体的独特三角形形状。利用大气模式，我们发现一个有效的温度$1650 \pm 50$ K和表面重力$\log(g) = 4.0 \pm 0.25$（cgs单位）。这些值与行星演化模型的预测吻合得很好，该模型预测的气体巨星质量在10到12 $M_{\rm Jup}$之间，年龄在10到20百万年之间。
2014-07-16 astro-ph.EP
Hot circumstellar material resolved around beta Pic with VLTI/PIONIER
我们的目标是在近红外波段解析β Pic周围的星周环境，以研究内行星系统（< 200 mas，即，~ 4AU）。用四望远镜VLTI/PIONIER干涉仪在H波段的七个光谱通道上获得了精确的干涉条纹可见度测量。对干涉测量数据进行了彻底分析，以测量恒星角直径并寻找星周物质。我们探测到β Pic周围的近红外拱星发射，占近红外恒星通量的1.37% +/- 0.16%，位于PIONIER的视场内（即，半径约200 mas）。这个过剩和光球发射之间的通量比在一年的时间内是稳定的，在H波段上变化很小，这表明源要么非常热（> 1500 K），要么由恒星通量的散射主导。此外，我们以前所未有的精度（theta_LD= 0.736 +/- 0.019 mas）导出了β Pic的边缘变暗角直径。由于VLTI/PIONIER启用的高精度振动仪，首次揭示了β Pic附近的小H波段过量的存在。这种过量的辐射可能是由于星周尘埃对恒星光的散射和/或来自未知热尘埃的热辐射，尽管不能完全排除连续辐射中的热气体。
2012-10-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spectroscopic Transit Search: a self-calibrating method for detecting planets around bright stars
我们使用高分辨率光谱学和多普勒成像，消除了对标准恒星观测的需要，寻找围绕恒星$β$风景如画的凌日系外行星。这些数据是在整个2017年的一次观测活动期间在VLT上获得的，该活动监测了系外行星$β$ Picardy b的希尔球过境。我们利用线轮廓断层扫描作为一种方法，发现凌日系外行星。通过测量恒星线轮廓的系外行星畸变，我们消除了对参考星测量的需要。我们演示了白噪声模拟的方法，然后看看的情况下，$β$风景如画的，这是一个$δ$ Scuti干扰。我们描述了一种方法，以消除恒星脉动，并执行搜索的任何过境系外行星在所得的数据集。我们注入假行星凌日与不同的轨道周期和行星半径的光谱，并确定恢复分数。在光子噪声有限的情况下，我们可以恢复行星的海王星半径与$\sim$ 80%的成功率，使用8米的望远镜与$R\sim 100,000$摄谱仪和20分钟的观测每晚。$β$ Picture的脉动限制了我们对木星大小行星的敏感性，但脉动消除算法将这一限制提高到了土星大小的行星。我们提出了两个行星候选者，但认为它们的信号最有可能是由其他现象引起的。我们已经证明了一种搜索凌日系外行星的方法，该方法（i）不需要辅助校准观测，（ii）可以对任何其旋转增宽可以用高光谱色散摄谱仪分辨的恒星进行工作，（iii）提供了迄今为止围绕$β$风景如画的轨道周期从15天到200天的凌日行星大小的系外行星半径的最低限度，覆盖
2019-03-19 astro-ph.EP astro-ph.IM
Discovery and characterization of WASP-6b, an inflated sub-Jupiter mass planet transiting a solar-type star
我们报告发现了WASP-6 b，一颗膨胀的亚木星质量行星，每3.3610060 +0.0000022-0.0000035天经过一颗V=11.9的轻度贫金属太阳型恒星。综合分析WASP测光、高精度跟踪凌日测光和视向速度，得到行星质量M_p = 0.503 + 0.019 - 0.038 M_jup，半径R_p = 1.224 + 0.051 - 0.052 R_jup，密度rho_p = 0.27 +-0.05 rho_jup。主星的质量和半径分别为M_s = 0.88 + 0.05 - 0.08 M_sun和R_s = 0.870 + 0.025 - 0.036 R_sun。我们测量到的非零轨道偏心率e = 0.054 + 0.018 - 0.015表明，这颗行星在大约1 Gyr前经历了一次大规模的潮汐加热，这可能导致了它的膨胀半径。在凌日期间获得的高精度径向速度使我们能够测量恒星自旋和轨道轴之间的天空投影角β = 11 + 14 - 18度。除了类似的已发表的测量，这一结果有利于一个占主导地位的迁移机制的基础上与原行星盘潮汐相互作用。
2009-01-29 astro-ph.EP
The beta Pictoris system: Setting constraints on the planet and the disk structures at mid-IR wavelengths with NEAR
本文利用NEAR/VISIR中红外高对比度成像研究绘架座β系统，虽未探测到行星b但排除了其周围存在土星-like环，并发现西南团块以56.1±0.4 au半长轴作开普勒运动，暗示可能存在未探测行星或涡旋。
2023-03-27 astro-ph.EP
The mass of Beta Pictoris c from Beta Pictoris b orbital motion
我们的目标是证明一颗系外行星的存在和质量现在可以有效地从另一颗系外行星的天体测量中得出。我们结合了以前的天体测量$β$ Picturb与一组新的观测重力干涉仪。在雅可比坐标系下，用马尔可夫链蒙特卡罗模拟拟合了$β$的轨道运动.内行星$β$ Piccolc也在96 mas的距离上被重新观测到，证实了以前的轨道估计。仅从行星b的天体测量，我们可以（i）探测到$β$ Picardic的存在，（ii）将其质量限制为$10.04^{+4.53}_{-3.10}\,M_{\rm Jup}$。如果加上$β$ Piccolc的天体测量，质量就缩小到$9.15^{+1.08}_{-1.06}\,M_{\rm Jup}$。包括径向速度测量值不会对轨道参数产生显著影响，但会使质量估计值略微降低到$8.89^{+0.75}_{-0.75}\,M_{\rm Jup}$。由于半长轴为$2.68\pm0.02$ \，au，周期为$1221\pm15$天，偏心率为$0.32\pm0.02$，因此$β$ Picaic c的轨道参数现在和$β$ Picaic b的轨道参数一样精确。轨道配置与高阶平均运动共振（7：1）兼容。共振对行星动力学的影响相对于长期扰动而言可以忽略不计，长期扰动可能在外行星的偏心率激发中发挥了重要作用。
2021-09-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
A 5 Micron Image of beta Pictoris b at a Sub-Jupiter Projected Separation: Evidence for a Misalignment Between the Planet and the Inner, Warped Disk
我们提出并分析了一个新的M'检测年轻的系外行星β Picasso b从2008年VLT/NaCo数据在分离的~ 4 AU和高信号噪声再减少的L'数据在2009年12月。根据我们的轨道分析，这颗行星的轨道几乎是完美的边缘（i ~ 89度），并且有一个类似土星的半长轴9.50（+3.93，-1.7）AU。有趣的是，这颗行星的轨道与外盘的主轴（欧米茄~ 31度）对齐，但可能与80 AU的翘曲/倾斜盘不对齐，通常被认为是这颗行星存在的路标。我们的研究结果激发了新的研究，以澄清$β$ Pic b如何雕刻碎片盘结构，以及是否需要第二颗行星来解释翘曲/倾斜盘。
2011-06-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Revealing the Vertical Cloud Structure of a young low-mass Brown Dwarf, an analog to the beta-Pictoris b directly-imaged exoplanet, through Keck I/MOSFIRE spectro-photometric variability
年轻的褐矮星类似于巨大的系外行星，因为它们共享有效温度，近红外颜色和表面重力。因此，对年轻褐矮星的详细描述可能会为巨型系外行星的研究提供帮助，我们目前无法以足够的信噪比观察它们的大气层。2 MASS J22081363+2921215是一颗年轻的L3褐矮星，属于β-Pica-b年轻移动群（2300万年+/-300万年），与β-Pica-b巨型系外行星共享其有效温度和质量。我们用安装在凯克I望远镜上的MOSFIRE多目标摄谱仪对2 MASS J22081363+2921215进行了约2.5小时的J波段分光光度监测。我们测得其J波段光变曲线的最小变异幅度为3.22 +/-0.42%。2 MASS J22081363+2921215的最大和最小通量谱之间的比率显示出弱的波长依赖性和潜在的增强的变化幅度在碱性线。进一步分析表明，碱性线上的变异幅度高于整体变异幅度（4.5- 11%，取决于线）。如果我们将原始MOSFIRE光谱的分辨率降低到R~100，则这些谱线中的可变性幅度较低，这解释了为什么先前在HST/WFC 3光变曲线中没有发现这种潜在的碱性谱线增强的可变性。使用辐射传输模型，我们得到了不同的云层，可能会引入分光光度变化，我们观察到2 MASS J22081363+2921215，进一步支持测量增强的变化幅度在碱性线。我们提供了一个艺术的娱乐垂直云结构的β-Picadium b类似物…
2021-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Has the dust clump in the debris disk of Beta Pictoris moved?
附近的年轻恒星Beta Picture的边缘碎片盘显示出不寻常的亮度不对称性。在中红外和一氧化碳中都检测到了该团块，其来源迄今仍不确定。在这里，我们提出了新的中红外观测β Pic跟踪任何运动的尘埃团。加上以前的观察结果，数据跨度为12年。我们测量的尘埃团在12年期间的任何预计位移是$0.2^{+1.3}_{-1.4}$ au远离恒星的基础上的中位数和1 $σ$的不确定性，并限制这种位移为<11 au的3 $σ$水平。这意味着在2.8 $σ$水平上观察到的运动与开普勒运动不相容。人们认为，向外迁移的行星可能会将微行星捕获到2：1的共振中，导致在其轨道近心处观察到追随行星的团块。所观察到的运动也与2.6 $σ$水平的这种共振运动不相容。虽然开普勒运动和共振运动仍然是可能的，但数据表明尘埃团更可能是静止的。这样一个静止的尘埃团可能来自行星大小的天体的碰撞或潮汐破裂，或者来自行星造成的长期扰动，这些扰动在盘中产生了密度增加的区域。
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
MIRI MRS Observations of Beta Pictoris I. The Inner Dust, the Planet, and the Gas
本研究利用JWST MRS观测绘架座β系统，探测到内区尘埃与空间分辨的热尘埃族、[Ar II]发射线，以5σ置信度探测到行星β Pic b并获得其首条中红外光谱，发现其大气含水蒸气吸收且碳氧比为亚恒星水平。
2024-01-29 astro-ph.EP
The beta Pictoris association: Catalog of photometric rotational periods of low-mass members and candidate members
我们打算编制最完整的β Picture协会的真实成员和候选成员的目录，并通过我们自己的观察，公共档案和探索文献来测量他们的旋转周期和基本属性。我们开展了一项多天文台活动，以获得我们自己的光度时间序列，并收集了我们目录中恒星的所有存档的公共光度数据时间序列。每个时间序列进行了分析与Lomb-Scargle和CLEAN周期图搜索恒星自转周期。我们补充了测量的旋转特性与详细的信息，多重性，成员资格，并预计在文献中的旋转速度，并讨论了明星明星。我们测量了117个成员中的112个的自转周期，并且尽可能地测量了恒星自转轴的光度、半径和倾角。这是迄今为止最大的年轻松散恒星协会的旋转周期目录。我们提供了一个广泛的目录旋转周期连同其他相关的基本属性有用的探索一些开放的问题，如传播的原因，旋转周期之间的同时代的恒星，角动量的演变，和锂旋转连接。
2016-12-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Eccentricity Distribution of Warm Sub-Saturns in TESS
本研究基于TESS数据利用光偏心率效应约束76颗温暖亚土星的偏心率，通过分层贝叶斯建模发现少数高偏心率样本仅出现在单凌星系统中，首次在族群层面证明动力学过程塑造了亚土星的偏心率分布。
2025-05-07 astro-ph.EP
Constrains on planets around beta Pic with Harps radial velocity data
上下文β Picture系统及其碎片盘和一颗轨道为\simeq 9 AU的大质量巨行星是研究巨行星形成和演化以及行星盘相互作用的理想实验室。β Pic b还可以帮助测试年轻时的亮度-质量关系。其他行星，尚未被发现，当然可能存在于系统中。目标。我们的目标是直接限制β Pic b的质量，并寻找轨道比通常2 AU更近的其他类木行星。方法.利用2003年以来8年多的高精度Harps观测资料，对β Pic径向速度进行了测量和分析。结果结果表明，β Pic b在8、9、10、11和12AU的轨道上的真实质量分别小于10、12、15.5、20和25MJup。这是对成像行星质量的第一个直接限制。发现的上部质量是很好的亮度质量关系所提供的当前的“热启动”模型预测的范围内。我们还排除了质量大于2.5 MJup且周期小于100天的巨行星（热彗星），以及质量大于9 MJup且周期在100 - 500天范围内的巨行星。在500 - 1000天的范围内，探测极限在褐矮星范围内。除了对β Pic的内在兴趣之外，这些结果还显示了对早期快速旋转恒星进行精确RV测量的可能性。
2012-02-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Eccentricity Distribution and Tidal Evolution of Transiting Brown Dwarfs
Yale University（耶鲁大学）
研究凌星系外褐矮星偏心率分布及潮汐演化，用分层贝叶斯框架表征其偏心率分布，发现不同周期褐矮星分布不同，还据此约束了褐矮星潮汐品质因子。
2026-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the orbit of the possible companion to Beta Pictoris: New deep imaging observations
我们最近报告了一个可能的行星质量的同伴，以β Picardiac在一个预计的8 AU的距离恒星的检测，使用的数据在2003年11月与NaCo，安装在甚大望远镜UT 4的自适应光学系统。即使没有第二个历元的探测，也有强有力的论据支持引力束缚的伴星，而不是背景天体。如果确认并位于8 AU的物理距离，这个年轻，热（~1500 K），大质量木星伴侣（~8 Mjup）将是有史以来最接近其恒星的行星，可以通过核心吸积形成，并可以解释尘埃盘的主要形态和动力学特性。我们的目标是在五年后返回Beta Pic，以获得对该伴星的第二个历元观测，或者在未检测到的情况下，限制其轨道。2009年1月和2月，用NaCo记录了Beta Pic和KS波段四象限相位掩模（4 QPM）日冕图像的深度自适应光学L '波段直接图像。我们还使用了2004年11月的4 QPM数据。在2009年的数据中，在距离该恒星6.5天文单位的投影距离上没有检测到亮度与伴星候选者（视星等L '= 11.2或Ks ~ 12.5）相当的点状信号。正如预期的那样，未检测到不允许排除背景物体;然而，我们表明，它与自2003年首次观察到以来更接近恒星的束缚伴星的轨道运动是一致的，并且在当前时期刚刚从恒星后面出现。我们对伴星的可能轨道提出了严格的限制，并讨论了未来的观测前景。
2009-07-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The $β$ Pictoris b Hill sphere transit campaign. Paper I: Photometric limits to dust and rings
在1981年，美如画β的光度监测显示，在几天内有高达4%的异常波动，与前景物质通过恒星盘一致。随后发现的气体巨行星β Picasso b和预测的希尔球凌日在0.1天文单位的投影距离内的行星提供了一个机会，以寻找凌日的环行星际盘在这个$21\pm 4$ Myr古老的行星系。对β Picasso进行连续的宽带光度监测需要多个地面观测站提供冗余，并为快速光谱跟踪提供触发。这些观测站包括位于萨瑟兰和赛丁斯普林斯的专门的Beta Picture监测观测站bRing，位于康科迪亚的ASTEP400望远镜，以及来自BRITE和哈勃空间望远镜的观测。我们搜索组合光变曲线的证据造成的短期瞬态事件的环和长期的光度变化，由于弥漫的环行物质。我们没有发现与1981年11月的事件相匹配的光度事件，也没有系统的光度变暗的恒星作为希尔球半径的函数。我们的结论是，1981年的事件不是由环绕行星盘在毕宿二周围的过境引起的。毕赤星长期变化的上限是希尔球内尘埃的$1.8\times 10^{22}$ g。环行星际物质要么凝聚成一个非凌日盘，要么凝聚成一个有小行星度卫星的盘，或者低于我们的探测阈值。这是第一次专门的国际运动已经绘制了10 au的气体巨型太阳系外行星的希尔球过境。
2021-02-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Hawaii Infrared Parallax Program. III. 2MASS J0249-0557 c: A Wide Planetary-mass Companion to a Low-mass Binary in the beta Pic Moving Group
利用夏威夷红外视差计划的CFHT/WIRCam天体测量，我们发现了$β$ Pic移动群成员2 MASSJ 02495639 -0557352（M6 VL-G）的一个大行星质量伴星。此外，凯克激光导星自适应光学孔径掩模干涉测量表明，主机本身是一个紧联星。总的来说，2 MASSJ 0249 - 0557 ABc是一个结合三元组系统，其中一个$11.6^{+1.0}_{-1.3}$ $M_{\rm Jup}$对象由$1950\pm200$ AU（40”）与一对相对接近（$2.17\pm0.22$ AU，0.04”）的$48^{+12}_{-13}$ $M_{\rm Jup}$和$44^{+11}_{-14}$ $M_{\rm Jup}$对象隔开。2 MASSJ 0249 - 0557 AB是少数在年轻的移动星群中发现的超冷双星之一，也是第一个在$β$ Pic移动星群（$22\pm6$ Myr）中被证实的。2 MASSJ 0249 -0557 c（L2 VL-G）的质量、绝对星等和光谱类型与行星$β$ Pic b（L2，$13.0^{+0.4}_{-0.3}$ $M_{\rm Jup}$）的质量、绝对星等和光谱类型非常相似。我们还发现自由浮动的天体2 MASSJ 2208 +2921（L3 VL-G）是另一个可能的$β$ Pic移动群成员，其颜色和绝对星等类似于$β$ Pic b和2 MA…
2018-07-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gemini Planet Imager Exoplanet Survey: Dynamical Mass of the Exoplanet beta Pictoris b from Combined Direct Imaging and Astrometry
我们从2018年开始使用GPI对行星beta Picasso b进行新的观测，这是合相后的第一次GPI观测。基于这些新的测量，我们执行一个联合轨道适合于从地面成像，依巴谷中间天体测量数据（IAD），和盖亚DR 2的位置，并演示如何将IAD到直接成像轨道拟合。我们发现一个质量与热启动演化模型的预测和以前的作品遵循类似的方法，虽然有更大的不确定性：12.8 [+5.3，-3.2] M_Jup。我们确定的偏心率为0.12 [+0.04，-0.03]，这不利于圆轨道。我们认为轨道适合几个不同的成像数据集，并发现一般类似的后验的质量为每一个组合的成像数据。我们的分析强调了执行联合适合的绝对和相对天体测量的重要性，同时考虑到轨道要素之间的强协方差。合相的时间被很好地限制在2017年9月13日的2.8天内，恒星在2017年4月11日至2018年2月16日（+/- 18天）之间位于行星的希尔球体后面。继最近的径向速度检测系统中的第二颗行星，β PIC C，我们执行额外的两颗行星相结合的相对天体测量，绝对天体测量，恒星径向速度。这些联合拟合发现，图像中的行星β Pic b的质量要小得多，为8.0 +/- 2.6 M_Jup，轨道更圆。我们预计未来的地面观测将在盖亚DR 4发布之前进一步限制行星的视觉轨道和质量。
2019-11-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep high-resolution L band spectroscopy in the $β$ Pictoris planetary system
本研究利用CRIRES+对绘架座β系统开展高分辨率L波段光谱观测，开发相关光谱处理方法，证实行星b的水吸收并高精度测定其自转速度，发现合并不同光谱设置数据对提升信噪比更有效，为系外行星大气观测策略提供参考。
2025-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Trends in Silicates in the $β$ Pictoris Disk
虽然已知β Pic以环状结构存在硅酸盐，但这些硅酸盐尘埃的性质是否随星心距离而变化仍然是一个悬而未决的问题。我们重新分析的β Picardian碎片盘光谱从斯皮策红外光谱仪（IRS）和一个新的IRTF/SpeX光谱研究趋势的Fe/Mg比，形状和结晶度的晶粒作为波长的函数，代理星心距离。通过分析一个重新校准和重新提取的光谱，我们确定了一个新的18微米镁橄榄石发射功能，并恢复了23微米镁橄榄石发射功能，具有比以前报道的大得多的线-连续比。我们发现这些突出的光谱特征主要是由亚微米尺寸的小颗粒产生的，这些颗粒是从盘面中的小行星碰撞中不断产生和补充的，可以阐明其母体的组成。我们发现这些小颗粒的三个趋势：随着星心距离的增加，（1）小硅酸盐颗粒变得更加结晶（无定形），（2）它们变得更加不规则的形状，（3）对于结晶硅酸盐颗粒，Fe/Mg比降低。将这些趋势应用于β Pic的行星结构，我们发现β Pic b和c轨道外部的尘埃种群在结晶度和形状上有很大不同。我们还发现了一个暂定的3-5微米的尘埃过剩，由于空间未解决的热尘埃排放接近恒星。从我们的研究结果中，我们推断，大型星子的表面更富铁和碰撞处理更接近恒星，但更多的铁贫和原始远离恒星。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Photometric Variability and Rotation of Beta Pictoris b from JWST NIRCam Coronagraphic Imaging
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Trinity College Dublin（都柏林三一学院）
研究通过詹姆斯·韦布空间望远镜近红外相机日冕仪成像，对绘架座β b进行光度监测，用开发的时间序列光度测量框架，发现其光度呈正弦变化，得出自转周期等，为其形成方式提供证据，开启了对这类行星相关研究的新窗口。
2026-07-27 astro-ph.EP
MIRI MRS Observations of Beta Pictoris II. The Spectroscopic Case for a Recent Giant Collision
本文通过对比Spitzer和JWST对绘架座β碎屑盘的光谱观测，发现尘埃温度和结晶特征发生显著变化，提出近期一次巨型碰撞产生的尘埃云正被辐射压吹出系统，揭示了该行星系统星周环境的动态性。
2024-07-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
MINDS: Detection of an inner gas disk caused by evaporating bodies around HD 172555
本文利用JWST MIRI/MRS在HD 172555碎片盘中首次探测到由近邻岩质天体蒸发形成的内气体盘，并检测到中性氯、硫及电离镍、铁等谱线，揭示其组成与beta Pic存在显著差异。
2025-07-18 astro-ph.EP
A new treatment of telluric and stellar features for medium resolution spectroscopy and molecular mapping. Application to the abundance determination on Beta Pic b
本文提出了一种改进的分子图绘制方法，通过去除恒星晕和大气特征干扰获取中分辨率行星光谱，并应用于$β$ Pictoris b观测，成功探测到CO和H$_2$O，测定了其大气性质并首次以中分辨率光谱仪高精度测量了其相对中心恒星的径向速度。
2024-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel/PACS photometry of transiting-planet host stars with candidate warm debris disks
碎片盘中的尘埃是由碰撞或蒸发的星子产生的，星子是行星形成过程的残余物。温暖的尘埃盘，以其小于24微米的发射而闻名，是罕见的（FGK主序星的4%），特别有趣的是，它们在可能拥有类地行星的区域追踪物质，那里的尘埃具有非常短的动力学寿命。对中红外宽视场红外巡天探测器（WISE）发现的过量源计数的统计分析表明，为开普勒过境行星的主恒星候选者发现的暖尘候选者可以通过偶然与目标恒星对齐的河外或银河背景辐射来解释。这些统计分析并不排除这样的可能性，即一个给定的WISE过量可能是由于与目标有关的瞬时尘埃种群。在这里，我们报告了Herschel/PACS 100和160微米的后续观测开普勒和非开普勒过境行星候选者的宿主恒星的样本，候选者WISE温暖的碎片盘，旨在检测其中任何一个可能的冷碎片盘。在任何一个波长的物体中都没有发现清晰的探测信号。我们的上限证实，样本中的大多数物体都没有像β Pic那样的巨大碎片盘。我们还表明，行星托管恒星WASP-33没有一个碎片盘相比，围绕eta Crv。虽然这些数据不能用来排除开普勒行星周围的候选行星周围的罕见的暖盘，但在远红外波长处发现的探测和邻近发射的特征的缺乏支持了早期的结果，这表明大多数WISE选择的开普勒候选恒星周围的红外过量可能是由于与背景红外明亮星系和/或星际发射的机会对齐。
2014-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Peering into the formation history of beta Pictoris b with VLTI/GRAVITY long baseline interferometry
我们的目标是估计β Picasso b大气层中的C/O比，并估计该行星的动力学质量，以及使用高精度天体测量来改进其轨道参数。我们使用重力仪器和甚大望远镜干涉仪的四个8.2米望远镜来获得$β$ Pic b上的K波段光谱干涉数据。我们提取了一个中等分辨率（R=500）的K波段光谱的行星和高精度的天体测量位置。我们估计行星的C/O比使用两种不同的方法（前向建模和免费检索）从两个不同的代码（ExoREM和petitRADTRANS，分别）。最后，我们使用了一个简化的模型，两个形成的情况下（引力坍缩和核心吸积），以确定哪一个可以最好地解释测得的C/O比。我们的新天体测量不赞成$β$ Pic b（$e=0.15^{+0.05}_{-0.04}$）的圆形轨道。结合以前的结果和依巴谷/盖亚的测量，这个天体测量指向一个行星质量为$M = 12.7\pm{}2.2\,M_\mathrm{Jup}$。该值与仅使用光谱数据的免费检索代码petitRADTRANS导出的质量兼容。正演模拟和免费检索的方法产生非常相似的结果，关于β Pic b的大气。特别是，用两个代码导出的C/O比是相同的（$0.43\pm{}0.05$与$0.43^{+0.04}_{-0.03}$）。我们认为，如果恒星的C/O在$β$ Pic是太阳，那么这种组合的一个非常高的质量和低的C/O比的行星表明通过核心吸积形成，与强大的星子富集。
2019-12-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A Combined VLT and Gemini Study of the Atmosphere of the Directly-Imaged Planet, beta Pictoris b
我们分析了新的/档案VLT/NaCo和双子座/NICI高对比度成像的年轻，自发光行星$β$ Picardia b在七个近中红外光度过滤器，使用先进的图像处理方法，以实现高信噪比，高精度测量。虽然$β$ Pic b的近红外颜色模仿了标准的多云早中期L型矮星，但与L/T型矮星序列相比，它在中红外区域过于明亮。很少有亚恒星/行星质量的天体--如$κ$ And b和1 RXJ 1609 B--能与$β$ Pic b的$JHK_{s}L^\prime$测光相匹配，而且它的3.1 $μm$和5 $μm$测光特别难以重现。采用云处方和大（$\sim$ 60 $μm$）尘埃颗粒的大气模型未能再现$β$ Pic b光谱。然而，包含与HR 8799 bcde相似的厚云但具有小（几微米）模态颗粒尺寸的模型在不确定性范围内与数据一致。假设太阳丰度模型、厚云和小尘埃粒子（$<a>$ = 4 $μm$），我们推导出大气参数log（g）= 3.8 $\pm$ 0.2和$T_{eff}$ = 1575- 1650 $K$，推断质量为7 $^{+4}_{-3}$ $M_{J}$，光度log（L/L $_{\odot}$）$\sim$ -3.80 $\pm$ 0.02。最佳估计的行星半径，$\approx$ 1.65 $\pm$ 0.06 $R_{J}$，接近热启动模型允许的行星半径上限，考虑到主星的年龄，可能反映了…
2013-08-13 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Unraveling the Brown Dwarf Desert: Four New Discoveries and a Unifying, Period-Coded Picture
Czech Academy of Sciences（捷克科学院）；Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学）；Millennium Institute for Astrophysics（天体物理学千年研究所）；Astronomical Institute of Charles University（查理大学天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Sofia University “St Kliment Ohridski”（索非亚“圣克利门特·奥赫里德斯基”大学）
研究通过TESS数据发现四颗新确认的凌日褐矮星，揭示长周期褐矮星的金属贫乏分布，提出周期编码的褐矮星形成机制。
2026-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magellan Adaptive Optics first-light observations of the exoplanet beta Pic b. II. 3-5 micron direct imaging with MagAO+Clio, and the empirical bolometric luminosity of a self-luminous giant planet
年轻的巨型系外行星是了解凉爽，低重力大气的独特实验室。一个典型的例子是太阳系外的大质量行星$β$ Pic b，它距离附近年轻的A6 V恒星$β$ Pic b有9个天文单位，并嵌入其碎片盘中。利用Magellan自适应光学（MagAO）系统的第一束光对该系统进行了观测。在论文I中，我们提出了第一次CCD探测这颗行星的MagAO+VisAO。在这里，我们提出了四个MagAO+Clio图像的$β$ Pic b在3.1 $μ$ m，3.3 $μ$ m，$L^\prime$，和$M^\prime$，包括第一次观察到的基本CH $_4$带。为了消除光谱能量分布（SED）中的系统误差，我们重新校准了文献光度法，并将其与我们自己的数据相结合，在0.99- 4.8PDMATHABMN m的16个通带上进行了总共22次独立测量。大气模型表明，这颗行星是多云的，但在有效温度和半径方面都是退化的。测量的SED现在覆盖了行星能量的80%，所以我们根据经验接近热光度。我们通过用黑体扩展测量的SED并积分以找到log（$L_{bol}$ / $L_{Sun}$）$= -3.78\pm0.03$来计算光度。根据我们的热辐射光度和23 $\pm$ 300万年的年龄，热启动演化轨迹给出了12.7 $\pm$ 0.3 $M_{Jup}$，1.45 $\pm$ 0.02 $R_{Jup}$，和1708 $\pm$ 23 …
2015-11-09 astro-ph.EP astro-ph.IM
Dynamics of the Beta Pictoris planetary system and possibility of an additional planet
本研究通过动力学建模和N体模拟，探讨β Pictoris系统中额外行星的可能性，发现一颗低偏心率、质量0.15-1倍木星质量、半长轴30-36 au的行星可解释盘内缘50 au的观测位置。
2025-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Gemini Planet Imager: First Light
双子座行星成像仪（GPI）是一个专门用于直接成像和光谱表征太阳系外行星的设施。它结合了一个非常高阶的自适应光学系统，一个衍射抑制日冕，和一个积分场光谱仪具有低光谱分辨率，但高空间分辨率。GPI的每一个方面都经过了调整，以便对明亮恒星附近的微弱行星具有最大的灵敏度。在第一次光观测期间，我们获得了估计的H带Strehl比为0.89，并且在0.75弧秒处获得了$10^6$和在0.35弧秒处获得了$10^5$的5 σ对比度。对美如画β的观测清楚地发现了行星美如画β b，在一次60秒的曝光中，只有最少的后处理。在$434 \pm 6$毫角秒和位置角$211.8 \pm 0.5$度的间隔处观察到β Picaib。拟合开普勒轨道的β Pic b使用新的位置与以前的天体测量给出了一个因素的三个改善，在大多数参数比以前的解决方案。这颗行星的轨道半长轴为$9.0^{+0.8}_{-0.4}$ AU，与先前已知的6 AU小行星带的3：2共振，并与内部翘曲盘对齐。这些观测给出了2017年底行星过境的4%后验概率。
2014-03-28 astro-ph.EP astro-ph.IM
Numerical simulations of exocomet transits: Insights from \{beta} Pic and KIC 3542116
本研究提出基于Monte Carlo方法构建彗尾尘埃粒子分布来拟合系外彗星凌星光度轮廓，发现尘埃粒径、终端速度等影响光曲线形状，而彗核产率与碰撞参数影响其深度与持续时间。
2024-07-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Packing in the Habitable Zone: The Case of Beta CVn
揭示类地行星在其主星宜居带（HZ）内的出现率是近年来系外行星科学的一个特别焦点。这些发生率的统计数据很大程度上来自凌日行星的发现，并在M矮星周围的紧凑系统中发现了许多HZ行星。在这里，我们探讨的宽度的HZ作为一个函数的光谱型，和一个给定的恒星的HZ内的稳定轨道的数量的动力学约束。我们发现，虽然希尔半径为一个给定的行星质量增加较大的半长轴，早期型恒星的HZ的宽度允许更多的类地行星在HZ比晚型恒星。一般来说，动力学约束允许$\sim$ 6 HZ地球质量行星具有恒星质量$\gtrsim 0.7 M_\odot$，具体取决于更远的巨行星的存在。作为一个例子，我们考虑的情况下，β CVn，附近的明亮的太阳型恒星。我们提出了20年的径向速度（RV）从凯克/HIRES和APF仪器，并进行注入回收分析的行星签名的数据。我们对这些RV数据的分析排除了在恒星10天文单位范围内比土星更大的行星。这些系统的属性被用来计算潜在的动态包装的类地行星在HZ和显示，这样的附近的恒星目标可能是特别有利可图的HZ行星探测直接成像系外行星任务。
2020-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Scientific Validation of the SPARC4 Pipeline: Multi-band Imaging, Polarimetry, and Photometric Time Series for Improved Characterization of Transiting Exoplanets
Laboratório Nacional de Astrofísica（国家天体物理实验室）；Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Centro Federal de Educação Tecnológica Celso Suckow da Fonseca（塞尔索·苏科瓦·达丰塞卡联邦技术教育中心）
本文通过多波段成像和偏振度数据验证SPARC4管线，展示其在处理系外行星凌星观测中的高精度光度和偏振度时间序列，提升对行星轨道和物理参数的表征精度。
2026-04-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
A Census of the beta Pic Moving Group and Other Nearby Associations with Gaia
本文基于 Gaia DR3 重构 BPMG 等近邻年轻星协成员样本，揭示多组星协的物理关联，并改进其年龄、IMF、X 射线及 M 型星星周盘超量比例测量。
2024-09-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
