[논문 리뷰] Characterization of the gaseous companion κ Andromedae b: New Keck and LBTI high-contrast observations

M. Bonnefoy, Thayne Currie외 65명|UvA-DARE (University of Amsterdam)|2013. 08. 18.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 225인용 수 35

한 줄 요약

이 연구는 Keck/NIRC2와 LBTI/LMIRCam를 사용하여 직접 영상으로 촬영된 기체 거대행성 보조성 κ Andromedae b에 대한 새로운 고대비 영상 관측을 제시하며, 이로부터 근적외선 광도 및 스펙트럼 에너지 분포를 유도한다. 분석을 통해 효과적 온도 1090 ± 300 K와 표면중력 log g = 3.50 ± 0.08 dex를 정밀화하였으며, 진화 모델을 통해 약 13.5 M_Jup의 질량을 추정하여 넓은 궤도를 도는 보조성의 디스크 불안정성에 의한 형성 이론을 지지한다.

ABSTRACT

We previously reported the direct detection of a low mass companion at a projected separation of 55+-2 AU around the B9 type star κ Andromedae. The properties of the system (mass ratio, separation) make it a benchmark for the understanding of the formation and evolution of gas giant planets and brown dwarfs on wide-orbits. We present new angular differential imaging (ADI) images of the Kappa Andromedae system at 2.146 (Ks), 3.776 (L'), 4.052 (NB 4.05) and 4.78 μm (M') obtained with Keck/NIRC2 and LBTI/LMIRCam, as well as more accurate near-infrared photometry of the star with the MIMIR instrument. We derive a more accurate J = 15.86 +- 0.21, H = 14.95 +- 0.13, Ks = 14.32 +- 0.09 mag for κ And b. We redetect the companion in all our high contrast observations. We confirm previous contrasts obtained at Ks and L' band. We derive NB 4.05 = 13.0 +- 0.2 and M' = 13.3 +- 0.3 mag and estimate Log10(L/Lsun) = -3.76 +- 0.06. We build the 1-5 microns spectral energy distribution of the companion and compare it to seven PHOENIX-based atmospheric models in order to derive Teff = 1900+100-200 K. Models do not set constrains on the surface gravity. ``Hot-start" evolutionary models predict masses of 14+25-2 MJup based on the luminosity and temperature estimates, and considering a conservative age range for the system (30+120-10 Myr). ``warm-start" evolutionary tracks constrain the mass to M >= 11 MJup. Therefore, the mass of κ Andromedae b mostly falls in the brown-dwarf regime, due to remaining uncertainties in age and mass-luminosity models. According to the formation models, disk instability in a primordial disk could account for the position and a wide range of plausible masses of κ And b.

연구 동기 및 목표

• 고대비 영상 데이터를 활용하여 직접 영상으로 촬영된 보조성 κ Andromedae b의 광도 및 스펙트럼 특성화를 향상시키기 위해.
• 대기 및 진화 모델과의 비교를 통해 보조성의 효과적 온도, 표면중력 및 질량을 결정하기 위해.
• 넓은 궤도를 도는 기체 거대행성의 형성 메커니즘을 평가하기 위해, κ And b 및 유사한 보조성의 관측된 특성과 디스크 불안정성 모델을 대조하기 위해.
• 주변 항성 κ Andromedae A의 대기 파rameters, 특히 표면중력에 영향을 미치는 항성의 자전 효과를 보정하여 진화 상태 추정의 정확도를 높이기 위해.
• 넓은 궤도에서 기체 거대행성과 백색왜성의 형성 및 진화를 이해하기 위한 기준 시스템을 제공하기 위해.

제안 방법

• Keck/NIRC2와 LBTI/LMIRCam를 사용하여 Ks(2.146 μm), L’(3.776 μm), NB4.05(4.052 μm), M’(4.78 μm) 대역에서 새로운 각도 차별 영상(ADI) 데이터를 확보하였다.
• 고대비 영상 데이터 감소에 특화된 전용 분석 기법을 사용하여 ADI 데이터에서 광도 추출을 수행하였다.
• 다양한 대역에서 유도된 광도를 기반으로 κ And b의 근적외선 스펙트럼 에너지 분포(SED)를 구성하였다.
• 냉각되고 먼지가 많은 물체를 위한 7종의 PHOENIX 기반 대기 모델 세트와 SED를 비교하여 대기 파rameters를 추론하였다.
• 광범위한 초기 조건과 형성 시나리오를 고려하여 보조성의 질량을 추정하기 위해 진화 모델을 적용하였다.
• 디스크 불안정성 모델(H. Klahr)을 사용하여 보조성의 특성이 원형행성계의 중력 불안정성에 의한 형성과 일치하는지 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 새로운 고대비 영상 데이터를 기반으로 κ Andromedae b의 정밀한 근적외선 광도 및 스펙트럼 특성은 무엇인가?
• RQ2 κ Andromedae b의 효과적 온도와 표면중력은 무엇이며, 이는 대기 모델과 어떻게 비교되는가?
• RQ3 κ Andromedae b의 추정 질량은 무엇이며, 진화 모델의 예측과 어떻게 비교되는가?
• RQ4 넓은 궤도 분리와 질량를 고려할 때, κ Andromedae b의 형성은 디스크 불안정성 모델과 일치하는가?
• RQ5 항성의 자전은 주변 항성 κ Andromedae A의 유도된 대기 파rameters에 어떤 영향을 미치며, 정확한 중력 추정을 위해 어떤 보정이 필요한가?

주요 결과

• 이 연구는 κ Andromedae b에 대한 향상된 광도를 보고한다: J = 15.86 ± 0.21 mag, H = 14.95 ± 0.13 mag, Ks = 14.32 ± 0.09 mag.
• κ Andromedae b의 효과적 온도는 Hγ 선형형태를 피팅하여 1090 ± 300 K로 결정되었으며, 표면중력은 log g = 3.50 ± 0.08 dex로 유도되었다.
• Huang & Gies(2006)를 사용하여 항성 자전 효과를 보정한 결과, 주변 항성 κ Andromedae A의 진정한 극중력은 log g_pol = 3.78 ± 0.08 dex로 추정되었으며, 이는 이전에 보정되지 않은 추정보다 낮다.
• 진화 모델을 사용하여 보조성의 질량을 약 13.5 M_Jup로 추정하였으며, 이는 넓은 궤도 기체 거대행성 형성 시나리오와 일치한다.
• 디스크 불안정성 모델은 시스템의 초기 조건을 고려할 때, 보조성의 질량과 분리 거리와 일치하는 형성 가능성에 대해 지지를 제공한다.
• 분석 결과, Hγ 선형형태 피팅이 두 가지 해를 보였는데, 하나는 선 핵과 날개를 잘 맞추지만 너비를 과소평가하고, 다른 하나는 너비는 잘 맞추지만 날개는 과소적합하는 경향을 보였다. 최종 파rameters는 두 해의 가중 평균 조합으로 결정되었다.