[논문 리뷰] First light of the VLT planet finder SPHERE. IV. Physical and chemical properties of the planets around HR8799

M. Bonnefoy, A. Zurlo외 64명|UvA-DARE (University of Amsterdam)|2015. 11. 12.

Stellar, planetary, and galactic studies참고 문헌 112인용 수 73

한 줄 요약

이 연구는 HR8799의 네 개의 거대 행성에 대한 SPHERE 기구의 데이터를 분석하여 물리적 및 화학적 성질을 규명한다. 스펙트로포호토메트리와 현장의 난류 백색왜성 및 대기 모델을 비교함으로써, HR8799d와 e는 먼지가 많은 L6–L8 백색왜성과 일치하는 반면, b와 c는 1μm 이하의 실리카, 알루미나, 철 입자에 의한 붉어짐이 필요하다. 유일하게 두꺼운 구름를 포함한 Exo-REM 모델만이 2σ 이내로 그들의 SED를 재현하며, 이는 강한 먼지 투과도 효과를 시사한다.

ABSTRACT

The system of four planets around HR8799 offers a unique opportunity to probe the physics and chemistry at play in the atmospheres of self-luminous young (~30 Myr) planets. We recently obtained new photometry of the four planets and low-resolution (R~30) spectra of HR8799 d and e with the SPHERE instrument (paper III). In this paper (paper IV), we compare the available spectra and photometry of the planets to known objects and atmospheric models (BT-SETTL14, Cloud-AE60, Exo-REM) to characterize the atmospheric properties of the planets. We find that HR8799d and e properties are well reproduced by those of L6-L8 dusty dwarfs discovered in the field, among which some are candidate members of young nearby associations. No known object reproduces well the properties of planets b and c. Nevertheless, we find that the spectra and WISE photometry of peculiar and/or young early-T dwarfs reddened by submicron grains made of corundum, iron, enstatite, or forsterite successfully reproduce the SED of these two planets. Our analysis confirms that only the Exo-REM models with thick clouds fit (within 2σ) the whole set of spectrophotometric datapoints available for HR8799 d and e for Teff = 1200 K, log g in the range 3.0-4.5, and M/H=+0.5. The models still fail to reproduce the SED of HR8799c and b. The determination of the metallicity, log g, and cloud thickness are degenerate. We conclude that an enhanced content in dust and decreased CIA of H2 is certainly responsible for the deviation of the properties of the planet with respect to field dwarfs. The analysis suggests in addition that HR8799c and b have later spectral types than the two other planets, and therefore could both have lower masses.

연구 동기 및 목표

• 최근 SPHERE 스펙트로포호토메트리 자료를 활용하여 HR8799의 네 개의 직접 영상 행성의 물리적 및 화학적 성질을 규명하는 것.
• 행성의 대기가 현장의 백색왜성과 청소년기 연성체와 어떻게 다를지 평가하는 것.
• 1μm 이하의 입자(알루미나, 실리카, 철)에 의한 대기 투과도가 그들의 스펙트럼 에너지 분포(SED)에 미치는 영향을 평가하는 것.
• BT-SETTL14, Cloud-AE60, Exo-REM 등의 대기 모델을 사용하여 관측된 SED를 재현하고, T_eff, log g, 금속성을 제약하는 것.
• 비평형 화학 또는 흩어진 구름가 구조가 데이터를 설명하기 위해 필요한지 조사하는 것.

제안 방법

• VLT의 SPHERE 기구를 사용하여 HR8799 d와 e에 대해 저해상도(R ~ 30) 스펙트럼과 다중 대역 광도를 확보하였다.
• 행성의 SED를 현장의 L 및 T 백색왜성, 청소년기 연성체, 알려진 먼지가 많은 또는 붉어진 백색왜성의 SED와 비교하였다.
• 1μm 이하의 입자(알루미나, 엔스타티트, 포스터리트, 철)의 고갈 법칙을 적용하여 조기-T 백색왜성 스펙트럼에 대한 붉어짐 효과를 시뮬레이션하였다.
• 관측된 SED를 세 가지 대기 모델(BT-SETTL14, Cloud-AE60, Exo-REM)을 사용하여 피팅하였으며, T_eff, log g, 금속성(M/H)을 변화시켰다.
• 1–5 μm 파장 범위에서 카이제곱 통계량(2σ 이내)을 사용하여 모델 피팅의 질을 평가하였다.
• 비평형 화학 및 흩어진 구름 구조의 필요성을 비교 분석하여 평가하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 HR8799 b, c, d, e의 물리적 및 화학적 성질은 현장의 백색왜성과 청소년기 연성체와 어떻게 비교되는가?
• RQ2 HR8799 b와 c의 특이한 SED는 얼마나 잘 알려진 조기-T 백색왜성에 1μm 이하의 먼지 입자로 붑어짐을 적용하여 재현될 수 있는가?
• RQ3 HR8799 d와 e의 전체 스펙트로포호토메트리 데이터를 가장 잘 재현하는 대기 모델은 무엇이며, 유도된 대기 파rameter는 무엇인가?
• RQ4 비평형 화학 또는 흩어진 구름가 구조가 관측된 SED를 설명하기 위해 필수적인가, 아니면 두꺼운 구름 투과도만으로도 충분한가?
• RQ5 강화된 먼지 투과도와 감소된 H2 충돌 유도 흡수(CIA)는 행성들이 현장 백색왜성의 행동에서 벗어나게 하는 데 어떤 역할을 하는가?

주요 결과

• HR8799d와 e는 먼지가 많은 L6–L8 현장 백색왜성과 잘 일치하며, 유효 온도는 1100–1300 K이고 표면 중력(log g)은 3.0에서 4.5 사이이다.
• 두꺼운 구름를 포함한 Exo-REM 모델은 1–5 μm 범위에서 HR8799d와 e의 SED를 2σ 이내로 재현하며, T_eff ≈ 1200 K, log g = 3.0–4.5, M/H = +0.5를 도출한다.
• HR8799b와 c의 성질을 재현하는 데 알려진 현장 물체는 없지만, 1μm 이하의 실리카, 알루미나, 또는 철 입자로 붑어진 조기-T 백색왜성으로 성공적으로 일치된다.
• 분석은 강화된 먼지 투과도와 감소된 H2 CIA가 행성의 스펙트럼 편차를 유도하는 핵심 요인임을 확인한다.
• 모델은 HR8799b와 c의 SED를 재현하지 못하며, 이는 현재 모델링에서 구름 두께, 금속성, 중력 간의 혼동이 여전히 존재함을 시사한다.
• 비평형 화학 및 흩어진 구름가 구조는 HR8799d와 e의 SED를 설명하기 위해 반드시 필요하지 않으며, 두꺼운 구름만으로도 Exo-REM 프레임워크 내에서 충분하다.