[논문 리뷰] Transit spectrophotometry of the exoplanet HD189733b. II. New Spitzer observations at 3.6 microns

Jean-Michel Désert, David K. Sing외 7명|arXiv (Cornell University)|2010. 08. 14.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 49

한 줄 요약

이 연구는 3.6 μm에서 고정밀도 스피츠너/아이라크 전행 사진측광을 통해 외계행성 HD 189733b를 분석하였으며, 이전 측정치 대비 정확도를 3배 향상시켰다. 지상 기반 V-대역 사진측광을 사용해 항성 활동을 보정함으로써, 행성 반지름 비율의 모순을 해결하였으며, 3.6 μm 반지름 이상현상의 원인으로 수증기보다 안개에 의한 레일리 산산화가 더 가능성이 높다는 것을 밝혀냈다.

ABSTRACT

We present a new primary transit observation of the hot-jupiter HD189733b, obtained at 3.6 microns with the Infrared Array Camera (IRAC) onboard the Spitzer Space Telescope. Previous measurements at 3.6 microns suffered from strong systematics and conclusions could hardly be obtained with confidence on the water detection by comparison of the 3.6 and 5.8 microns observations. We use a high S/N Spitzer photometric transit light curve to improve the precision of the near infrared radius of the planet at 3.6 microns. The observation has been performed using high-cadence time series integrated in the subarray mode. We are able to derive accurate system parameters, including planet-to-star radius ratio, impact parameter, scale of the system, and central time of the transit from the fits of the transit light curve. We compare the results with transmission spectroscopic models and with results from previous observations at the same wavelength. We obtained the following system parameters: R_p/R_\star=0.15566+0.00011-0.00024, b=0.661+0.0053-0.0050, and a/R_\star=8.925+0.0490-0.0523 at 3.6 microns. These measurements are three times more accurate than previous studies at this wavelength because they benefit from greater observational efficiency and less statistic and systematic errors. Nonetheless, we find that the radius ratio has to be corrected for stellar activity and present a method to do so using ground-based long-duration photometric follow-up in the V-band. The resulting planet-to-star radius ratio corrected for the stellar variability is in agreement with the previous measurement obtained in the same bandpass (Desert et al. 2009). We also discuss that water vapour could not be evidenced by comparison of the planetary radius measured at 3.6 and 5.8 microns, because the radius measured at 3.6 microns is affected by absorption by other species, possibly Rayleigh scattering by haze.

연구 동기 및 목표

• 고시계 스피츠너/아이라크 관측을 통해 3.6 μm에서의 행성-항성 반지름 비율 정밀도를 향상시키기.
• 이전에 수증기 탐지에 신뢰를 둘 수 없게 만든 체계적 오차와 항성 활동 효과를 해결하기.
• 이전 스피츠너 관측에서 3.6 μm와 5.8 μm에서의 수증기 존재 여부에 대해 충돌하는 결과를 조율하기.
• 지상 기반 V-대역 사진측광 후속 관측을 통해 항성 변동성에 대한 보정 방법을 개발하고 적용하기.
• 대기 구조와 조성에 대한 제약을 향상시키기 위해 시스템 파라미터(충격 매개변수, 궤도 스케일)를 정밀화하기.

제안 방법

• 스피츠너 우주 망원경의 아이라크 기구를 사용해 3.6 μm에서 고시계, 서브어레이 모드 전행 밝기곡선을 확보하였다.
• 연약한 어두움 모델을 사용해 전행 밝기곡선을 피팅하여 Rp/R⋆, 충격 매개변수 b, a/R⋆ 등을 포함한 시스템 파라미터를 유도하였다.
• 공동 파라미터 공간 내의 상관관계와 불확실성을 탐색하기 위해 프레이어 비드 방법을 적용하였다.
• 특히 별_spot의 자전 조절을 추적하기 위해 지상 기반 V-대역 사진측광을 사용해 항성 변동성을 모니터링하였다.
• 전행 중 별_spot에 의한 상대적 밝기 감소를 모델링하여 3.6 μm에서의 행성 반지름 비율을 항성 활동으로부터 보정하였다.
• 보정된 Rp/R⋆를 이전 측정치와 레일리 산산화 및 수증기 흡수 이론 모델과 비교하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 고정밀도 스피츠너 관측을 3.6 μm에서 항성 활동으로 인한 반지름 비율의 모순을 해결할 수 있는가?
• RQ2 별_spot 유도 밝기 변동이 전행 사진측광에서 3.6 μm에서 유도된 Rp/R⋆에 얼마나 큰 편향을 초래하는가?
• RQ3 3.6 μm에서 관측된 반지름 비율이 5.8 μm와 비교할 때 수증기 존재를 지지하는가, 아니면 다른 대기 효과에 의해 지배되는가?
• RQ4 이 새로운 관측에서 유도된 시스템 파라미터(Rp/R⋆, b, a/R⋆)는 이전 스피츠너 방문 및 다른 연구에서의 결과와 어떻게 비교되는가?
• RQ5 지상 기반 V-대역 사진측광은 고정밀도 외계행성 전행 측정에서 항성 활동 효과를 신뢰성 있게 보정할 수 있는가?

주요 결과

• 3.6 μm에서의 행성-항성 반지름 비율은 Rp/R⋆ = 0.15566⁺⁰.⁰⁰⁰¹¹₋₀.⁰⁰⁰²⁴로 측정되었으며, 이는 이전 연구 대비 정확도가 3배 향상된 것이다.
• 충격 매개변수는 b = 0.661⁺⁰.⁰⁰⁵³₋₀.⁰⁰⁵⁰로 결정되었으며, 시스템 스케일은 a/R⋆ = 8.925⁺⁰.⁰⁴⁹⁰₋₀.⁰⁵²³로 유도되었다.
• 이번 작업의 방문 3에서의 3.6 μm 반지름 비율은 보정되지 않은 항성 활동으로 인해 방문 1보다 4σ 높았지만, V-대역 보정 후 일치 수준으로 떨어졌다.
• V-대역에서의 별_spot 유도 밝기 감소(fV-band ≈ -2%)를 보정함으로써, 3.6 μm에서의 보정된 Rp/R⋆는 방문 1 및 이전 측정치와 일치하였다.
• 이 연구는 3.6 μm와 5.8 μm 반지름을 비교함으로써 수증기를 신뢰성 있게 탐지할 수 없다고 결론내렸으며, 3.6 μm 신호는 안개에 의한 레일리 산산화에 의해 지배될 가능성이 높다고 보고 있다.
• 지상 기반 V-대역 후속 관측을 통한 보정 방법은 항성 활동 효과를 성공적으로 분리하고 제거하여 더 신뢰할 수 있는 대기 해석을 가능하게 하였다.