Dec 18, 2023
알려진 M에서 일관된 무선 버스트가 발생함
자연 천문학 7권,
Nature Astronomy 7권, 569~578페이지(2023)이 기사 인용
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측정항목 세부정보
자기 별-행성 상호 작용(SPI)을 관찰하면 외계 행성의 자기장을 결정하는 데 가능성이 있습니다. 아알프베닉 SPI 모델은 M형 왜성 주위의 근접 궤도에 있는 지구형 행성이 특정 행성 궤도 위치에서 관찰할 수 있는 강한 편파 간섭성 방사선의 폭발로 나타나는 감지 가능한 항성 전파 방출을 유도할 수 있다고 예측합니다. 여기서 우리는 천천히 회전하는 M 왜성 YZ Ceti에서 일관된 무선 폭발에 대한 2-4GHz 탐지를 제시합니다. 이 행성은 지구 행성의 소형 시스템을 호스팅하며 가장 안쪽은 2일 주기로 궤도를 돌고 있습니다. YZ Ceti b의 유사한 궤도 위상에서 두 개의 일관된 폭발이 발생하는데, 이는 해당 궤도 위상 근처에서 폭발의 확률이 높아졌음을 암시합니다. 우리는 sub-Alfvénic SPI의 맥락에서 시스템의 자기권 환경을 모델링하고 YZ Ceti b가 무선 감지의 관찰된 자속 밀도에 그럴듯하게 전력을 공급할 수 있는지 결정합니다. 그러나 우리는 느린 회전체에서 잘 알려진 비행성 유도 간섭성 전파 폭발의 비율이 없다면 항성 자기 활동을 배제할 수 없습니다. 따라서 YZ Ceti는 장기 모니터링 대상으로서 독특한 가능성을 지닌 무선 SPI 시스템 후보입니다.
외행성 시스템과 관련된 간섭성 무선 방출의 감지 가능성은 외행성의 알려지지 않은 자기 특성을 조사할 수 있는 방출의 잠재력 때문에 메가헤르츠에서 기가헤르츠 주파수까지 검색하도록 동기를 부여했습니다. 이러한 제안된 방출은 소산된 에너지가 전자 사이클로트론 메이저(ECM) 방출에 전력을 공급하는 자기성 별-행성 상호작용(SPI)의 결과이며, 이는 소스 영역의 사이클로트론 주파수에서 발생합니다. 즉, 행성 자체의 메가헤르츠 주파수 복사입니다( 수십 가우스 미만의 필드4,5 또는 행성의 섭동이 Alfvén 파를 통해 별쪽으로 전달됨에 따라 항성 코로나에서 나오는 메가헤르츠에서 기가헤르츠 방사선(최대 킬로가우스 필드까지)이 전달됩니다6,7. 목성-이오 플럭스 튜브 상호작용과 유사한 후자 메커니즘은 알프벤 속도가 행성 기준계에서 항성풍 속도를 초과하는 하위 알프베닉 체제 내에 있는 호스트-위성 시스템에 의존합니다.
Jupiter-Io 시스템8의 예를 기반으로 우리는 이러한 준알프베닉 무선 SPI가 몇 분에서 몇 시간 동안 지속되는 강한 원형 편파를 갖는 간섭성 방출의 폭발로 나타날 것으로 예상합니다. 자기 상호 작용은 시스템에서 거의 연속적인 복사를 유도할 수 있지만, 먼 관찰자가 볼 때 별-행성 플럭스 튜브에서 나오는 무선 방출의 각도 빔은 방출이 위성에 따라 잘 정의된 폭발로 나타나도록 해야 합니다. 궤도 단계.
최근 결과에 따르면 M형 왜성에서 나오는 150MHz ECM 방출은 알프벤성 이하 SPI9,10,11와 일치할 수 있는 것으로 나타났습니다. 그러나 이러한 시스템에는 GJ 1151을 목표로 하는 캠페인에서 아직 행성이 발견되지 않은 상태에서 행성 위성이 실제로 무선 방출을 구동한다는 확인이 필요합니다(참조 12,13). 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)(Prox Cen)의 편광 전파 방출은 Prox Cen b14와 가능한 궤도 주기성을 나타내지만 행성의 11일 주기로 인해 이 행성은 아알프벤 상호작용이 있을 가능성이 없는 궤도 거리에 위치합니다15. 더욱이, 자기적으로 활동적인 M 왜성들은 종종 편파 전파 방출을 보이고16,17 천천히 회전하는 M 왜성 프록스 센(Prox Cen)은 항성 플레어와 관련된 간섭성 전파 폭발을 보이기 때문에 전적으로 항성 기원의 간섭성 전파 폭발의 가능성은 여전히 중요하다. 메가헤르츠에서 기가헤르츠 주파수에 걸쳐 비활성 M 왜성의 전파 플레어 특성은 거의 알려져 있지 않으며, 전파 폭발의 원인에서 항성 활동을 배제하려는 노력이 복잡합니다. 항성 활동과 SPI를 분리하기 위해 우리는 일관된 무선 폭발과 매우 짧은 주기의 행성(며칠 미만)이 있는 시스템을 식별하는 것을 목표로 합니다. 이를 통해 장기 모니터링을 통해 궤도 주기성을 테스트할 수 있습니다. 모든 방출이 SPI에 의해 구동되는지 확인합니다.
3σ significance. The coherent burst in epoch 2 (phase ~0.59) does not recur at the same orbital phase in epoch 5. The time error on phase-wrapping between epochs 1 and 5 is 5.3 min, negligible on the scale of this plot./p>5σ in the dynamic spectrum./p>1.5 × 109 K for an upper limit on source size of the full stellar disk; gigahertz-frequency coherent sources are probably much smaller, tracing to individual magnetic footpoints in the stellar corona. With the evidence available, we cannot differentiate between two possible coherent emission mechanisms, plasma emission and electron cyclotron maser, the latter of which is expected for SPIs. An ECM mechanism for the coherent bursts YZ Cet is plausible because many other M-dwarf radio bursts have been attributed to ECM due to high brightness temperature9,10,24 or x-mode polarization17; however, we do not rely on the emission mechanism to assess an SPI origin. Instead, we search for evidence of orbital modulation of bursts to test the possibility that SPI drives the observed coherent bursts./p>3σ during the burst compared with before or after the burst. For example, in epoch 2 (Supplementary Fig. 4), the events at 2.3 h, 5.1 h and 5–6 h satisfy this criterion, whereas a possible left-polarized event at 3.1 h constitutes only a 2σ flux enhancement./p> = 2,200 G (ref. 46). We defined the scaling to achieve an average field flux strength ratio of ζ ≡ < BZDI>/< BZB> ≈ 0.1, and thus an average radial surface field of 220 G. We chose ζ = 0.1 as a representative value for the sample of stars with similar properties in ref. 47 that have both kinds of Zeeman measurements. The low value of ζ originates from field cancellation in the Stokes V ZDI measurements, as opposed to the Stokes I ZB measurements that include the total field strength. It is worth noting that the YZ Cet Zeeman broadening measurement is a high outlier for its Rossby number of ~0.5 (ref. 48), and the source measurements46 may be systematically high48, especially for slow rotators. However, ZDI has measured M-dwarf ζ values up to ~0.3 (Prox Cen45), so our estimated average large-scale field of 220 G may be reasonable even if the current YZ Cet ZB measurement is an overestimate. With an average large-scale field of 220 G, surface variations and small-scale fields in the low stellar corona could still lead to regions with kilogauss field strengths, plausibly allowing ECM emission at 2–3 GHz./p>
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