Il nostro obiettivo è quello di limitare la struttura interna e la composizione di HD 15337 b e c, due pianeti di breve periodo situati sui lati opposti della Radius Valley, utilizzando nuovi dati di fotometria transitoria e velocità radiale.
Abbiamo ottenuto 6 nuovi transiti utilizzando l'ExOPlanet Satellite (CHEOPS) e 32 nuove misurazioni della velocità radiale dall'High Risoluzione Radial Velocity Finder (HARPS) per migliorare la precisione delle stime di massa e raggio per entrambi i pianeti.
Rianalizziamo le curve di luce dei settori 3 e 4 di TESS e analizziamo nuovi dati dal settore 30, correggendoli per l'attività stellare a lungo termine. Successivamente, abbiamo eseguito un adattamento congiunto tra le curve di luce TESS e CHEOPS, tutti i dati RV disponibili da HARPS e Planet Finder Spectrograph (PFS).
Il nostro modello adatta simultaneamente il segnale planetario, il segnale di attività stellare e un modello di decorrelazione strumentale ai dati CHEOPS. L'attività stellare è stata modellata utilizzando la regressione del processo gaussiano sia sull'indice RV che sugli indici di attività.
Infine abbiamo utilizzato un codice di recupero bayesiano per determinare la composizione interna e la struttura dei pianeti. Ricaviamo parametri aggiornati ed estremamente accurati per il sistema di HD 15337. La nostra maggiore precisione nei parametri planetari rende HD 15337 b uno degli esopianeti rocciosi descritti più accuratamente, con misurazioni di raggio e massa che raggiungono una precisione migliore del 2% e del 7%, rispettivamente.
Siamo in grado di migliorare la precisione della misurazione del raggio dell'HD 15337 c al 3%. I nostri risultati indicano che la composizione di HD 15337 b è prevalentemente rocciosa, mentre HD 15337 c mostra un'atmosfera gassosa con una massa di almeno 0,01 masse solari.⊕I nostri risultati gettano le basi per studi futuri, che potrebbero svelare ulteriormente l'evoluzione delle atmosfere di questi esopianeti e fornire nuove informazioni sulla loro composizione, sulla storia della formazione e sulle ragioni dietro il divario del raggio.
Rosario NM, Demangione ODS, Barros SCC, Gandolfi D, Egger JA, Serrano LM, Osborne HP, Beck M, Benz W, HG. Florin P, Gutterman P, Wilson TJ, Alibert Y, Fossati L, Houghton MJ, Delrez L, Santos NC, Souza SJ, Bonfanti A, Salmon S, Adebekian V, Nigioni A, Venturini G, Alonso R, Anglada.Gee, Asquier G, Barczi T, Parrado-Navasquez D, Barragán O, Bomjohann W, Beck T, Bellot N, Biondi F, Bonfils Collier-Cameron, S.Z. Cizmadia, Kubilos B.E., Davies, M.B., Delwell, M., Delin, A., P.-O. Demory, D. Ehrenreich, A. Erikson, M. Esposito, A. Fortier, M. Fridlund, M. Gillon, M. Güdel, M. N. Günther, Ch. Helling, S Hoyer, KG Isaac, LL Kiss, KWF Lam, J Laskar, A Lecavelier des Etangs, M Lendl, A Luntzer, D Magrin, PFL Maxted, C Mordasini, V Nascimbeni, G. Olofsson, HLM Osborne, R Ottensamer, I Pagano, E Palle, G Peter, G Piotto, D Pollacco, D Queloz, R Ragazzoni, N Rando, H Rauer, I Ribas, G Scandariato, D. Segransan, AE Simon, AMS Smith, M. Stalport, Gy. M. Szabó, N. Thomas, S. Udry, V. Van Eylen, V. Van Grootel, E. Villaver, I. Walter, N. A. Walton
Commenti: 17 pagine, inclusa l'appendice
Argomenti: Astrofisica terrestre e planetaria (astro-ph.EP)
Citare come: arXiv:2403.16621 [astro-ph.EP] (Oppure arXiv:2403.16621v1 [astro-ph.EP] per questa versione)
Data di presentazione
Da: Nuno Rosario
[v1] Lunedì 25 marzo 2024, 11:06:25 UTC (11.270 KB)
https://arxiv.org/abs/2403.16621
Astrobiologia, Astrochimica,
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