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M-to-K

m-to-Kプロジェクトの目的は、最も質量の低い星への惑星の仲間を発見し、そのような星の周りに惑星がどのようにして、なぜ形成されるのかを決定する要因を理解することです。

M-to-Kは、M型初期からk型後期の恒星を周回する太陽系外惑星のドップラーサーベイです。 これらの星は、私たちの太陽よりも小さく、質量が低いです。 低質量星は、本質的にかすかであるため、十分に強い信号を拾うためには大きな望遠鏡が必要であるため、現在のドップラー調査では過小評価される傾向があります。 しかし、これらの星は私たちの銀河系の星の大部分を占め、太陽のようなG型星をはるかに上回っています。

ハビタブルゾーンの惑星は、ドップラー技術でより簡単に検出されるべきであるため、私たちは特にM星とK星に興味があります。 また、M型やK型の星からの天体物理学的ノイズはG型やF型の星よりも低いため、検出性も向上しています。 最も質量の大きい星(A、B、O型)は、星の高い光度がほとんどの原子スペクトル線をイオン化し、星がより速く回転する(少数のスペクトル線を広げる)ため、ドップラー惑星探索のための良い候補ではない。

ハビタブルゾーンは、熱すぎず(液体の水が蒸発するように)、冷たすぎない(液体の水が凍結するように)星からの距離です。

ハビタブルゾーンは、熱すぎず(液体の水が蒸発するように)、冷たすぎない(液体の水が凍結するように)。 それは時々温度が水の海洋の保持のために”ちょうどいい”であるので”Goldilocks地帯”と呼ばれます。

M型とK型の恒星の固有の明るさが低いということは、恒星から放出されるエネルギーが少ないことを意味します。 その結果、惑星が液体の水が存在するのに十分なエネルギーを傍受する”ゴルディロックスゾーン”は、主星の近くに位置しています。 この近接性は、ドップラー調査が2つの理由で将来の惑星を検出することを容易にします。: (1)軌道周期が短く(見る必要がある時間の長さが短くなる)、(2)検出しようとしている信号(惑星がその星に及ぼす反射速度)が大きくなるのは、星の上の惑星の引力が距離の減少とともに急速に増加するためである。 上の図は、異なる星の分類のためのホスト星と惑星の間の相対的な距離を示しています。

私たちは、共同研究者、Sebastien LepineのSUPERBLINK調査から3,000人以上の近くのkおよびM矮星の最近の同定を利用しています。 ターゲット星は、分光連星とフレア星の数を減らすために、低分解能分光法で事前にスクリーニングされています。 このプロジェクトの目標は、太陽系外惑星の存在のために最大1,600個の低質量星をスクリーニングすることです。

M-To-Kプログラムのドップラー測定は、ハワイ州マウナケアにある地球最大の望遠鏡のケック天文台で行われています。

発見