我们在2023年7月3日以JWST/Miri Coronagraphic Imager 11,33,34（JWST General Observer程序2243;参考文献35）观察到EPS ID。我们的观察结果包括科学，参考和背景图像 ，如扩展数据表1所述 。我们用两个窄带冠状滤波器F1065C和F1550C收集了图像
，分别集成了3,772和3,922 s
。每个冠状滤波器都有一个专用的四X骨相掩膜coronagraph36，以抑制恒星点扩散函数（PSF）。在序列的开头进行了一片空天空的专用背景观察 ，以允许在Miri Commissioning34中首次确定的“ Glow Stick”流动光特征减去 。对于每个过滤器以及每个科学和参考目标，我们使用与单个科学/参考抖动相同的集成收集了背景观察
，我们在两个抖动位置上重复了此过程。我们将相同的空字段用于所有背景观察
。 　　我们收集了Star di Tuc（HD211055）的PSF参考图像，用于参考差异成像（RDI）37。我们使用五点小网格抖动技术为每个过滤器收集了五个参考图像38,39 ，以说明JWST的不完善指向（调试数据表​​明指向稳定性约为5-10 MAS；参考文献40） 。对于F1065C和F1550C观测值
，每个抖动位置的整合时间分别为2,631和2,724 s
。选择这些整合以匹配每个抖动位置在EPS IND的峰值通量。在JWST观察之前，我们还筛选了Thele Companions的参考星 ，以确保其适合差异成像 。我们在2023年4月13日在VLT上使用Spectro Polarimetiptric高对比度研究仪器（Sphere）观察了Di Tuc（计划110.25BR
，PI E.C.M.），并收集了140张图像 ，每个图像都带有检测器积分时间（DIT）= 0.837 s（总暴露时间）（总曝光时间117 s）
，在宽带h和broadbros filter（117 s）中
。δλ= 0.291 µm）。图像是深色和平坦的，并且校正了不良像素 ，然后我们根据峰值位置对齐所有图像
，并在观测值堆叠上共同添加 。在球场视野（约12英寸×12英寸）中，未发现任何同伴
。两个同伴在Gaia目录和JWST视野中 ，但在视野视野之外（分隔6.5英寸和8.2英寸）。这些已足够广泛地分离，以致它们不会影响PSF减法
，尽管在还原数据中清楚地看到了这些减法（扩展数据图1） 。 　　我们使用SpaceKlip Pipeline41,42进行JWST数据分析
。该管道为JWST数据提供了各种高对比度成像特异性功能，尤其是使用JWST Pipeline43和Pyklip Python package44用于多个关键的减少步骤。我们的减少遵循参考文献中详细概述的步骤 。42 ，在这里简要概述。我们从JWST Pipeline生成的阶段0文件（*Uncal.fits）开始
。我们进行了坡道拟合
，将图像从检测器单元到物理单元进行了校准，并固定并减去背景图像。然后 ，我们使用RDI减去了恒星PSF 。我们探索了各种参数
。这项工作中显示的减少是使用单个小节和单个环的主成分分析（PCA）进行的。删除了八种PCA模式 。 　　此过程为F1550C图像提供了极好的星光抑制
。对比度的性能是在扩展数据图2中提供的。恒星PSF在F1065C的科学和参考图像之间不太匹配
，这可能是由于这些观测值之间的较大时间基线（观测顺序为F1065C参考，F1550C参考 ，F1550C参考
，F1550C Science和F1065C Science，如在扩展数据表中列出的列表 。这降低了行星在紧密分离时的灵敏度 ，在这些图像中清楚地看到了一些残留的星光
。图1的扩展数据显示了10.65 µm图像的整个视野​​
，这两个图像的中心部分都包含在图1中。在F1065C上检测到了三个天体物理点源： 　　我们使用Pyklip提供的前向模型PSF拟合程序确定了伴随属性，并在SpaceKlip中实现 。我们使用webbpsf_ext在同伴位置生成了一个PSF模板
。然后 ，我们将该PSF的位置和强度拟合到数据中，以测量观测值的光度法和天体。这些值在扩展数据表2中列出 。 　　我们还使用非负矩阵分解45,46降低了数据
，以验证我们的结果。非阴性矩阵分解涉及将图像矩阵分解为两个非负矩阵，一个具有特征和其他用于重建原始矩阵的权重
。从RDI PSF库中提取的特征矩阵用于对目标图像帧中的恒星PSF进行建模。然后进行PSF减法以对系外行星进行成像 。我们使用DI TUC PSF库中的所有框架来构建组件进行了非负矩阵分解降低
。对于F1065C ，这涉及使用605帧来构建605个组件。对于F1550C
，框架和组件的数量为65 。我们尝试了替代方法，包括使用整个PSF库 ，较少的组件以及使用较小的PSF库
，其中使用与目标框架接近的组件（使用Euclidean Norm）选择的组件（使用Euclidean Norm），但使用整个库的最大组件数量是一致的最佳组件数量 ，最佳图像是最佳图像
。 　　我们对档案数据的分析提供了对可能的背景污染物的严格限制。如果点源是一种外层状污染物
，则没有适当的运动 。可以在JWST EPS IND的东北位置找到4.1英寸的位置，即在右升天22 H 03 Min 33.17 S和偏斜-56°48'06.0''
。对于背景对象 ，这些绝对的右提升和偏移坐标不会改变
，因为EPS A在天空上以4.7英寸yr -1的速度移动，并且在足够旧的档案数据中可以从星星中得到很好的解析（允许相对于背景位置 ，可以在足够的旧档案数据中移动前景）。即使背景污染物在银河系中是一个遥远的物体，它每年最多都会有适当的动作
，最多可以在此处介绍的数据产品跨越大约20年中，最多只有几十milliarcseconds 。我们搜索了来自IRAC的GAIA10和2MASS47目录以及重新分析的数据以及板上Spitzer的多曲线成像光度计（MIPS） ，但我们没有确定与点源一致的任何背景源
。 　　Spitzer的观察结果提供了极好的背景限制
，并在我们的JWST观测值的波长中提供了括号。2004年在Spitzer和JWST观察之间进行了19年的时间，EPS IND A在2004年期间进行了几次EPS I IND A的观测 。2004年5月1日 ，使用Spitzer/IRAC观察到EPS ID A（程序ID 90; Pi M. Werner）
，并在所有四个IRAC通道中收集了数据（名义上为3.6 、4.5
、5.8和8.0 µm）。该恒星主要用作研究EPS ERI碎片盘15,48,49的程序的PSF参考星
。我们从Spitzer Heritage档案中的四个波长频道中的每个波长档案中的科学准备的镶嵌文件开始，重新汇总了这些数据。即使在此时期 ，背景位置与恒星很好地分离
，但PSF机翼中仍然存在明显的信号（扩展数据图3） 。我们使用了来自同一程序的EPS ERI观测值作为RDI的PSF参考并减去恒星PSF机翼，从而在背景位置允许最好的对比度
。我们使用基于网格的方法来优化EPS ERI图像的空间（X ，Y）位置和磁通缩放
，从而为EPS IND图像的PSF机翼结构提供了最佳匹配。然后，我们从EPS IND数据中减去此最佳匹配图像 ，以产生RDI减少图像 。在扩展数据中显示了可科学的图像和RDI提取的图像
。突出显示了Spitzer和JWST时期的EPS ID的位置。我们根据已知源掩盖了RDI提取的图像中的像素方差计算了通量限制，并通过对图像中确定的源进行孔径光度计来验证我们的限制 。 　　2004年10月13日
，还观察到了Spitzer/MIPS（程序ID 41; Pi G. Rieke）50
。在所有三个MIPS通道（名义上24、70和160 µM）中收集数据。我们分析了Spitzer Heritage Archive的科学准备的镶嵌文件 。EPS IND A在MIPS图像中不饱和，JWST位置从恒星（扩展数据图4）和24 µM通道的视野中得到很好的解析
。我们根据在EPS ID A的位置的大盒子中像素值的标准偏差计算了通量上限 ，不包括恒星1弧之内的像素。在JWST EPS的10英寸内
，没有观察到Spitzer IRAC 8.0 µM图像或任何MIPS图像中的位置 。在3.6 、4.5和5.8 µm的图像中，将一个源鉴定出约9英寸的EPS ID a。该源在JWST/MIRI图像中也被鉴定出来 ，并在扩展数据中标记为2
。 　　在扩展数据中显示了点源的背景频谱图5。这表明如果对象是固定的背景对象或每年移动不到几百milliarcseconds的固定背景对象或背景对象
，则适用于该对象的上限和上限 。也就是说，这些上限不适用于行星 ，该行星的适当运动与EPS IND A相同
，并且在后台观察中不存在
。8.0 µm图像在背景方案上提供了特别严格的约束。在此波长下，我们将背景对象排除在16.07 mag ，而点源为10.65 µm的13.16 mag 。背景对象必须非常红色才能与两个测量值兼容
。 　　我们重新审视了EPS IND A的档案Visir/接近的51,52观察结果。我们从先前发布的还原dataCubes16开始
，为其校准和对齐 。我们卸下了低质量的帧，然后进行了归纳和空间高通过滤剩余的帧
。对于恒星周围的小分离（0.5英寸–3.0英寸） ，优化了近敏感性。地面热红外观测需要快速切碎，以迅速减去不同的天空背景和过多的低频检测器噪声 。靠近
，使用VLT的可变形次级镜子进行切碎，该镜像可提供约4.5英寸的最大切碎
。角度微分成像（ADI）的还原依赖于在不同场取向下拍摄的图像 ，这将真实来源的残差沿方位角方向留下。由于成像行星与宿主恒星的分离接近CHOP的投掷
，如果使用ADI用于减少数据，这些残留物将行星掩盖 。为了避免这种效果 ，我们只是在不执行ADI的情况下简单地共同添加了数据
，因为预期的分离很好地属于背景有限的制度，而不是对比度有限的制度。我们还在预期的伴随位置周围的一个小斑块中进行了图像（LOCI）53 PCA ADI分析的局部优化组合（LOCI）
。这有助于改善行星信号并抑制热背景。在每种情况下 ，我们还将最终图像卷入了顶部帽子
，以增强数据中的任何真实信号 。这两个图像均显示在图2中
。为了确认源，我们还研究了相对于离轴PSF的伴随位置。我们将相对于此位置的框架集中 ，对齐和偏离框架 。我们发现
，相对于离轴PSFS的最终平均卷曲帧也存在行星信号， 否定来源是斑点或内部反射中的幽灵的可能性
。由于高空间分辨率和接近的采样 ，我们假设在伴随位置上的全宽度为一半。行星的分离为4.82±0.16英寸，位置角度为40-45°
，北方逆时针方向 。为了估计通量，我们使用了行星注射和恢复测试
。由于行星信号受热背景的限制 ，我们将（4-8）×10-5的保守范围放在磁通量上
，范围为0.18-0.35 mjy。这些值也包括在扩展数据表2中 。 　　我们用JWST CORONAGRAPHIC成像靶向EPS A的目标是检测一个可访问动态质量信息的已知巨大行星
。但是，成像的行星与系统中先前声称的行星不一致。地球的质量和半轴轴明显大于所声称的EPS IND AB（参考文献2,8,9） ，与预测的天空位置截然不同 。显然
，成像的行星在宿主恒星上赋予了重要的，长期的径向速度加速度 ，尽管最初尚不清楚这是否是系统中唯一的行星。 　　我们试图通过假设它确实是系统中唯一的行星来适应成像行星的轨道
，并且它负责宿主星的所有动态测量（径向速度数据和星形标准）
。我们在欧洲南方天文台（ESO）5的coudé梯形光谱仪（ESO）5中使用了来自长相机（LC）的径向速度数据，来自紫外线和视觉梯形光谱仪（UVES）2和使用高准确性的Radial-Velocity Planet搜索器（HARPS） ，使用Ref Ref Retuct。54 。EPSIND A已用竖琴进行了强烈的瞄准
，我们在一个晚上与竖琴一起收集的所有数据点
。我们将竖琴数据视为三种独立的仪器，以说明2015年仪器升级期间的任何基线变化 ，并在2020年将望远镜关闭。这给了我们493个数据点，从六个独立仪器
，涵盖了1992年11月3日至2021年12月29日，我们使用Orvara55拟合了Orvara55 。考虑到Orvara55
。寄主恒星的河马 - GAIA天文学 ，并在0.76±0.04 M中使用宿主星质量。此过程收集到具有质量MJ
，半轴轴，偏心和倾斜度103.7±2.3°的轨道（扩展数据图6） 。在没有近天文标准的情况下 ，我们发现了一个具有质量MJ
，半轴轴，偏心和倾斜度104.0±2.4°的轨道
。这些轨道彼此高度一致 ，进一步验证了近期是对伴侣的积极重新探测。这些轨道也与所有手机动力学数据一致 。奇怪的是
，以前的几项作品衍生了主张的行星EPS IND AB的特性，并发现了一致的结果2,8,9 ，但是这些结果与这项工作中观察到的行星不一致
。这可能是由于手机数据过度拟合的
，因为众所周知，符合轨道相位不足的准确轨道很难 或者它可能暗示系统中的另一个组件会偏向先前的单个样式拟合。拟合有和没有近近天文学的拟合之间的一致性指向一个单行系统 。我们对未来的工作进行了详细的探索 ，对成像行星与先前的径向速度解决方案之间的差异进行了详细的探索，但是请注意
，仅当EPS Ind AB是存在的唯一大型行星时，这项工作中得出的动态质量才有效。 　　我们使用BT-NextGen型号57,58来预测JWST/MIRI和VLT/NACO滤波器中宿主星EPS I的光度法
。我们将光谱拟合到了Tycho ，Gaia
，2 Mass，Wise ，Spitzer/MIPS以及光电导体阵列摄像机和光谱仪（PACS）Herschel 10,47,50,59,60上的光度测光法。我们允许有效温度
，log（g），金属性和半径变化 ，并保持固定在3.639 PC的恒星距离 。我们用Monte Carlo Markov链（使用司仪；参考文献61）对后部进行了采样
，以得出最合适的光谱和不确定性
。最佳拟合值是有效温度teff = 4,760±15 K，log（g）= ，[fe/h] = 0.22±0.12和r = 0.679±0.004 r
，尽管我们警告说，这些值仅由光度法驱动 ，并且在解释恒星参数时应使用恒星参数的光谱拟合，并在解释恒星时使用了恒星和登录。然后
，我们通过从马尔可夫链蒙特卡洛（MCMC）后验中选择样品并在滤波器剖面上积分来得出模型的光度法和不确定性 。在扩展数据中显示了最佳拟合光谱以及EPS ID的测量（绿色和粉红色）和模型（蓝色）光度法图7
。我们使用该模型在这项工作中得出了所有伴随的光度和通量限制，包括将档案对比度曲线重新分配为使用该模型的磁盘上限。 　　EPS ID的明智观察似乎是不可靠的 。在明智的W1 ，W2和W3观测值中
，EPS IND A显着饱和（明智的Catalogue60列出了W1SAT = 0.253，W2SAT = 0.239和W3SAT = 0.144）的饱和分数
。因此 ，我们没有将W1
，W2和W3幅度直接包括在我们的拟合过程中。我们的衍生恒星幅度显示出一些用于衍生以前的L'限制的差异17，它使用2.9的明智W1幅度作为EPS IND A的L'幅度的代理A 。我们的恒星拟合表明 ，对于2.119±0.008和2.115 0.008和2.115±0.009的恒星拟合的幅度有些较大
。EPS IND的唯一已发表的L波段幅度是L = 2.12（参考文献62）
，与我们派生的W1和L'尺寸一致。
http://http://www.0517kq.com/news/show-8336.html/sitemaps.xml http://http://www.0517kq.com/news/show-8315.html/sitemaps.xml http://http://www.o-press.com/news/show-8.html/sitemaps.xml http://http://www.o-press.com/news/show-311.html/sitemaps.xml http://http://www.o-press.com/news/show-91.html/sitemaps.xml http://http://www.o-press.com/news/show-325.html/sitemaps.xml http://http://www.0517kq.com/news/show-8207.html/sitemaps.xml http://http://www.o-press.com/news/show-304.html/sitemaps.xml http://http://www.o-press.com/news/show-294.html/sitemaps.xml http://http://www.0517kq.com/news/show-8390.html/sitemaps.xml