Example table: giant planets and brown dwarf companions

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Articles

Combining TTVs, RVs, and astrometry to characterize distant giant companions of transiting hot Jupiters: Application to WASP-4
J. -V. Harre, Louise D. Nielsen, A. M. S. Smith · arXiv: 2611.16782v1 · 2026

Acceptation annoncée sur arXiv par les auteurs
The COBREX archival survey: improved constraints on the occurrence rate of wide-orbit substellar companions. I. A uniform re-analysis of 400 stars from the GPIES survey
V. Squicciarini, J. Mazoyer, A. -M. Lagrange, A. Chomez, P. Delorme, O. Flasseur, F. Kiefer · arXiv: 2411.06157v1 · 2025 · Astronomy & Astrophysics

Publication retrouvée
A Model to Map Brown Dwarf Companions to White Dwarfs in Partial Secondary Eclipse
Arthur D. Adams, Yifan Zhou, Daniel Apai, Daphne Broski-Laing, Sarah L. Casewell, Jenni R. French, L. C. Mayorga, Lael Shin · arXiv: 2610.36141v1 · 2026

Soumission ou évaluation annoncée sur arXiv par les auteurs
Expanding the Volatile Abundance Inventory for High-Priority K-Dwarf JWST Exoplanet Systems
David R. Coria, Neda Hejazi, Ian J. M. Crossfield, Ismael Mireles, Casey L. Brinkman, Jared R. Kolecki, Emilio Marfil, Thomas Nordlander · arXiv: 2611.08676v1 · 2026

Acceptation annoncée sur arXiv par les auteurs
The anomalously large transiting planet around Boyajian's star: evidence for a circumplanetary ring
Wei Zhu, Quanyi Liu · arXiv: 2610.34806v1 · 2026

Soumission ou évaluation annoncée sur arXiv par les auteurs

Tableau comparatif

25 cases remplies sur 25 s’appuient sur un passage de l’article.

Article	Question	Méthode	Données	Résultats principaux	Limites
1 Combining TTVs, RVs, and astrometry to characterize distant giant companions of transiting hot Jupiters: Application to WASP-4	Caractériser le compagnon géant lointain de WASP-4 et évaluer l’apport d’une analyse conjointe des vitesses radiales, des temps de transit et de l’astrométrie Gaia. Source · Abstract, ¶1 We examine the WASP-4 system using newly obtained ESO$\,$3.6/HARPS radial velocity (RV) observations and archival transit-timing data, leveraging the LTTE. Furthermore, we present a novel approach of analyzing HJ systems in sight of $\textit{Gaia}$'s Data Release 4. Ouvrir dans l’article	Un modèle conjoint décrit les vitesses radiales, les variations des temps de transit dues au temps de propagation de la lumière et l’astrométrie. Des tests d’injection-récupération évaluent l’apport des futures mesures Gaia. Source · Abstract, ¶1 We combine and fit all currently available data and simulate $\textit{Gaia}$ DR4 and DR5 astrometric measurements of WASP-4 and perform an injection and recovery procedure to estimate their impact on the recovered planetary parameters of WASP-4$\,$c. The procedure employs a combined model that describes RVs, transit timing variations (TTVs) via the LTTE, and astrometry simultaneously. Ouvrir dans l’article	L’étude utilise les temps de transit archivés et des vitesses radiales, dont 18 nouvelles mesures HARPS obtenues durant les semestres P113 et P115. Source · Abstract, ¶1 We examine the WASP-4 system using newly obtained ESO$\,$3.6/HARPS radial velocity (RV) observations and archival transit-timing data, leveraging the LTTE. Absent de ce passage : 18 Ouvrir dans l’article	WASP-4 c présente une masse minimale de 9,3 ± 1,7 masses de Jupiter et une période de 10 600 jours, avec une incertitude de −1 000/+1 100 jours. Aucune décroissance orbitale significative n’est détectée pour WASP-4 b. Source · Abstract, ¶1 Analyzing the existing data, we improve the planetary parameters of WASP-4$\,$c, finding a minimum mass of $9.3\pm1.7\,M_\mathrm{Jup}$ with an orbital period of $10\,600^{+1100}_{-1000}\,$d, or about $29\,$yr. Furthermore, we find that there is no significant orbital decay taking place for WASP-4$\,$b. Absent de ce passage : 1.7, 10600 Ouvrir dans l’article	La période du compagnon est longue par rapport à la durée couverte par Gaia ; les résultats astrométriques présentés reposent sur des simulations, et non sur des mesures déjà disponibles. Source · 5 Astrometry simulations, ¶1 Due to the long orbital period of the outer companion, we simulated and present DR5 data to show how the modeling approach of combining TTVs, RVs, and astrometry performs, and later compare it to the expectations for Gaia DR4. Ouvrir dans l’article
2 The COBREX archival survey: improved constraints on the occurrence rate of wide-orbit substellar companions. I. A uniform re-analysis of 400 stars from the GPIES survey	Améliorer les contraintes sur la fréquence des compagnons substellaires à grande séparation grâce à une réanalyse homogène des observations de 400 étoiles de GPIES. Source · Abstract In the context of the COBREX project, we have assembled the largest collection of archival DI observations to date in order to undertake a large and uniform re-analysis. In particular, this paper details the re-analysis of 400 stars from the GPIES survey operated at GPI@Gemini South.	Les cubes d’imagerie sont retraités avec PACO et les candidats examinés par mouvement propre et diagramme couleur-magnitude. Les limites de détection sont converties en cartes de détectabilité pour estimer les fréquences d’occurrence. Source · Abstract Candidates were identified and vetted based on multi-epoch proper motion analysis -- whenever possible -- and by means of a suitable color-magnitude diagram. The conversion of detection limits into detectability maps allowed for an estimate of unbiased occurrence frequencies of giant planets and brown dwarfs.	L’échantillon comprend les observations archivées de 400 étoiles du relevé GPIES, réalisées avec GPI à Gemini South. Source · Abstract In particular, this paper details the re-analysis of 400 stars from the GPIES survey operated at GPI@Gemini South.	La masse minimale détectable est améliorée jusqu’à un facteur deux ; deux candidats restent à confirmer. Le résumé donne une occurrence de 1,7 % (−0,7/+0,9) pour les planètes de 5 à 13 masses de Jupiter entre 10 et 100 au. Source · Abstract Deeper detection limits were derived compared to the literature, with up to a twofold gain in minimum detectable mass compared to previous GPI-based publications. Although no new substellar companion was confirmed, we identified two interesting planet candidates awaiting follow-up observations. Absent de ce passage : 0.7, 0.9, 1.7, 10, 100	La tendance suggérant davantage de compagnons naines brunes autour des étoiles FGK n’est pas statistiquement significative. Source · Abstract Although the BD trend is not statistically significant, an in- teresting analogy might be drawn with the behavior of the two empirical distributions of substellar companions introduced by Vigan et al. (2021) in the context of SHINE.
3 A Model to Map Brown Dwarf Companions to White Dwarfs in Partial Secondary Eclipse	Adapter la cartographie d’éclipse aux naines brunes partiellement occultées par une naine blanche, afin de distinguer les émissions des régions occultées et jamais occultées. Source · Abstract, ¶1 We adapt the eigenmapping method to disentangle the signals from the ever- and never-occulted regions. Ouvrir dans l’article	Les auteurs combinent une cartographie par modes propres et une régularisation de Tikhonov pénalisant la complexité harmonique. Des tests d’injection-récupération portent sur des structures latitudinales et sur une carte issue d’un modèle de circulation générale. Source · Abstract, ¶1 We introduce a model that penalizes the harmonic complexity of the model map with Tikhonov regularization, whose parameters are tuned to reproduce the fit quality of the eigenmapping model. We use JWST NIRSpec/PRISM full-orbit observations of the eclipsing WD 1202-024 system as a template to construct and run injection-recovery tests on simulated light curves, isolating both latitudinal structures as well as emission from a physically-realistic general circulation model (GCM). Ouvrir dans l’article	Les observations JWST NIRSpec/PRISM de WD 1202 couvrent une orbite complète, soit 90,7 minutes. Elles comprennent initialement 50 intégrations de 120 groupes chacune. Source · II.2 Observations and Data Reduction, ¶1 WD 1202 was observed across a full orbital period as part of a JWST observing program (GO Program ID 4967; PI: Yifan Zhou) with NIRSpec PRISM/CLEAR ($R\sim 30$–300, 0.6–5.3 $\upmu$m) in the Bright Object Time-Series (BOTS) mode. The observation covers 90.7 minutes across 50 integrations of 120 groups each. Ouvrir dans l’article	Pour les observations réelles, le modèle utilisant toute l’orbite est statistiquement préféré. La carte obtenue présente un point chaud sub-stellaire d’environ 15°, différent des prédictions du modèle de circulation. Source · Abstract, ¶1 When fitting to the actual JWST data of WD 1202, the full-phase eigenbasis model is statistically preferred. However, the resulting model map of WD 1202 B does not resemble the GCM predictions, with a concentrated day-side hotspot at the sub-stellar point with an angular size $\approx 15^\circ$. Ouvrir dans l’article	La détection statistique de la structure prévue par le modèle de circulation exige environ trois fois le rapport signal sur bruit actuel. L’interprétation de la carte observée reste limitée par la séparation incertaine des signaux astrophysiques et des effets systématiques. Source · Abstract, ¶1 Such a model, however, is only statistically preferred at approximately $3 \times$ the signal-to-noise ratio of the JWST data. Ouvrir dans l’article
4 Expanding the Volatile Abundance Inventory for High-Priority K-Dwarf JWST Exoplanet Systems	Mesurer les abondances élémentaires du carbone et de l’oxygène ainsi que leurs rapports isotopiques dans six étoiles K hôtes de planètes ciblées par JWST. Source · Abstract, ¶1 To address the need for K dwarf abundance constraints, we present an elemental ([C/H], [O/H]) and isotopic ($^{12}$C/$^{13}$C, $^{16}$O/$^{18}$O) abundance analysis for six K dwarf exoplanet host stars: K2-141, NGTS-10, WASP-43, WASP-69, WASP-80, and HATS-72. Ouvrir dans l’article	Les abondances sont obtenues par synthèse spectrale avec les atmosphères MARCS et TurboSpectrum, appliquée aux spectres proche infrarouge IGRINS. Source · Abstract, ¶1 Using MARCS model atmospheres, the TurboSpectrum spectral synthesis code, and near-infrared IGRINS spectra, we derive novel [C/H] and [O/H] abundance ratios for these high-priority K dwarf host stars. Ouvrir dans l’article	L’échantillon comprend K2-141, NGTS-10, WASP-43, WASP-69, WASP-80 et HATS-72. Les spectres IGRINS couvrent simultanément les bandes H et K, de 1,45 à 2,45 micromètres, à une résolution d’environ 45 000. Source · IV.1 High-Resolution, NIR IGRINS Spectr… In this study, we use high-resolution $R\sim 45,000$, near-infrared (NIR) spectra obtained from the Immersion GRating INfrared Spectrograph (IGRINS, Park et al. [171], Mace et al. [136]) at the Gemini-South and Lowell observatories. IGRINS is a compact, cross-dispersed spectrograph offering simultaneous coverage of the H and K bands located between 1.45–2.45 microns. Absent de ce passage : 10, 141, 43, 69, 72 Ouvrir dans l’article	Les auteurs obtiennent de nouvelles abondances élémentaires de carbone et d’oxygène. Cinq des six étoiles présentent un rapport carbone 12/carbone 13 inférieur à la valeur solaire ; aucun rapport oxygène 16/oxygène 18 ne peut être mesuré. Source · Abstract, ¶1 Using MARCS model atmospheres, the TurboSpectrum spectral synthesis code, and near-infrared IGRINS spectra, we derive novel [C/H] and [O/H] abundance ratios for these high-priority K dwarf host stars. We further investigate prospects for determining $^{12}$C/$^{13}$C and $^{16}$O/$^{18}$O ratios using $^{13}$C$^{16}$O and $^{12}$C$^{18}$O lines from the 2.3 micron CO bandhead. Ouvrir dans l’article	Le bruit des spectres empêche la mesure du rapport isotopique oxygène 16/oxygène 18 dans tout l’échantillon. Source · Abstract, ¶1 The observed spectra are too noisy to measure $^{16}$O/$^{18}$O ratios for the sample, but we do find sub-solar $^{12}$C/$^{13}$C ratios for five out of six targets. Ouvrir dans l’article
5 The anomalously large transiting planet around Boyajian's star: evidence for a circumplanetary ring	Tester si un anneau circumplanétaire peut expliquer le rayon apparent anormalement grand du candidat planétaire transitant devant l’étoile de Boyajian. Source · Abstract, ¶1 Here we explore the solution that the planet is actually ringed. We develop a fast and accurate code to compute the transit light curve due to a ringed planet, and apply it to the TESS light curve. Ouvrir dans l’article	Le code JoJo calcule l’occultation par une planète sphérique entourée d’un anneau plat incliné. L’ajustement est comparé à celui d’une planète sans anneau à l’aide du chi carré et du BIC. Source · III Implementation of the ring model in… Here we adopt the key algorithm of JoJo, first proposed in Liu et al. [18] and used to model the transit light curve due to an oblate planet [17], and apply it to the ring situation. Ouvrir dans l’article	L’étude utilise le transit unique observé par TESS dans le secteur 15, entre le 15 août et le 10 septembre 2019. La courbe PDC est échantillonnée toutes les deux minutes. Source · II.1 TESS light curve, ¶1 We analyzed the TESS light curve of KIC 8462852 (Boyajian’s star) obtained during Sector 15 (2019 August 15 – September 10), which covers the single-transit event reported by Madurga-Favieres et al. [19]. We used the pre-search data conditioned (PDC) light curve at the short-cadence (2-min) sampling produced by the Science Processing Operations Center (SPOC) pipeline [13], retrieved from the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST). Ouvrir dans l’article	Une planète de 1,1 rayon de Jupiter entourée d’un anneau opaque presque polaire, s’étendant jusqu’à 3,1–4,4 rayons planétaires, supprime l’anomalie de rayon. Le modèle d’anneau n’est toutefois que marginalement favorisé, avec une différence de BIC inférieure à 2. Source · Abstract, ¶1 The ring model is marginally favoured by the data by $Δχ^2>10$ and a difference in Bayesian information criterion (BIC) of $<2$. The preferred configuration is a Jupiter-sized ($1.1\,R_{\rm J}$) planet surrounded by an opaque, highly flattened ring extending to $3.1$--$4.4$ planetary radii with a nearly polar obliquity. Ouvrir dans l’article	Le bruit relativement élevé des données TESS et la souplesse du modèle imposent des hypothèses physiques supplémentaires. La preuve statistique en faveur d’un anneau reste marginale. Source · IV Ring model fit to the TESS light cur… Given the relatively high noise level of TESS data and the flexibility of the ring model, it is necessary to make a few reasonable assumptions about the ring model in order to make it physically plausible. Ouvrir dans l’article

Où ils s'accordent

Les trois études soulignent que la caractérisation des compagnons dépend des limites observationnelles : couverture temporelle insuffisante pour l’astrométrie du compagnon de WASP-4, rapport signal sur bruit insuffisant pour certaines structures atmosphériques et bruit élevé pour tester un anneau. [1, 3, 5]
6 passages derrière ce constat

1 · Données (Abstract, ¶1): We examine the WASP-4 system using newly obtained ESO$\,$3.6/HARPS radial velocity (RV) observations and archival transit-timing data, leveraging the LTTE.
1 · Limites (5 Astrometry simulations, ¶1): Due to the long orbital period of the outer companion, we simulated and present DR5 data to show how the modeling approach of combining TTVs, RVs, and astrometry performs, and later compare it to the expectations for Gaia DR4.
3 · Données (II.2 Observations and Data Reduction, ¶1): WD 1202 was observed across a full orbital period as part of a JWST observing program (GO Program ID 4967; PI: Yifan Zhou) with NIRSpec PRISM/CLEAR ($R\sim 30$–300, 0.6–5.3 $\upmu$m) in the Bright Object Time-Series (BOTS) mode. The observation covers 90.7 minutes across 50 integrations of 120 groups each.
3 · Limites (Abstract, ¶1): Such a model, however, is only statistically preferred at approximately $3 \times$ the signal-to-noise ratio of the JWST data.
5 · Données (II.1 TESS light curve, ¶1): We analyzed the TESS light curve of KIC 8462852 (Boyajian’s star) obtained during Sector 15 (2019 August 15 – September 10), which covers the single-transit event reported by Madurga-Favieres et al. [19]. We used the pre-search data conditioned (PDC) light curve at the short-cadence (2-min) sampling produced by the Science Processing Operations Center (SPOC) pipeline [13], retrieved from the Mikulski Archive for Space Telescopes (MAST).
5 · Limites (IV Ring model fit to the TESS light curve, ¶1): Given the relatively high noise level of TESS data and the flexibility of the ring model, it is necessary to make a few reasonable assumptions about the ring model in order to make it physically plausible.
Les études de WASP-4 et de la naine brune utilisent toutes deux des tests d’injection-récupération pour évaluer les informations accessibles avec des données améliorées ou futures, plutôt que de présenter ces perspectives comme des détections acquises. [1, 3]
6 passages derrière ce constat

1 · Méthode (Abstract, ¶1): We combine and fit all currently available data and simulate $\textit{Gaia}$ DR4 and DR5 astrometric measurements of WASP-4 and perform an injection and recovery procedure to estimate their impact on the recovered planetary parameters of WASP-4$\,$c. The procedure employs a combined model that describes RVs, transit timing variations (TTVs) via the LTTE, and astrometry simultaneously.
1 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): Analyzing the existing data, we improve the planetary parameters of WASP-4$\,$c, finding a minimum mass of $9.3\pm1.7\,M_\mathrm{Jup}$ with an orbital period of $10\,600^{+1100}_{-1000}\,$d, or about $29\,$yr. Furthermore, we find that there is no significant orbital decay taking place for WASP-4$\,$b.
1 · Limites (5 Astrometry simulations, ¶1): Due to the long orbital period of the outer companion, we simulated and present DR5 data to show how the modeling approach of combining TTVs, RVs, and astrometry performs, and later compare it to the expectations for Gaia DR4.
3 · Méthode (Abstract, ¶1): We introduce a model that penalizes the harmonic complexity of the model map with Tikhonov regularization, whose parameters are tuned to reproduce the fit quality of the eigenmapping model. We use JWST NIRSpec/PRISM full-orbit observations of the eclipsing WD 1202-024 system as a template to construct and run injection-recovery tests on simulated light curves, isolating both latitudinal structures as well as emission from a physically-realistic general circulation model (GCM).
3 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): When fitting to the actual JWST data of WD 1202, the full-phase eigenbasis model is statistically preferred. However, the resulting model map of WD 1202 B does not resemble the GCM predictions, with a concentrated day-side hotspot at the sub-stellar point with an angular size $\approx 15^\circ$.
3 · Limites (Abstract, ¶1): Such a model, however, is only statistically preferred at approximately $3 \times$ the signal-to-noise ratio of the JWST data.
La réanalyse du relevé d’imagerie et l’étude du transit de l’étoile de Boyajian distinguent les indications des confirmations : deux candidats restent à confirmer dans le relevé, tandis que l’anneau n’est que marginalement favorisé, avec une différence de BIC inférieure à 2. [2, 5]
4 passages derrière ce constat

2 · Résultats principaux (Abstract): Deeper detection limits were derived compared to the literature, with up to a twofold gain in minimum detectable mass compared to previous GPI-based publications. Although no new substellar companion was confirmed, we identified two interesting planet candidates awaiting follow-up observations.
2 · Limites (Abstract): Although the BD trend is not statistically significant, an in- teresting analogy might be drawn with the behavior of the two empirical distributions of substellar companions introduced by Vigan et al. (2021) in the context of SHINE.
5 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): The ring model is marginally favoured by the data by $Δχ^2>10$ and a difference in Bayesian information criterion (BIC) of $<2$. The preferred configuration is a Jupiter-sized ($1.1\,R_{\rm J}$) planet surrounded by an opaque, highly flattened ring extending to $3.1$--$4.4$ planetary radii with a nearly polar obliquity.
5 · Limites (IV Ring model fit to the TESS light curve, ¶1): Given the relatively high noise level of TESS data and the flexibility of the ring model, it is necessary to make a few reasonable assumptions about the ring model in order to make it physically plausible.

Où ils divergent

Aucune contradiction directe entre articles n’est établie par le tableau : les objets et les grandeurs étudiés diffèrent. L’étude de WASP-4 contraint un compagnon individuel à 9,3 ± 1,7 masses de Jupiter et une période de 10 600 jours, avec une incertitude de −1 000/+1 100 jours ; le relevé de 400 étoiles estime plutôt une occurrence de 1,7 % (−0,7/+0,9) pour les planètes de 5 à 13 masses de Jupiter entre 10 et 100 au. [1, 2]
6 passages derrière ce constat

1 · Question (Abstract, ¶1): We examine the WASP-4 system using newly obtained ESO$\,$3.6/HARPS radial velocity (RV) observations and archival transit-timing data, leveraging the LTTE. Furthermore, we present a novel approach of analyzing HJ systems in sight of $\textit{Gaia}$'s Data Release 4.
1 · Données (Abstract, ¶1): We examine the WASP-4 system using newly obtained ESO$\,$3.6/HARPS radial velocity (RV) observations and archival transit-timing data, leveraging the LTTE.
1 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): Analyzing the existing data, we improve the planetary parameters of WASP-4$\,$c, finding a minimum mass of $9.3\pm1.7\,M_\mathrm{Jup}$ with an orbital period of $10\,600^{+1100}_{-1000}\,$d, or about $29\,$yr. Furthermore, we find that there is no significant orbital decay taking place for WASP-4$\,$b.
2 · Question (Abstract): In the context of the COBREX project, we have assembled the largest collection of archival DI observations to date in order to undertake a large and uniform re-analysis. In particular, this paper details the re-analysis of 400 stars from the GPIES survey operated at GPI@Gemini South.
2 · Données (Abstract): In particular, this paper details the re-analysis of 400 stars from the GPIES survey operated at GPI@Gemini South.
2 · Résultats principaux (Abstract): Deeper detection limits were derived compared to the literature, with up to a twofold gain in minimum detectable mass compared to previous GPI-based publications. Although no new substellar companion was confirmed, we identified two interesting planet candidates awaiting follow-up observations.
Les résultats sur les structures spatiales ont des degrés d’appui différents : pour la naine brune, le modèle exploitant toute l’orbite est statistiquement préféré et produit un point chaud sub-stellaire d’environ 15°, différent de la prédiction du modèle de circulation ; pour le transit de l’étoile de Boyajian, une planète de 1,1 rayon de Jupiter avec un anneau de 3,1 à 4,4 rayons planétaires explique le rayon apparent, mais le gain statistique reste marginal, avec une différence de BIC inférieure à 2. Il ne s’agit pas de résultats incompatibles sur un même objet. [3, 5]
6 passages derrière ce constat

3 · Méthode (Abstract, ¶1): We introduce a model that penalizes the harmonic complexity of the model map with Tikhonov regularization, whose parameters are tuned to reproduce the fit quality of the eigenmapping model. We use JWST NIRSpec/PRISM full-orbit observations of the eclipsing WD 1202-024 system as a template to construct and run injection-recovery tests on simulated light curves, isolating both latitudinal structures as well as emission from a physically-realistic general circulation model (GCM).
3 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): When fitting to the actual JWST data of WD 1202, the full-phase eigenbasis model is statistically preferred. However, the resulting model map of WD 1202 B does not resemble the GCM predictions, with a concentrated day-side hotspot at the sub-stellar point with an angular size $\approx 15^\circ$.
3 · Limites (Abstract, ¶1): Such a model, however, is only statistically preferred at approximately $3 \times$ the signal-to-noise ratio of the JWST data.
5 · Méthode (III Implementation of the ring model in JoJo, ¶1): Here we adopt the key algorithm of JoJo, first proposed in Liu et al. [18] and used to model the transit light curve due to an oblate planet [17], and apply it to the ring situation.
5 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): The ring model is marginally favoured by the data by $Δχ^2>10$ and a difference in Bayesian information criterion (BIC) of $<2$. The preferred configuration is a Jupiter-sized ($1.1\,R_{\rm J}$) planet surrounded by an opaque, highly flattened ring extending to $3.1$--$4.4$ planetary radii with a nearly polar obliquity.
5 · Limites (IV Ring model fit to the TESS light curve, ¶1): Given the relatively high noise level of TESS data and the flexibility of the ring model, it is necessary to make a few reasonable assumptions about the ring model in order to make it physically plausible.
Les limites de mesure ne portent pas sur les mêmes quantités : l’étude des étoiles K obtient un rapport carbone 12/carbone 13 inférieur à la valeur solaire pour cinq étoiles sur six, mais aucun rapport oxygène 16/oxygène 18 ; l’étude de WASP-4 contraint le compagnon externe sans détecter de décroissance orbitale significative de la planète interne. [1, 4]
4 passages derrière ce constat

4 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): Using MARCS model atmospheres, the TurboSpectrum spectral synthesis code, and near-infrared IGRINS spectra, we derive novel [C/H] and [O/H] abundance ratios for these high-priority K dwarf host stars. We further investigate prospects for determining $^{12}$C/$^{13}$C and $^{16}$O/$^{18}$O ratios using $^{13}$C$^{16}$O and $^{12}$C$^{18}$O lines from the 2.3 micron CO bandhead.
4 · Limites (Abstract, ¶1): The observed spectra are too noisy to measure $^{16}$O/$^{18}$O ratios for the sample, but we do find sub-solar $^{12}$C/$^{13}$C ratios for five out of six targets.
1 · Résultats principaux (Abstract, ¶1): Analyzing the existing data, we improve the planetary parameters of WASP-4$\,$c, finding a minimum mass of $9.3\pm1.7\,M_\mathrm{Jup}$ with an orbital period of $10\,600^{+1100}_{-1000}\,$d, or about $29\,$yr. Furthermore, we find that there is no significant orbital decay taking place for WASP-4$\,$b.
1 · Limites (5 Astrometry simulations, ¶1): Due to the long orbital period of the outer companion, we simulated and present DR5 data to show how the modeling approach of combining TTVs, RVs, and astrometry performs, and later compare it to the expectations for Gaia DR4.

Ce qu'aucun n'aborde

Existe-t-il un lien statistique entre les abondances élémentaires ou isotopiques des étoiles hôtes et la fréquence, la masse ou la séparation de leurs compagnons géants ?
Quels mécanismes de formation et d’évolution permettent d’expliquer conjointement les compagnons géants lointains, les Jupiters chauds et les éventuels anneaux circumplanétaires ?
Quelle est la composition atmosphérique des compagnons étudiés, et comment se compare-t-elle aux abondances élémentaires et isotopiques de leurs étoiles hôtes ?
Un anneau presque polaire possédant les dimensions proposées peut-il se former et rester dynamiquement stable à long terme autour du candidat de l’étoile de Boyajian ?
Une analyse homogène combinant imagerie directe, vitesses radiales, temps de transit et astrométrie sur un même échantillon modifierait-elle les estimations de fréquence des compagnons lointains ?