We present the first multiplicity-dedicated long-baseline optical interferometric survey of the Scorpius–Centaurus–Lupus–Crux association. We used the Sydney University Stellar Interferometer to undertake a survey for new companions to 58 Sco–Cen B-type stars and have detected 24 companions at separations ranging from 7 to 130 mas, 14 of which are new detections. Furthermore, we use a Bayesian analysis and all available information in the literature to determine the multiplicity distribution of the 58 stars in our sample, showing that the companion frequency is f = 1.35 ± 0.25 and the mass ratio distribution is best described by qγ with γ = −0.46, agreeing with previous Sco–Cen high-mass work and differing significantly from lower mass stars in Tau-Aur. Based on our analysis, we estimate that among young B-type stars in moving groups, up to 23 per cent are apparently single stars. This has strong implications for the understanding of high-mass star formation, which requires angular momentum dispersal through some mechanism such as formation of multiple systems.

ABSTRACT We confirm and characterize a close-in (  ?> = 5.425 days), super-Neptune sized (  ?>  ?> ) planet transiting K2-33 (2MASS J16101473-1919095), a late-type (M3) pre-main-sequence (11 Myr old) star in the Upper Scorpius subgroup of the Scorpius–Centaurus OB association. The host star has the kinematics of a member of the Upper Scorpius OB association, and its spectrum contains lithium absorption, an unambiguous sign of youth (  ?> Myr) in late-type dwarfs. We combine photometry from K2 and the ground-based MEarth project to refine the planet’s properties and constrain the host star’s density. We determine K2-33’s bolometric flux and effective temperature from moderate-resolution spectra. By utilizing isochrones that include the effects of magnetic fields, we derive a precise radius (6%–7%) and mass (16%) for the host star, and a stellar age consistent with the established value for Upper Scorpius. Follow-up high-resolution imaging and Doppler spectroscopy confirm that the transiting object is not a stellar companion or a background eclipsing binary blended with the target. The shape of the transit, the constancy of the transit depth and periodicity over 1.5 yr, and the independence with wavelength rule out stellar variability or a dust cloud or debris disk partially occulting the star as the source of the signal; we conclude that it must instead be planetary in origin. The existence of K2-33b suggests that close-in planets can form in situ or migrate within ∼10 Myr, e.g., via interactions with a disk, and that long-timescale dynamical migration such as by Lidov–Kozai or planet–planet scattering is not responsible for all short-period planets.

Abstract The characterization of young planets (<300 Myr) is pivotal for understanding planet formation and evolution. We present the 3–5 μ m transmission spectrum of the 17 Myr, Jupiter-size ( R ∼10 R ⊕ ) planet, HIP 67522b, observed with JWST NIRSpec/G395H. To check for spot contamination, we obtain a simultaneous g -band transit with the Southern Astrophysical Research Telescope. The spectrum exhibits absorption features 30%–50% deeper than the overall depth, far larger than expected from an equivalent mature planet, and suggests that HIP 67522b’s mass is <20 M ⊕ irrespective of cloud cover and stellar contamination. A Bayesian retrieval analysis returns a mass constraint of 13.8 ± 1.0 M ⊕ . This challenges the previous classification of HIP 67522b as a hot Jupiter and instead, positions it as a precursor to the more common sub-Neptunes. With a density of <0.10 g cm −3 , HIP 67522 b is one of the lowest-density planets known. We find strong absorption from H 2 O and CO 2 (≥7 σ ), a modest detection of CO (3.5 σ ), and weak detections of H 2 S and SO 2 (≃2 σ ). Comparisons with radiative-convective equilibrium models suggest supersolar atmospheric metallicities and solar-to-subsolar C/O ratios, with photochemistry further constraining the inferred atmospheric metallicity to 3 × 10 solar due to the amplitude of the SO 2 feature. These results point to the formation of HIP 67522b beyond the water snowline, where its envelope was polluted by icy pebbles and planetesimals. The planet is likely experiencing substantial mass loss (0.01–0.03 M ⊕ Myr −1 ), sufficient for envelope destruction within a gigayear. This highlights the dramatic evolution occurring within the first 100 Myr of its existence.