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日々の感想などどうでもよいことを書き連ねるためだけのブログ。
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1906.04742
Bell et al. (2019)
Mass Loss from the Exoplanet WASP-12b Inferred from Spitzer Phase Curves
(スピッツァーの位相曲線から示唆される系外惑星 WASP-12b からの質量散逸)

概要

WASP-12b は,近年発見個数が増えている,超高温の木星質量クラスの系外惑星のプロトタイプである.過去の理論モデルではこの惑星は質量を失っていることが予測されており,また近紫外線波長での観測ではその徴候が示されていた.

ここではスピッツァー宇宙望遠鏡の 3.6, 4.5 µm での位相曲線観測の解析を行い,惑星から剥ぎ取られたガスからの赤外線放射が明確に検出されたことを報告する.惑星から流出したガスは,直接観測者側へ,あるいは正反対の中心星の方向へ流れていると考えられる.

この降着を示す特徴は 4.5 µm でのみ見られ,3.6 µm では見られなかった.このことは,長波長での一酸化炭素 (CO) からの放射か,あるいは 600 K 程度以下の低温ガスからの黒体放射のいずれかであることを示唆している.

赤外線での質量放出の特徴を示すウルトラホットジュピターが WASP-12b のみである理由は不明だが,他の類似した系外惑星の軌道はより安定である一方で,WASP-12b の軌道は徐々に減衰している可能性があるとの主張がある.あるいは,中心星 WASP-12A からの高エネルギー輻射が他のウルトラホットジュピターの主星よりも強い可能性もある.

さらに,3.6 µm の波長で,位相曲線のずれの変動 (~46.2°) の証拠を 6.4σ の水準で検出した.

WASP-12b について

WASP-12b (Hebb et al. 2009) は最も熱い部類の系外惑星で,膨張した半径を持つ (1.900 木星半径,Collins et al. 2017).ウルトラホットジュピターと呼ばれる惑星のタイプのプロトタイプでもある.このタイプの系外惑星は,中心星から非常に強く輻射を受けているため,昼側の大気中の分子は熱的に解離している.また,夜側に近い場所で再結合していると考えられる.

この惑星は潮汐変形を起こしていると考えられる一方で,スピッツァー宇宙望遠鏡の Infrared Array Camera (IRAC) を用いた 2010 年の熱位相曲線の 4.5 µm での観測では,二次のサイン変動 (惑星軌道一周の間に 2 回の極大を示す) が検出されている.

この二次の変動の振幅は,理論的に予測されるよりも遥かに大きいものであった.もし観測された変動が全て潮汐変形された惑星の形状に由来するのであれば,惑星の恒星方向の軸が,夜明け-夕方方向の軸の 1.8 倍の長さになるほど変形している必要がある.さらに,この二次のサイン変動は 3.6 µm の位相曲線では見られなかった.

観測

スピッツァー宇宙望遠鏡の IRAC を用いて,3.6, 4.5 µm 波長で 2010 年と 2013 年に位相曲線が取得された.全ての 4 回の位相曲線において,WASP-12 系はほぼ連続的に 33 時間にわたって観測された (途中,望遠鏡の方向修正に伴い 1, 2 回の中断あり).

結果

観測の結果,4.5 µm 波長で強い継続的な二次のサイン変動が存在することを確認した.またこの変動は 3.6 µm では非検出であった.

さらに,3.6 µm 波長での位相曲線のずれを確認した.これは惑星の昼側半球でのホットスポットのずれに対応している.このずれは,2010 年の観測の際は恒星直下点から東向きにずれているが,2013 年の観測の際は西向きにずれていることが判明した.
しかしこれは興味深いことだが,4.5 µm での二次のサイン変動の位相のずれは見られなかった.

一次のサイン変動の位相変動が惑星表面の温度マップのみに由来するものだとすると,2013 年の観測での 3.6 µm の位相曲線は,ホットスポットが恒星直下点から 13.6° 西向きにずれていることを示唆している.このことは,東向きのホットスポットのずれはこれまでに信じられていたよりは普遍的ではないことを示すものであるかもしれない.

なお WASP-12b 以外では,輻射温度が 2200 - 3700 K の惑星で西向きのホットスポットのずれが検出されている (Dang et al. 2018,Zhang et al. 2018,Wong et al. 2016).

考察

観測結果の物理的起源

Cowan et al. (2012) で報告された位相曲線の二重ピークの説明としては,検出器の系統誤差によるものだというものが考えられてきたが,ここではこの仮説は強く否定される.

これまでに 23 の論文で 18 個の異なる系外惑星における新しいスピッツァー宇宙望遠鏡での位相曲線について発表されてきた.これらの数多くの観測のうち,1 回ではなく 2 回も二重ピークの位相曲線が検出されているのは WASP-12 のみである.

Cowan et al. (2012) では,もしこの結果が系統誤差ではなく実際に宇宙物理的現象によるものであるならば,惑星の潮汐変形か惑星からの質量放出のどちらか,あるいはその両方が,スピッツァー宇宙望遠鏡での観測を説明することを示唆している.

潮汐変形

位相曲線の二次のサイン変動を起こしうる原因としては,恒星の潮汐変形がある.これは HAT-P-7 (Welsh et al. 2010) と WASP-18 (Shporer et al. 2019) で,可視光線の波長で見られている現象である.しかし WASP-12 に対しては,恒星の潮汐変形は無視できると考えられている (Leconte et al. 2011).

恒星が楕円体に変形していることによる位相曲線の変動は,3.6 µm と 4.5 µm の両方の波長で同程度の振幅になることが予想されており,また今回観測された振幅よりも遥かに小さいものになるはずである.そのため,中心星の潮汐バルジによる変動では,観測された位相曲線の 4.5 µm での強い二次の変動を説明できないと結論付けた.

また,恒星ではなく惑星の潮汐変形による変動も発生し得る.しかし惑星の変形による変動の場合,3.6 µm で見られる二次のサイン変動の変動の上限値とは整合的だが,4.5 µm では観測値に比べて著しく過小評価してしまう.

4.5 µm での二次のサイン変動が惑星の潮汐変形による変動だと解釈するならば,4.5 µm 波長での惑星の光球は 3.6 µm よりもずっと高い所にある必要がある.しかし 4.5 µm での見かけの惑星半径が大きいというのは,3.6 µm でのトランジット深さよりも 4.5 µm でのトランジット深さが浅いという観測事実に反する.
そのため,惑星の潮汐変形も,4.5 µm での二次のサイン変動の原因にはならないと結論付けた.

また,恒星の変動と非一様性も,位相曲線の形状の原因とは考えられない.

質量放出

WASP-12b の近紫外線でのトランジット観測では,この惑星が質量放出を起こしており,バウショックが存在することを示す有意な観測的証拠が得られている (Fossati et al. 2010など).

4.5 µm での異常な位相曲線を説明する可能性として,惑星の周囲には惑星から剥ぎ取られたガスが存在し,それが 3.6 µm のバンドパスよりも 4.5 µm のバンドパスで強く放射をしているというものが考えられる.

今回の観測結果は,惑星から剥ぎ取られた濃いガスの流れが中心星に向かうか離れるかの方向に流れているか,あるいは恒星への降着ホットスポットのように,長軸が恒星-惑星を結ぶ軸と平行になっている細長い高温ガスの斑点が存在しているという考えを支持している.

二重ピークの光度曲線は,矮新星の激変星でも見られる.例えば WZ Sge (や座WZ星) などで同様の位相曲線が見られている (Skidmore et al. 1997).しかしこの特徴は,激変星では紫外線から赤外線までの広い波長にわたって見られる.激変星の場合.これらの変動は恒星の潮汐変形によるものか,光学的に薄い降着円盤における光学的に厚いホットスポットからの寄与である.

WASP-12 での 4.5 µm の変動を引き起こしている起源となる物質は,恒星-惑星を結ぶ軸に近い分布になっている必要がある.これは,WASP-12b がトランジットや二次食を起こしていない時には有意な掩蔽は検出されていないからである.

また,今回のスピッツァー宇宙望遠鏡での観測では,モデルの予測とは一致せず 4.5 µm での惑星半径は 3.6 µm での惑星半径よりも小さい.これは 4.5 µm 波長で光学的に厚い,巨大な外気圏のトランジットが発生していることを否定するものである.これは,惑星と恒星の軸に沿った方向に物質が存在するというモデルと整合的である.

しかし過去に行われた三次元磁気流体力学数値シミュレーションでは,惑星からのガスの流れは,惑星と恒星を結ぶ軸から大きく先行する方向に流れることが示されている (Matsakos et al. 2015).
実際に,L1 ラグランジュ点から流出した惑星からのガスの流れは,弾道軌道を描くと考えた場合,角運動量の保存により惑星から 53.4° 前方に伸びた形になる (Lai et al. 2010).

観測結果からの示唆では惑星からのガスの流れは 4.0° 後方に流れていると推定され,これは三次元シミュレーションとは 27σ もの差異がある.この乖離は,もし 4.5 µm の放射をしている領域がずっと惑星に近く,依然として恒星-惑星軸に沿っており,より薄く広がった状態で中心星に流れ込んでいる場合は説明が出来る可能性がある.

別の可能性として,恒星の影響によって流れ込む物質が直接恒星に向かう可能性もある,しかしこれは,過去の近紫外線トランジット観測結果とは整合しない.

別の過去の三次元磁気流体力学計算 (Matsakos et al. 2015) では,恒星-惑星の軸に直接沿ったガスの流れが存在できるモデルがある.これは,恒星の紫外線フラックスが強く,ガスが惑星から脱出する速度が遅く,惑星が中心星に近く,惑星の磁場が強い場合に発生し得る.このモデルでは,惑星はロッシュローブオーバーフローを起こしており,その流れは恒星風に比べると遅く,それが恒星-惑星軸に沿ったほぼ直線的な流れを形成し,また惑星背後に低密度の尾を形成する.
惑星後方に存在するガスが低密度であるか,あるいは低温であった場合,もしくはその両方の場合,惑星の背後の尾が検出されなかったことを説明できる可能性がある.

放射機構

黒体放射
3.6 µm と 4.5 µm での位相曲線の違いを説明する可能性としては 2 つが考えられる.

1 つ目は黒体輻射である.ガスが効率的に冷えていれば,4.5 µm では放射が強く,3.6 µm では弱い放射となる可能性がある.この場合,流出したガス温度の上限値は 619 K である.
CO 放射
別の説明は CO からの放射である.

CO からの放射がこの惑星から流出するガス中に存在することは,過去に予測されていた (Li et al. 2010,Deming et al. 2011).CO 分子は強い紫外線と X 線放射によって惑星の高層大気で解離し,近紫外線波長で見られる大気散逸を駆動する可能性がある.しかし,炭素原子と酸素原子は密度が高くなったガス流の中で再結合する可能性もある.

この場合,CO 放射は惑星の表面から ~0.1 惑星半径以内か,もしくは 2.5 惑星半径以遠で起きていると考えられる.

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