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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:1601.03216
Chadney et al. (2016)
EUV-driven ionospheres and electron transport on extrasolar giant planets orbiting active stars
(活動的な恒星まわりの太陽系外巨大惑星における極端紫外線駆動の電離圏と電子輸送)

概要

太陽系外の巨大惑星の高層大気の組成と構造は、中心星からの軟 X 線と極端紫外線 (extreme ultraviolet, EUV) に影響される。この高エネルギーの放射は恒星の活動レベルに依存し、また活動レベルは主に年齢によって決まる。ここでは、様々な年齢の K, M 型星の周りの巨大ガス惑星に注目した。サンプルとして選んだ恒星は、エリダヌス座イプシロン星、しし座AD星、けんびきょう座AU星、そして太陽である。

これらの恒星の XUV スペクトルは、恒星コロナのモデルから計算した。これらのスペクトルから、惑星の熱圏モデルと電離圏モデルを用い、惑星大気でのイオン種の密度を算出する。主星からの輻射を受けた結果として発生する大気の電離は、光電離と電子衝突としてモデルに含まれている。光電離については Lambert-Beer law から計算し、電子衝突については超熱的電子輸送モデルから導出している。

計算の結果、ここでサンプルとして挙げた全ての恒星において、また全ての軌道長半径の範囲内 (0.1 - 1 AU) において、ガス惑星の電離圏は長寿命の H+ イオンが主成分になる事が分かった。さらに、軌道長半径が比較的大きく、水素分子がよく解離していない高層大気を持つガス惑星の場合は、電離圏の底部では H3+ が主要なイオンとなる。

自転周期が短い惑星の場合、短寿命の H3+ の密度は日周変化が大きくなる。密度の最大値は、恒星からの X 線のフラックスの大きさによって決まる。対照的に、長寿命の H+ イオンの場合は、昼夜の密度変動が非常に小さいことが分かった。またこの場合の密度は主に EUV フラックスによって決まっている。

中心星に近く、水素分子がよく乖離されるガス惑星の高層大気では、H3+ のピークは均質圏界面 (homopause) 以下へと押し下げられる。ここでは、H3+ は炭化水素や水分子などの重い種との反応で破壊される。

二次電離プロセスを含めた場合、電子衝突電離の効果を含めていない場合と比べると、主要な EUV 電離が極大となる場所よりも低い場所において、イオンと電子の密度が大きく上昇することも分かった。

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