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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1601.03652
Tremblin et al. (2016)
Cloudless atmospheres for L/T dwarfs and extra-solar giant planets
(L/T型矮星と太陽系外巨大惑星の雲のない大気)
ここでは全く新しい、大気中の雲を考慮する必要のない、褐色矮星と太陽系外巨大惑星のスペクトルの説明を提案する。この中では、CO/CH4 と N2/NH3 の化学反応の遅さによって、L, T 型の褐色矮星と巨大ガス惑星の大気は熱科学的不安定の状態にあるということを示す。これは地球の海洋やコア・マントル境界 (core-mantle boundary) で起きている、フィンガリング (fingering) と化学対流不安定 (chemical convective instability) と同じ性質を持つものである。
不安定によって誘起された小スケールの乱流エネルギー輸送は、大気の温度勾配を下げる。これによって、L 型褐色矮星とガス惑星で観測されている、J - H と J - K color の増加を説明することが出来る。また、L/T transition に伴う、大気深部での温度増加によって CO/CH4 不安定が消失し、この効果が先の 2 つの問題点を解決する。また、L 型から T 型への変化の物理的な説明を与える。
この新しい描像は、褐色矮星と系外ガス惑星の大気とその進化の理解に抜本的な修正をもたらす。
(1)
雲のダイナミクスを駆動する機構の理解が進んでいない。候補としては、対流のオーバーシュートが提案されている (Freytag et al. 2010)。しかしこれは比較的定常的なプロセスであり、オーバーシュートの一時的な性質とは相容れないように思われる。さらに、このメカニズムにおけるレジームの変化や L/T transition における有効温度の変化の鋭さなどがあり、要するにこの transition の物理的な性質は未解決の状態である。
(2)
L/T transition における J バンドでの増光も FeH の増加も理解が進んでいない。大気を覆う雲に穴が存在する場合はこの特徴を再現することが出来るが (Ackerman & Marley 2001など)、近年ではスペクトルの変動は雲の穴説とは相容れず、むしろ雲の高さのバリエーションによるとされている。また FeH の増加に関しても原因は不明のままである (Buenzli et al. 2015)。
(3)
10 μm の吸収特性が既存の雲モデルではよく再現できていない。幾つかの観測ではシリケイトのダストの存在が示唆されてはいるものの (Cushing et al. 2006)、観測された全てのスペクトルで吸収の特徴が見えてはおらず、またそれを示す天体 (例：2M224, 2M0036, 2M1597, 2M2244, (Stephens et al. 2009)) においても、雲モデルは近赤外領域での赤化と 10 μm での吸収の両方を再現することは出来ていない。
(4)
雲モデルから期待される雲の偏光の兆候が検出されていない (Goldman et al. 2009)。
L型褐色矮星と高温のガス惑星のスペクトルは、以下の場合によく再現される。
(i) 前述の不安定性によって大気の温度勾配が減少させられている
(ii) CO/CH4 transition での CH4 の消失を考慮に入れた場合
同じ描像は T型褐色矮星にも適用でき、この場合は N2/NH3 transition での NH3 の消失である。
L/T transition に沿って不安定性が消失するのに伴い、小スケールの乱流散逸が大気の深い部分を加熱し、それによって大気の温度勾配が大きくなる。これがこれまで分かっていなかった FeH の再増加と 早期型 T型褐色矮星における J バンドでの増光を自然に説明する。
arXiv:1601.03652
Tremblin et al. (2016)
Cloudless atmospheres for L/T dwarfs and extra-solar giant planets
(L/T型矮星と太陽系外巨大惑星の雲のない大気)
概要
20年前に褐色矮星が初めて発見されて以降の、褐色矮星の複雑なスペクトル分類を説明するために受け入れられてきた慣習的なシナリオでは、褐色矮星大気中での雲やダストなどのマイクロメートルサイズの凝縮物が重要な役割を果たすとされている。しかしこのシナリオは大きな問題に直面している。特に、スペクトルタイプの L 型と T 型の境界での J バンドにおける増光と、FeH 吸収の回復という現象についてである。またこの L/T transition についての、物理的な、第一原理的な理解は不足している。ここでは全く新しい、大気中の雲を考慮する必要のない、褐色矮星と太陽系外巨大惑星のスペクトルの説明を提案する。この中では、CO/CH4 と N2/NH3 の化学反応の遅さによって、L, T 型の褐色矮星と巨大ガス惑星の大気は熱科学的不安定の状態にあるということを示す。これは地球の海洋やコア・マントル境界 (core-mantle boundary) で起きている、フィンガリング (fingering) と化学対流不安定 (chemical convective instability) と同じ性質を持つものである。
不安定によって誘起された小スケールの乱流エネルギー輸送は、大気の温度勾配を下げる。これによって、L 型褐色矮星とガス惑星で観測されている、J - H と J - K color の増加を説明することが出来る。また、L/T transition に伴う、大気深部での温度増加によって CO/CH4 不安定が消失し、この効果が先の 2 つの問題点を解決する。また、L 型から T 型への変化の物理的な説明を与える。
この新しい描像は、褐色矮星と系外ガス惑星の大気とその進化の理解に抜本的な修正をもたらす。
研究背景
褐色矮星と太陽系外の巨大惑星の大気中での雲は、それらが発見されて以来重要な研究対象となってきた。雲を持つ大気のモデルは、観測されている J - H, J - K color でのスペクトルの赤化を再現するが、以下の様な問題点がある。(1)
雲のダイナミクスを駆動する機構の理解が進んでいない。候補としては、対流のオーバーシュートが提案されている (Freytag et al. 2010)。しかしこれは比較的定常的なプロセスであり、オーバーシュートの一時的な性質とは相容れないように思われる。さらに、このメカニズムにおけるレジームの変化や L/T transition における有効温度の変化の鋭さなどがあり、要するにこの transition の物理的な性質は未解決の状態である。
(2)
L/T transition における J バンドでの増光も FeH の増加も理解が進んでいない。大気を覆う雲に穴が存在する場合はこの特徴を再現することが出来るが (Ackerman & Marley 2001など)、近年ではスペクトルの変動は雲の穴説とは相容れず、むしろ雲の高さのバリエーションによるとされている。また FeH の増加に関しても原因は不明のままである (Buenzli et al. 2015)。
(3)
10 μm の吸収特性が既存の雲モデルではよく再現できていない。幾つかの観測ではシリケイトのダストの存在が示唆されてはいるものの (Cushing et al. 2006)、観測された全てのスペクトルで吸収の特徴が見えてはおらず、またそれを示す天体 (例：2M224, 2M0036, 2M1597, 2M2244, (Stephens et al. 2009)) においても、雲モデルは近赤外領域での赤化と 10 μm での吸収の両方を再現することは出来ていない。
(4)
雲モデルから期待される雲の偏光の兆候が検出されていない (Goldman et al. 2009)。
結果
L型褐色矮星の大気の特性としては、CO/CH4 transition における熱化学不安定が起きている事が示唆された。また典型的な T型褐色矮星の大気では、N2/NH3 transition において同じ不安定が発生している。この不安定性は、これらの化学平衡反応の遅さによって誘起される分子量勾配の不安定化の発達によって引き起こされる。この勾配は局所的な化学対流 (組成対流) を生み出し、これが大気中での温度勾配を減少させる。L型褐色矮星と高温のガス惑星のスペクトルは、以下の場合によく再現される。
(i) 前述の不安定性によって大気の温度勾配が減少させられている
(ii) CO/CH4 transition での CH4 の消失を考慮に入れた場合
同じ描像は T型褐色矮星にも適用でき、この場合は N2/NH3 transition での NH3 の消失である。
L/T transition に沿って不安定性が消失するのに伴い、小スケールの乱流散逸が大気の深い部分を加熱し、それによって大気の温度勾配が大きくなる。これがこれまで分かっていなかった FeH の再増加と 早期型 T型褐色矮星における J バンドでの増光を自然に説明する。
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