論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1607.06007
Rich et al. (2016)
Thermal Infrared Imaging and Atmospheric Modeling of VHS J125601.92-125723.9 b: Evidence for Moderately Thick Clouds and Equilibrium Carbon Chemistry in a Hierarchical Triple System
(VHS J125601.92-125723.9 b の熱赤外線撮像と大気モデリング：階層的三重星系における炭素の科学へ行こうとやや厚い雲の証拠)

概要

近傍の M 型矮星 VHS J125601.92-125723.9 系を，すばる望遠鏡の IRCS L', M' バンドでの撮像観測を行った．この恒星は，~ 102 AU の距離に ~ 11 木星質量の天体を持つという報告がされている (Gauza et al. 2015)．

今回の補償光学 (adaptive optics, AO) を用いた撮像観測で，中心星の VHS J125601.92-125723.9 が連星であることを部分的に空間分解した．連星間は 0.106" の角度であり，両者の明るさはほぼ等しい．

また，惑星質量天体の VHS J125601.92-125723.9 b は，L' バンドでの光度は HR 8799b, c, d, e (いずれも直接撮像で発見された惑星) と類似している．しかし，H-M' の色ではこれらよりも赤い色を示す．これは，HR 8799b, c, d, e よりも M' バンドでのフラックス密度が大きいことを示し，VHS J125601.92-125723.9 b の大気内では非平衡炭素化学が弱いことを示唆している．

また，化学平衡状態を仮定した大気モデルと，可視から熱赤外線領域でのスペクトルエネルギー分布 (spectral energy distribution, SED) が良く一致した，ここで仮定したモデルは，HR 8799b の 5 µm でのフラックスでは一致しなかったものである．
VHS J125601.92-125723.9 b はやや厚い雲を持っている事を示唆する観測結果である．しかし，HR 8799b, c, d, e で示唆されているほど厚い雲ではないと考えられる．

この系の年齢は少なくとも 200 Myr であり，連星である中心星はどちらも少なくとも 58 木星質量であると考えられる．

またこの系で得られた幾つかの特性は，最近言われている．この系が AB Dor moving group (かじき座AB運動星団) の一員であるという主張と非整合的なものであった．

この系までの距離は，12.7 pc もしくは 17.1 pc である．これより，VHS J125601.92-125723.9 b の質量は 10.5 - 26.2 木星質量の間の値を取ると考えられる．


検出限界から考えると，6 - 8 AU までの範囲には，VHS J125601.92-125723.9 b よりも重い天体は存在しない．従って，VHS J125601.92-125723.9 b を現在の位置のような外側まで散乱させることが出来る，2 つ目の天体は存在しないだろうと思われる．


なお，中心星の VHS J125601.92-125723.9 が連星であることは，Stone et al. (2016) でも同時期に報告がある．

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