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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.00578
Anglada et al. (2017)
ALMA Discovery of Dust Belts Around Proxima Centauri
(ALMA によるプロキシマ・ケンタウリまわりのダストベルトの発見)
ここでは，ALMA を用いた 1.3 mm 波長における恒星の検出と，中心星からおよそ 1 - 4 AU の範囲にある，ダストベルト (ダストが帯状に分布している領域) の発見について報告する．
プロキシマ・ケンタウリの光度が低いため，このダストの特徴的な温度はおよそ 40 K 程度と推定される．このダストベルトは，我々の太陽系のカイパーベルトをスケールダウンさせたもののダスト組成からなると考えられる．
ダストの合計質量は，0.01 地球質量のオーダーであると推定される．この値は，太陽系のカイパーベルトの総質量と類似している．
また，より恒星に近い所にある，暖かいダストベルトの存在を示す兆候もデータ中に見られた．さらに，おそらくプロキシマ・ケンタウリ系に付随していると思われる，2 つの別の特徴の兆候も発見された．
しかしこれらは，存在を確定させるためにはさらなる観測が必要である．これらは，もし実際に存在する構造だとすると，非常に低温な (~ 10 K) で，30 AU 程度の距離にあり軌道面が天球面に対して 45 度傾いているダストベルトと，恒星からの射影距離が 1.2 秒角である 1.3 mm 波長での点状の放射源であり，現在のところその性質は不明である．
温暖なダストベルト：~ 0.4 au (※未確定)
未知の放射源：1.6 au (※未確定)
低温のダストベルト：~ 1 - 4 au (今回の観測で検出)
外側のダストベルト：30 au (※未確定)
\(\frac{m_{\rm dust}}{M_{\bigoplus}}=0.5\left(\frac{S_{\nu}}{\rm Jy}\right)\left(\frac{T_{\rm dust}}{\rm K}\right)^{-1}\left(\frac{d}{\rm pc}\right)^{2}\left(\frac{\nu}{230\,{\rm GHz}}\right)^{-2}\)
と推定することが出来る．
ダストの温度を中心星の光度と中心星からの距離から推定すると，1 - 4 au の距離ではダスト温度は ~ 40 K となり，ダストの質量は 4 × 10-6 地球質量と推定される．
1.3 mm の連続放射は，µm から cm サイズのダスト粒子の存在と対応している．しかしこれらの小さい粒子は，質量の多くを占めている，より大きい天体と微惑星の衝突カスケードの結果として生成される．
衝突カスケードの結果生成されるダストのサイズ分布は，冪則の指数が -3.5 となる (Tanaka et al. 1996)．もし初期のサイズ分布が衝突カスケード分布と滑らかに繋がっていると仮定すると，ダストの全質量は
\(m_{\rm tot}\simeq m_{\rm dust}\left(\frac{D_{\rm max}}{D_{\rm dust}}\right)^{0.5}\)
となる．\(D_{\rm max}\) と \(D_{\rm dust}\) は，それぞれ大きい天体の最大サイズと，観測されたダスト放射をおこしている最大サイズを意味している．
ここで \(D_{\rm dust}\simeq\) 1 cm とすると，
\(m_{\rm tot}\simeq 2200 m_{\rm dust}\left(\frac{D_{\rm max}}{50\,{\rm km}}\right)^{0.5}\)
となる．従ってこれを直径 50 km まで積分すると (Greaves et al. 2004など)，総質量として 10-2 地球質量を得る．
この総質量は，太陽系のカイパーベルトの総質量と類似している (Bernstein et al. 2004)．また温度も似ている (~ 50 K)．しかし，太陽系のカイパーベルトは太陽からずっと遠い 30 - 50 au の距離にある．
プロキシマ・ケンタウリの光度が小さいため，太陽系のカイパーベルトに相当する物理的条件を持つ場所は恒星にずっと近い．そのためプロキシマ・ケンタウリから 1 - 4 au の範囲にあるダスト放射は，プロキシマ・ケンタウリのカイパーベルトに相当するものを観測している可能性がある．
これが実際に存在すると仮定し，上記と同様の推測をすると，ダストの温度は 90 K．直接観測されたダストの質量は 5.5 × 10-7 地球質量となり，同様に積分して求めた，見えない分まで含めた総質量は ~ 10-3 地球質量となる．
もしこのダストベルトが本当であれば，プロキシマ・ケンタウリ系の軌道平面を推定するのに使える可能性がある．例えばもしダストベルトや惑星が全て同一平面上に存在するのであれば，プロキシマb の真の質量は ~ 1.8 地球質量と推定できる (※注釈：プロキシマb は視線速度法による検出であるため，最小質量しか判明しておらず，真の質量を知るためには軌道傾斜角が必要)．
注意しておくべきことは，この検出は暫定的なものであるという点である．
また，推定される 45° という傾きは，プロキシマ・ケンタウリがケンタウルス座アルファ星A, B の連星を公転する角度である 108° から大きく異なっている (Kervella et al. 2017)．
しかしこれは矛盾しているわけではなく，一般的に，階層的三重星系での軌道運動は必ずしも同一平面になるわけではない．実際に，ケンタウルス座アルファ星A, B 連星も大きな傾斜角 79° を持っている．
そのため，プロキシマ・ケンタウリが複数のダストのベルトに囲まれている可能性はある．恒星に近い位置にある (4 au 未満) の一つのベルト，もしくは複数のベルトと，30 au 付近の大きな軌道半径を持つベルトである．
外側のダストベルトの推定温度は ~ 10 K であり，同様にして求めたダストの推定質量は 1.4 × 10-4 地球質量 (観測できている量のみ)，積分して求めた総質量は 0.33 地球質量となる．
外側のダストベルトの総質量の推定値 0.33 地球質量は，太陽系のカイパーベルトの総質量よりもずっと大きく，太陽系にはこれに類似する天体群は存在しない．しかし，ハーシェルによる観測では，太陽型星の周りに新しい分類の非常に低温なデブリ円盤が存在することが明らかにされている (Eiroa et al. 2011)．その起源は分かっていないが，プロキシマ・ケンタウリの ~ 30 au の距離にあるかもしれないダストベルトと類似性がある可能性がある．
もし実際の現象を反映していると考えた場合，以下の可能性が考えられる．
・背景銀河の可能性 (Smail et al. 1997など)
プロキシマ・ケンタウリの非常に近傍に背景銀河が偶然紛れ込む可能性は 1% 程度未満と低い確率ではあるが (Fujimoto et al. 2016)，完全には排除できない．プロキシマ・ケンタウリの固有運動は大きいので，別の時期の観測を行うことによって，この点源がプロキシマ・ケンタウリに伴ったものなのか，あるいは背景の天体なのか分かるだろう．
・準恒星天体
1000 K 程度の有効温度を持つ準恒星天体 (sub-stellar object, 褐色矮星や惑星など) も，この種の放射を起こしうる．しかし，そのような天体はプロキシマ・ケンタウリの視線速度にシグナルを発生させうるが，そのようなシグナルは検出されていない．
・天体衝突などの一時的現象
発生源は，大きな天体同士の衝突のような一時的な現象の可能性もある．しかしそのような現象は若い系では頻繁に発生しうるが，年老いた恒星系では観測されることは考えにくい．
・未発見の惑星に伴うダスト雲
まだ検出されていない惑星のラグランジュ点近傍にある，ダスト雲を捉えたという可能性もある．例えば，太陽系におけるトロヤ群小惑星のような存在である．
・未発見の巨大惑星の環
また，未発見の巨大惑星を囲むダストの環を捉えているという可能性もある．
もし惑星だと仮定すると，軌道周期は 5.8 年程度以上となる．さらに，土星の環のような構造を想定すると，惑星の環の総質量は 10-5 地球質量程度であると推定される．
進化した惑星の環は，惑星質量の 10-7 倍程度になるという理論的な示唆がある (Charnoz et al. 2017)．これが成り立つとした場合，惑星質量は ~ 100 地球質量と推定され，これは土星と同程度の質量である．
現在のところ，そのような惑星の存在を示す明確な視線速度シグナルは報告されていない．将来の観測によって存在が確定するか，もしくは排除されるかするだろう．
arXiv:1711.00578
Anglada et al. (2017)
ALMA Discovery of Dust Belts Around Proxima Centauri
(ALMA によるプロキシマ・ケンタウリまわりのダストベルトの発見)
概要
太陽に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリは，少なくとも 1 個の地球型惑星候補 (プロキシマ・ケンタウリb あるいはプロキシマb) を温暖な軌道に持つ．ここでは，ALMA を用いた 1.3 mm 波長における恒星の検出と，中心星からおよそ 1 - 4 AU の範囲にある，ダストベルト (ダストが帯状に分布している領域) の発見について報告する．
プロキシマ・ケンタウリの光度が低いため，このダストの特徴的な温度はおよそ 40 K 程度と推定される．このダストベルトは，我々の太陽系のカイパーベルトをスケールダウンさせたもののダスト組成からなると考えられる．
ダストの合計質量は，0.01 地球質量のオーダーであると推定される．この値は，太陽系のカイパーベルトの総質量と類似している．
また，より恒星に近い所にある，暖かいダストベルトの存在を示す兆候もデータ中に見られた．さらに，おそらくプロキシマ・ケンタウリ系に付随していると思われる，2 つの別の特徴の兆候も発見された．
しかしこれらは，存在を確定させるためにはさらなる観測が必要である．これらは，もし実際に存在する構造だとすると，非常に低温な (~ 10 K) で，30 AU 程度の距離にあり軌道面が天球面に対して 45 度傾いているダストベルトと，恒星からの射影距離が 1.2 秒角である 1.3 mm 波長での点状の放射源であり，現在のところその性質は不明である．
発見もしくは示唆された特徴
プロキシマb (惑星)：0.05 au (過去の観測より．今回の観測では分解できない)温暖なダストベルト：~ 0.4 au (※未確定)
未知の放射源：1.6 au (※未確定)
低温のダストベルト：~ 1 - 4 au (今回の観測で検出)
外側のダストベルト：30 au (※未確定)
観測結果とその解釈
ALMA の分解能では，恒星のプロキシマ・ケンタウリと周囲のダストベルトを分解することはできない．しかし検出された電波は，恒星単独の起源のものとするには大きいものであり，4 au 付近に存在するダストからの熱放射であると解釈される．1 - 4 au のダストベルト
ダストの質量は，電波の強度，ダストの温度，距離，観測波長を用いて，\(\frac{m_{\rm dust}}{M_{\bigoplus}}=0.5\left(\frac{S_{\nu}}{\rm Jy}\right)\left(\frac{T_{\rm dust}}{\rm K}\right)^{-1}\left(\frac{d}{\rm pc}\right)^{2}\left(\frac{\nu}{230\,{\rm GHz}}\right)^{-2}\)
と推定することが出来る．
ダストの温度を中心星の光度と中心星からの距離から推定すると，1 - 4 au の距離ではダスト温度は ~ 40 K となり，ダストの質量は 4 × 10-6 地球質量と推定される．
1.3 mm の連続放射は，µm から cm サイズのダスト粒子の存在と対応している．しかしこれらの小さい粒子は，質量の多くを占めている，より大きい天体と微惑星の衝突カスケードの結果として生成される．
衝突カスケードの結果生成されるダストのサイズ分布は，冪則の指数が -3.5 となる (Tanaka et al. 1996)．もし初期のサイズ分布が衝突カスケード分布と滑らかに繋がっていると仮定すると，ダストの全質量は
\(m_{\rm tot}\simeq m_{\rm dust}\left(\frac{D_{\rm max}}{D_{\rm dust}}\right)^{0.5}\)
となる．\(D_{\rm max}\) と \(D_{\rm dust}\) は，それぞれ大きい天体の最大サイズと，観測されたダスト放射をおこしている最大サイズを意味している．
ここで \(D_{\rm dust}\simeq\) 1 cm とすると，
\(m_{\rm tot}\simeq 2200 m_{\rm dust}\left(\frac{D_{\rm max}}{50\,{\rm km}}\right)^{0.5}\)
となる．従ってこれを直径 50 km まで積分すると (Greaves et al. 2004など)，総質量として 10-2 地球質量を得る．
この総質量は，太陽系のカイパーベルトの総質量と類似している (Bernstein et al. 2004)．また温度も似ている (~ 50 K)．しかし，太陽系のカイパーベルトは太陽からずっと遠い 30 - 50 au の距離にある．
プロキシマ・ケンタウリの光度が小さいため，太陽系のカイパーベルトに相当する物理的条件を持つ場所は恒星にずっと近い．そのためプロキシマ・ケンタウリから 1 - 4 au の範囲にあるダスト放射は，プロキシマ・ケンタウリのカイパーベルトに相当するものを観測している可能性がある．
~ 0.4 au の温暖なダストベルト候補
また観測からは，プロキシマ・ケンタウリから ~ 0.4 au 付近に，暖かいダストベルトが存在する可能性が示唆された．これが実際に存在すると仮定し，上記と同様の推測をすると，ダストの温度は 90 K．直接観測されたダストの質量は 5.5 × 10-7 地球質量となり，同様に積分して求めた，見えない分まで含めた総質量は ~ 10-3 地球質量となる．
~ 30 au の外側ダストベルト候補
また，動径方向の強度分布では，プロキシマ・ケンタウリから ~ 30 au 付近に極大が見られた．この角度は ~ 45° であった．もしこのダストベルトが本当であれば，プロキシマ・ケンタウリ系の軌道平面を推定するのに使える可能性がある．例えばもしダストベルトや惑星が全て同一平面上に存在するのであれば，プロキシマb の真の質量は ~ 1.8 地球質量と推定できる (※注釈：プロキシマb は視線速度法による検出であるため，最小質量しか判明しておらず，真の質量を知るためには軌道傾斜角が必要)．
注意しておくべきことは，この検出は暫定的なものであるという点である．
また，推定される 45° という傾きは，プロキシマ・ケンタウリがケンタウルス座アルファ星A, B の連星を公転する角度である 108° から大きく異なっている (Kervella et al. 2017)．
しかしこれは矛盾しているわけではなく，一般的に，階層的三重星系での軌道運動は必ずしも同一平面になるわけではない．実際に，ケンタウルス座アルファ星A, B 連星も大きな傾斜角 79° を持っている．
そのため，プロキシマ・ケンタウリが複数のダストのベルトに囲まれている可能性はある．恒星に近い位置にある (4 au 未満) の一つのベルト，もしくは複数のベルトと，30 au 付近の大きな軌道半径を持つベルトである．
外側のダストベルトの推定温度は ~ 10 K であり，同様にして求めたダストの推定質量は 1.4 × 10-4 地球質量 (観測できている量のみ)，積分して求めた総質量は 0.33 地球質量となる．
外側のダストベルトの総質量の推定値 0.33 地球質量は，太陽系のカイパーベルトの総質量よりもずっと大きく，太陽系にはこれに類似する天体群は存在しない．しかし，ハーシェルによる観測では，太陽型星の周りに新しい分類の非常に低温なデブリ円盤が存在することが明らかにされている (Eiroa et al. 2011)．その起源は分かっていないが，プロキシマ・ケンタウリの ~ 30 au の距離にあるかもしれないダストベルトと類似性がある可能性がある．
1.6 au における点源の検出
さらに，1.6 au 付近に，1.3 mm 放射でのコンパクトな点源を暫定的に検出した．ただし現状のデータでは，単なるノイズのピークである可能性は排除できない．もし実際の現象を反映していると考えた場合，以下の可能性が考えられる．
・背景銀河の可能性 (Smail et al. 1997など)
プロキシマ・ケンタウリの非常に近傍に背景銀河が偶然紛れ込む可能性は 1% 程度未満と低い確率ではあるが (Fujimoto et al. 2016)，完全には排除できない．プロキシマ・ケンタウリの固有運動は大きいので，別の時期の観測を行うことによって，この点源がプロキシマ・ケンタウリに伴ったものなのか，あるいは背景の天体なのか分かるだろう．
・準恒星天体
1000 K 程度の有効温度を持つ準恒星天体 (sub-stellar object, 褐色矮星や惑星など) も，この種の放射を起こしうる．しかし，そのような天体はプロキシマ・ケンタウリの視線速度にシグナルを発生させうるが，そのようなシグナルは検出されていない．
・天体衝突などの一時的現象
発生源は，大きな天体同士の衝突のような一時的な現象の可能性もある．しかしそのような現象は若い系では頻繁に発生しうるが，年老いた恒星系では観測されることは考えにくい．
・未発見の惑星に伴うダスト雲
まだ検出されていない惑星のラグランジュ点近傍にある，ダスト雲を捉えたという可能性もある．例えば，太陽系におけるトロヤ群小惑星のような存在である．
・未発見の巨大惑星の環
また，未発見の巨大惑星を囲むダストの環を捉えているという可能性もある．
もし惑星だと仮定すると，軌道周期は 5.8 年程度以上となる．さらに，土星の環のような構造を想定すると，惑星の環の総質量は 10-5 地球質量程度であると推定される．
進化した惑星の環は，惑星質量の 10-7 倍程度になるという理論的な示唆がある (Charnoz et al. 2017)．これが成り立つとした場合，惑星質量は ~ 100 地球質量と推定され，これは土星と同程度の質量である．
現在のところ，そのような惑星の存在を示す明確な視線速度シグナルは報告されていない．将来の観測によって存在が確定するか，もしくは排除されるかするだろう．
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