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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:1801.04379
Adamów et al. (2018)
Tracking Advanced Planetary Systems (TAPAS) with HARPS-N. VI. HD 238914 and TYC 3318-01333-1 - two more Li-rich giants with planets
(HAPRS-N での Tracking Advanced Planetary Systems (TAPAS).VI.HD 238914 と TYC 3318-01333-1ー惑星を持つさらなる 2 個のリチウム豊富巨星)

概要

3.6 m Telescopio Nazionale Galileo での HAPRS-N 分光器を用いた,系外惑星探査の最新の結果について報告する.これは Tracking Advanced Planetary Systems (TAPAS) プロジェクトの一環であり,最もリチウムが豊富な部類の巨星 15 個を重点的に探査するというものである.

このプロジェクトの目標は,まずは最もリチウム豊富な巨星の視線速度変動データを取得して,その周りに存在する可能性のある,低質量の準恒星伴星を探査することである.さらに,取得したスペクトルの解析から,これらの恒星の進化状態を調べることである.
また,HD 181368 と HD 188214 の 2 つの恒星に関しては,Very Large Telescope (VLT) の UVES を用いた観測から,ベリリウムの存在度を調べた.


今回の発見は,以下の通りである.
i) リチウム豊富な巨星 2 個のまわりに,新しい惑星系を発見した.恒星はそれぞれ,HD 238914 と TYC 3318-01333-1 であり,後者は連星系である
ii) リチウム豊富な巨星 HD 181368 が連星であることを明らかにした.
iii) 現在のところ観測フェーズは位相のすべてをカバーしていないが,TYC 3663-01966-1 と TYC 3105-00152-1 のまわりに,惑星質量の伴星の存在が示唆された
iv) BD+48 740 に関する,過去の観測結果を確認し,また天体の軌道要素を更新した.
v) HD 181368 と HD 188214 において,リチウムの豊富さとベリリウムの存在度の間には関連が見られなかったこと.



観測した 15 個のリチウム豊富巨星のうち,7 つの恒星で,恒星質量の伴星か,惑星の可能性がある伴星を発見した.リチウム豊富な巨星が連星である頻度は,今回のサンプル中では通常の範囲内であると思われる.
しかし惑星の存在頻度は,一般的なサンプルの 2 倍程度の値であることが示唆された.これは,恒星が伴星を持つことと,巨星が大きなリチウム存在度を示すことの間に何らかの関係がある可能性を示唆している.

また,リチウム豊富な巨星に付随する伴星の大部分は,大きな軌道離心率を持つことも発見した.

リチウム豊富な巨星について

リチウム豊富巨星の特徴

中心星による惑星の飲み込みによって恒星の大気中のリチウム存在度が大きくなるという仮説は, Alexander (1967) によって提唱された.この理論の提唱は,いかなるヘリウム豊富星 (巨星を含む) や系外惑星が発見されるよりも前になされている.
初のリチウム豊富巨星は,その仮説が提唱された 25 年後に発見された (Wallerstein & Sneden 1982).

これまでに 150 個を超えるリチウム豊富星が発見されている. (ここでのリチウム豊富の基準は A(Li) > 1.5).これらの天体の多くはリチウム豊富天体として定義されるが,なぜ 100 個に 1 つの割合で存在する巨星が大きなリチウム存在度を持っているのかは,依然として不明である.

リチウム豊富巨星は多様性を持っている.これらの多くは,赤色巨星分枝 (red giant branch, RGB) に位置している (Lebzelter et al. 2012).また,いくつかはヘルツシュプルング・ラッセル図上の転回点 (turn-off point) に位置する恒星や水平分枝星 (horizontal branch star) として同定されている (Koch et al. 2011).
さらにいくつかの恒星では,高いリチウム存在度はスペクトルに赤外超過を伴うことが指摘されている (Bharat Kumar et al. 2015など).

リチウム豊富巨星まわりの系外惑星は,Adamów et al. (2012) で初めて候補天体が報告されている.
これまでの所,惑星を持っていると思われるリチウム豊富巨星は数例のみが報告されている.
こぐま座8番星 (8 UMi, HD 133086, Kumar et al. 2011,Lee et al.2015),NGC 2423 3 (Carlberg et al. 2016),NGC 2423 と NGC 4349 星団の中にいる 2 つの巨星 (Delgado Mena et al. 2016) である.

リチウム豊富巨星の形成要因

特別な環境下,例えば恒星の対流層と水素燃焼殻の間に効率的な混合がある場合では,リチウム生成をもたらす化学反応連鎖が起きる可能性がある (Cameron & Fowler 1971).これは,ヘルツシュプルング・ラッセル図における,光度関数のバンプ部分で発生する可能性がある.つまり,RGB 星は自らリチウムを生み出す可能性があることを示唆している (Adamów et al. 2014).

リチウムが豊富になる要因については他にも様々な仮説がある.例えば,リチウム豊富なガスが,近接連星系におけるより進化した伴星から輸送されることでリチウム豊富になる可能性がある (Sackmann & Boothroyd 1999).
また,高速なリチウム生成は超新星爆発に伴って発生する (Woosley & Weaver 1995).もし恒星が別の超新星で放出された物質を降着した場合,その恒星のリチウムの存在度は増加する.

さらに,恒星が主系列を離れて RGB に進化した段階で,惑星が恒星に飲み込まれる可能性がある.RGB 段階における恒星半径の大幅な増大と,恒星表面付近の対流層の拡大が,周囲を公転する惑星との潮汐相互作用を増加させる (Villaver & Livio 2009).
進化した恒星の周りに近接惑星があまり発見されていないことも,惑星の飲み込みが惑星系の進化において一般的な過程であることを示唆している.この過程は太陽系もその例外ではない (Villaver & Livio 2009, Privitera et al. 2016).

パラメータ

HD 181368 系

HD 181368
有効温度:4852 K
金属量:[Fe/H] = -0.06
光度:log (L/Lsun) = 0.83
質量:0.86 太陽質量
半径:6.45 太陽半径
自転周期:134 日
リチウム存在度:A(Li) = 2.07
HD 181368b
軌道周期:12977.6 日
軌道離心率:0.7524
最小質量:220 木星質量
軌道長半径:10.7 au
HD 181368 系の詳細
合計 27 回の観測から視線速度データを取得した.

この恒星について,恒星活動の兆候は見られなかった.

この天体が伴星を持つ可能性について調査した結果,軌道周期が1000 日程度の惑星質量天体が 2 つ,非常に細長い軌道で存在するという解を得た.しかし軌道配置的に不安定である可能性があり,これが正しい解かどうかは疑問が残る.
異なるフィッティングからは,より長周期で細長い軌道にある,恒星質量の伴星が存在するという解を得た.

BD+48 740 系

BD+48 740
有効温度:4534 K
金属量:[Fe/H] = -0.13
光度:log (L/Lsun) = 1.64
質量:1.09 太陽質量
半径:10.33 太陽半径
自転周期:746 日
リチウム存在度:A(Li) = 2.07
BD+48 740b
軌道周期:733 日
軌道離心率:0.76
最小質量:1.7 木星質量
軌道長半径:1.7 au
BD+48 740 系の詳細
この系は,初めて惑星を持つ可能性があることが報告されたリチウム豊富巨星である (Adamów et al. 2012).リチウム豊富の原因は,惑星の飲み込みである可能性がある.

この天体に関しては,過去の 15 回の観測に加え,11 回の新しい別の測定と,今回の観測で得られた 16 回分のデータを合わせて解析した.新しい解析から,過去の観測結果を確認した.
この系は,非常に細長い楕円形の軌道にある,最小質量が 1.7 木星質量の伴星天体を持つ.

HD 238914 系

HD 238914
有効温度:4769 K
金属量:[Fe/H] = 0.25
光度:log (L/Lsun) = 1.85
質量:1.47 太陽質量
半径:12.73 太陽半径
自転周期:257 日
リチウム存在度:A(Li) = 1.99
HD 238914b
軌道周期:4100 日
軌道離心率:0.56
最小質量:6.0 木星質量
軌道長半径:5.7 au
HD 238914 系の詳細
合計で 86 回の観測データを取得した.この観測期間は合計で 3944 日にわたる.

この恒星では,恒星活動の兆候は見られなかった.また,惑星質量の天体が存在することを確認した.

TYC 3318-01333-1 系

TYC 3318-01333-1
有効温度:4776 K
金属量:[Fe/H] = -0.06
光度:log (L/Lsun) = 1.21
質量:1.19 太陽質量
半径:5.90 太陽半径
自転周期:198 日
リチウム存在度:A(Li) = 1.51
TYC 3318-01333-1b
軌道周期:562 日
軌道離心率:0.098
最小質量:3.42 木星質量
軌道長半径:1.414 au
TYC 3318-01333-1 系の詳細
合計 28 回の観測を行った.この観測期間は合計で 3514 日の範囲にわたる.

視線速度には線形の傾向と周期的な変化の両方が見られ,低質量の伴星が存在すると解釈される.
この系は,やや楕円の軌道にある,最小質量 3.42 木星質量の天体を持つ.

TYC 3663-01966-1 系

TYC 3663-01966-1
有効温度:5068 K
金属量:[Fe/H] = -0.26
光度:log (L/Lsun) = 2.26
質量:2.88 太陽質量
半径:17.66 太陽半径
自転周期:330 日
リチウム存在度:A(Li) = 1.41
TYC 3663-01966-1b
軌道周期:130.48 日
軌道離心率:0.48
最小質量:1.33 木星質量
軌道長半径:0.72 au
TYC 3663-01966-1 系の詳細
合計 32 回の観測を行った.
明確に視線速度に変動が見られ,これは恒星自身の振動由来のみではない.また,恒星活動に関する観測的証拠はなく,視線速度は変動は伴星が存在することによるドップラーシフト由来だと考えられる.

伴星のケプラー運動由来とみなして視線速度データをフィットすると,比較的恒星に近い軌道で楕円軌道にある惑星が存在するという解を得た.
現在のところ,軌道位相の全てをカバー出来ていないため,将来観測で確定させる事が必要である.

TYC 3105-00152-1 系

TYC 3105-00152-1
有効温度:4673 K
金属量:[Fe/H] = -0.14
光度:log (L/Lsun) = 1.66
質量:1.22 太陽質量
半径:10.62 太陽半径
自転周期:282 日
リチウム存在度:A(Li) = 2.86
TYC 3105-00152-1b
軌道周期:339.5 日
軌道離心率:0.78
最小質量:4.6 木星質量
軌道長半径:1.02 au
TYC 3105-00152-1 系の詳細
合計 30 回の観測を行った.

視線速度に,別の要因から予想されるものよりも大きな変動が見られた.また,恒星活動の兆候は見られず,変動の原因は伴星によるものだと考えられる.

ケプラー運動を仮定すると,339.5 日周期の軌道に,最小質量が 4.6 木星質量の天体が存在し,軌道離心率は 0.781 であるという解を得た.こちらも位相の全てをカバー出来ていないため,将来観測で確定させる事が必要である.

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