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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:1805.10671
Kreidberg & Oklopčić (2018)
Non-Detection of a Helium Exosphere for the Hot Jupiter WASP-12b
(ホットジュピター WASP-12b でのヘリウム外気圏の非検出)

概要

低密度のウォームネプチューン WASP-107b では外気圏が検出されている (Spake et al. 2018).これは準安定ヘリウムの 10833 Å 波長での吸収の特徴にの検出に基づくものであり,Seager & Sasselov (2000) および Oklopˇci ́c & Hirata (2018) で予測されていたものである.

ヘリウムでの惑星からの大気散逸の探査には,いくつかの面で優位性がある.例えば,
(1) 近赤外線の装置で観測可能である.他の大部分の大気散逸の兆候は紫外線領域で現れる.
(2) 星間物質の吸収による影響が小さい.
というものである.そのため,多くの惑星系における大気散逸の研究の可能性を広げることに繋がる.

WASP-12b は最も高温な惑星のひとつであり,平衡温度は 2500 K と (Hebb et al. 2009),この手の探査の良い対象である.この惑星が受けている水準の輻射強度では,惑星大気からの大量の原子と分子の散逸が発生することが理論的に予測される.さらに,紫外線でのトランジット観測では,惑星から散逸する物質による吸収の特徴が検出されている (Nichols et al. 2015,Salz et al. 2016).

WASP-107b でのヘリウムの検出をモチベーションとして,ここではハッブル宇宙望遠鏡のアーカイブデータから,大気散逸を起こしている惑星である WASP-12b でのヘリウム外気圏の探査を行った

その結果,WASP-12b ではヘリウム外気圏は検出されなかった

再解析の結果

ハッブル宇宙望遠鏡を用いた WASP-12b の過去の観測結果の再解析を行った.この観測は,70 Å の狭帯域の binning を含む.

解析の結果,透過スペクトルは Kreidberg et al. (2015) での過去の報告と整合的なものであった,また,トランジットの各時期での変動は検出されなかった.

驚くべきことに,WASP-12b では 10833 Å での明確なトランジット深さの増加は見られなかった

10833 Å を含むバンドでのトランジット深さは,隣接する波長ビンでの重み付け平均をしたトランジット深さより 59 ± 143 ppm 大きいだけであった.これは近紫外線 (NUV) での過去の外気圏の検出とは対照的な結果である.NUV では,可視光のトランジット深さよりも 1% ほど深いトランジットが検出されている (Nichols et al. 2015).

理論モデルとの比較

Oklopˇci ́c & Hirata (2018) の理論モデルを用いて,この惑星のヘリウム吸収シグナルを予測した.

この一次元モデルでは,惑星の熱圏は水素原子とヘリウムが 9:1 で存在していると仮定している.

また,熱圏の密度と速度分布は,等温パーカー風モデルを使用し,ガス温度は 104 K,質量散逸率 4 × 1011 g/s を仮定している.これらの仮定は,Salz et al. (2016) の流体力学シミュレーションに基づくものである.また,恒星のスペクトルとして太陽のスペクトルを使用した.

高層大気中での準安定ヘリウムの密度分布として 2 パターンを考慮した.
ひとつは恒星直下点で計算したもの,もう一つは昼夜境界で計算したものであり.それぞれモデル A と B とする.双方のモデルに対して,吸収シグナルが 1) 惑星のロッシュ半径内のガスのみによって引き起こされているケースと,2) ガスが 20 惑星半径まで広がっているケースの 2 つを考慮した.1) のケースは,一次元大気モデルの仮定がより有効なケースである.

その結果,ヘリウム吸収の特徴は一般に小さく,これは観測と整合的である.ただし,最も物理的にもっともらしくないシナリオである,モデル A かつ 2) のシナリオは,観測と 5.2 σ で非整合的である.

ヘリウム外気圏非検出の要因

WASP-107b では大きなヘリウムの吸収が検出されたが,外気圏を持っている WASP-12b では非検出であった原因について考察する.WASP-12b は WASP-107b よりも 20 倍大きい恒星からのボロメトリックフラックスを受けているにも関わらず,WASP-107b のヘリウムによる吸収の方が大きくなり得る,いくつかの要素がある.

1 つ目は,WASP-107b の中心星に対するロッシュ半径は,WASP-12b のそれより 2 倍大きいという点である.

2 つ目は,WASP-107b が受ける恒星輻射のスペクトルが,準安定ヘリウムを生成するのに適しているという点である.

中心星の WASP-107 は活発な恒星であり,極端紫外線 (EUV) で明るいことが予想される.EUV は準安定状態にあるヘリウムを増やすはたらきがある.対照的に,一般的な恒星活動度指標に基づくと,WASP-12 は異常に非活動的な恒星であることが示唆され,典型的な太陽類似星よりも EUV 光度が小さい可能性がある.

さらに,WASP-107 のスペクトル型は K6 と晩期である一方,WASP-12 は G0 と早期である.そのため,WASP-107 の方が水素を電離する輻射は低い.この場合,自由電子の密度を下げる (自由電子との衝突は,準安定状態のヘリウムを減少させる主要な要因である).

3 つ目は,WASP-12b からの大気散逸率が非常に高く,恒星周りに物質のトーラス構造を形成している可能性があるという点である (Haswell 2017,Debrecht et al. 2018).もし準安定ヘリウムが恒星周りに一様に分布していた場合,ヘリウムによる吸収の特徴は,惑星がトランジットしている間だけではなく,すべての軌道位相で存在することになる.


結論としては,準安定ヘリウムは系外惑星からの大気散逸の有望な探査手法ではあるが,期待されるシグナルの振幅は,中心星のスペクトルと蒸発ガス雲の幾何学配置に敏感に依存する.将来のヘリウム外気圏の探査計画は,これらを考慮する必要がある.

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