論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1803.07430
Curtis et al. (2018)
K2-231 b: A sub-Neptune exoplanet transiting a solar twin in Ruprecht 147
(K2-231b：ループレヒト147 中のソーラーツインをトランジットするサブネプチューン系外惑星)

概要

半径が 2.5 地球半径のサブネプチューン惑星 K2-231b の発見について報告する．ケプラー K2 ミッションの Campaign 7 の観測データ中から発見された．

この惑星は，Ruprecht 147 (ループレヒト147) 星団の中にある恒星をトランジットしている．ループレヒト147 は年齢が 30 億歳，300 pc の距離にあり，平均の金属量が [Fe/H] = 0.1 の星団である．中心星の K2-231 (別名：EPIC 219800881) は，太陽に類似した特性を持つ solar twin (ソーラーツイン) である．
合計で 6 回のトランジットが検出され，軌道周期は 13.84 日，トランジット深さは ~ 0.06%，トランジット継続時間は ~ 4 時間である．

中心星の特性を，高分散 MIKE スペクトル，広帯域の可視光・近赤外線測光観測，星団の視差と星間赤化の測定，および PARSEC，Dartmouth，MIST の等時線 (isochrone) モデルに基いて推定した．その結果，1.01 太陽質量，0.95 太陽半径，有効温度 5695 K と推定された．

この恒星は，測光観測のモデリング，10 年近くにわたる視線速度変動の小さな値，Keck/NIRC2 補償光学撮像とアパーチャマスキング干渉計観測に基づくと，連星ではなく単独星であると考えられる．

惑星に対して，確率的な質量-半径関係を適用すると，惑星質量は 7 (+5, -3) 地球質量と推定され，これに対応する視線速度変動の半振幅は 2 ± 1 m s^-1 となる．これは，現在の精密な視線速度観測装置で測定可能な値である．

K2-231b はループレヒト147 星団中に発見された準恒星天体 (恒星未満の質量を持つ天体) としては 2 番目の例であり，惑星としては初めてである．散開星団中に発見されている惑星としては 23 個目の発見であり，少ないながらも発見数は徐々に増加している．

散開星団中の系外惑星

散開星団中の惑星探査の困難点

初めての太陽型星周りの系外惑星 (Mayor & Queloz 1995) が発見された直後，Janes (1996) は散開星団 (open cluster) は，系外惑星探査の測光モニタリングの良いターゲットであると指摘している．それから 20 年あまりが経過した現在，散開星団中の惑星は比較的少数しか知られていない．

散開星団の系外惑星を検出する事の観測的な困難点は，大部分の太陽系近傍の星団は年齢が若いため星団内の恒星は高速で自転しており，磁気的に活発であるということである．また，非活発な恒星を持った年老いた星団は太陽系から遠い位置にある傾向があるため，その中にある太陽型星は大部分のドップラー技術や地上からのトランジットの装置で観測するには暗すぎるという問題がある．

散開星団中の惑星の発見

ドップラー法で初めて発見された散開星団中の惑星は，重い木星型惑星，もしくは褐色矮星質量の天体である．

Lovis & Mayor (2007) は，2 個の準恒星天体を NGC 2423 と NGC 4349 中に発見した．それぞれ 10.6, 19.8 木星質量である．Spiegel et al. (2011) によると褐色矮星の重水素燃焼質量限界は 11.4 - 14.4 木星質量であるため，後者の天体は褐色矮星質量，前者はその境界にある天体ということになる．

Sato et al. (2007) は，Hyades (ヒアデス星団) 中の巨星周りに惑星質量の伴星を発見している．

さらに，Quinn et al. (2012) は Praesepe (プレセペ星団) 中に 2 つのホットジュピターを発見しており，この 2 つは ”two b’s in the Beehive” として知られる (プレセペ星団は別名 Beehive cluster と呼ばれており，蜂の巣と惑星の "b" をかけた呼び名)．そのうち片方は，長周期の離心軌道にある木星質量の惑星も持っている (Malavolta et al. 2016)．

また Quinn et al. (2014) は，ヒアデス星団中にさらに別の惑星を発見している．

その他，M 67 星団中の 3 個の主系列星周りに，トランジットしないホットジュピターが発見されており，1 個の木星型惑星が進化した巨星周りに検出され，また 3 個の未確定の惑星候補が報告されている (Brucalassi et al. 2014, 2015, 2017)．

ケプラー登場後の検出

その後，ケプラーによる観測によって 4 個の星団の高精度測光データが与えられたことにより，状況は大きく変化した．2 つのサブネプチューン惑星が 10 億歳の星団 NGC 6811 中に発見されている (Meibom et al. 2011)．

ケプラーが K2 ミッションに移行した後には多数の星団がケプラーによって観測され，星団中の系外惑星が複数発見されている．それらの大部分は低質量星周りに発見されており，それらは本質的に暗いため地上からの精密な視線速度の観測は困難である．

これまでの星団の観測は以下の通りである．

プレアデス星団

Gaidos et al. (2017) は Pleiades (プレアデス星団，すばる) 注の観測データ中には惑星が検出されなかった事を報告している (Mann et al. 2017も参照)，

ヒアデス星団

Mann et al. (2016) と David et al. (2016) は，ヒアデス星団中の M4.5 矮星をトランジットする海王星サイズの惑星を独立に発見した．
さらに，Mann et al. (2017) はヒアデス星団中の中期 K 型星をトランジットする，地球サイズ〜海王星サイズの 3 惑星を発見した (K2-136)，一方で Ciardi et al. (2017) はこれと同時に海王星サイズの惑星を報告し，また K 型矮星は晩期 M 型矮星と連星を成していると報告している．この系は後に Livingston et al. (2017) によっても報告されている．

プレセペ星団

プレセペ星団中では，Obermeier et al. (2016) が K2-95b の発見を報告している．これは M 型矮星を公転する，海王星サイズの惑星である．後に，Libralato et al. (2016)，Mann et al. (2017)，Pepper et al. (2017) でも報告されている．Pope et al. (2016)，Barros et al. (2016)，Libralato et al. (2016)，Mann et al. (2017) による発見を加えると，6 個の確認された惑星と 1 個の惑星候補が報告されている．

その他

また，Nardiello et al. (2016) は M67 の領域に 3 個の惑星候補の検出を報告しているが，これら全ては M67 の一員ではないと思われる．

ループレヒト147 中の系外惑星探査

ループレヒト147 は，ケプラー K2 ミッションの Campaign 7 で観測された．Curtis et al. (2013) によると，この星団は太陽系近傍の星団としては最も年老いたものであり，年齢は 30 億歳，距離は 300 pc である．

この星団内では，EPIC 219388192 (別名：CWW 89A) をトランジットする準恒星天体が検出されている，これは温暖な褐色矮星であり，離心軌道を ~ 5 日周期で公転している．この天体の発見と特徴付けは Nowak et al. (2017) でも独立して行われている．

パラメータ

K2-231

別名：EPIC 219800881
質量：1.01 太陽質量
半径：0.95 太陽半径
有効温度：5695 K
金属量：[Fe/H] = 0.14
等級：V = 12.71

K2-231b

軌道周期：13.841901 日
半径：2.5 地球半径

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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1803.06776
Ren et al. (2018)
A Decade of MWC 758 Disk Images: Where Are the Spiral-Arm-Driving Planets?
(MWC 758 円盤画像の 10 年：渦状腕を駆動する惑星はどこにいるか？)

概要

いくつかの原始惑星系円盤の散乱光による撮像観測からは，円盤注の大規模な渦状腕の存在が明らかになっている．理論モデルは，そのような渦状腕は共回転する巨大惑星によって駆動されることが示唆されている．

MWC 758 の円盤中に見られる渦状腕の回転を 10 年のタイムスケールで観測することで，渦状腕を駆動しているであろう擾乱天体の位置に関する，力学的な制約を与えることが可能となる．ここでは，2005 年のハッブル宇宙望遠鏡 NICMOS での観測結果の再処理と，2017 年の新しい Keck/NIRC2 L’ バンドでの観測結果を提供する．

NICMOS の観測のアーカイブデータ中には，MWC 758 の円盤中にある 2 つのよく知られた渦状腕が見られた．Very Large Telescope/SPHERE の追加データを用いて共同解析を行った結果，2 つの主要な渦状腕のパターンの速度は，3σ の信頼度で 1 年あたり 0°.6 (+3°.3, -0°.6) 動いていると推定される．

2 つの渦状腕が，ほぼ円軌道にいる擾乱天体によって誘起されているとすると，擾乱天体のベストフィットの軌道は，軌道長半径が 89 au (0”.59) となった．軌道長半径の 3σ の下限値は 30 au (0”.20) である．この発見は，2 つの主要な渦状腕を引き起こす惑星の位置に関する，数値シミュレーションからの予測と整合的である．

背景

円盤中の渦状腕

近赤外線での円盤観測によって，円盤中の渦状腕構造の存在が明らかになっている．

円盤中の渦状腕の形成機構としては，十分な質量を持った円盤 (Kratter & Lodato 2016) の場合に発生する重力不安定 (Lodato & Rice 2005，Dong et al. 2015)，伴星と円盤との相互作用 (Dong et al. 2015など) が提案されている．渦状腕が観測されている円盤の多くは重力不安定を引き起こすほど重くないと思われるため (Andrews et al. 2011など)，後者のシナリオがもっともらしいと考えられる．

予想される伴星天体を観測するための直接撮像観測が，幾つかの渦状腕を持つ天体に対して行われている．惑星形成モデルとして hot start (※注釈：形成時に大量のエントロピーを持ち込み，高温な惑星として進化を開始する状態) を考えると (Baraffe et al. 2015など)，数木星質量かそれ以下の惑星質量の天体以外の，重い伴星の存在は否定される (Maire et al. 2017など)．

円盤中の伴星によって駆動される渦状腕は，その駆動源である天体と共回転する．そのため，渦状腕のパターンの速度や軌道周期を測定することで，その伴星天体の軌道長半径を制約することが出来る (Lomax et al. 2016など)．

MWC 758

MWC 758 は Herbig Ae star (ハービッグ Ae 星) と呼ばれる種類の天体であり，距離は 151 pc (Gaia Collaboration et al. 2016)，推定年齢は 350 万 ± 200 万歳 (Meeus et al. 2012)，~ 2.0 太陽質量である．なお質量は，この天体の有効温度として 7580 K，光度として 19.6 太陽光度 (van der Marel et al. 2016) を仮定して，前主系列段階の進化トラック (Siess et al. 2000) から導出している．また Gaia による観測からの新しい距離推定結果を用いて，恒星の光度をスケールし直した後の値を用いている．

この天体周りの円盤の傾斜角は小さく，~ 20° 程度である (Isella et al. 2010)．
すばる望遠鏡の HiCIAO を用いた観測で，2 つの目立った 180° 回転対称な渦状腕が初めて発見された (Grady et al. 2013)その後，VLT/SPHERE の観測で渦状腕の詳細な特徴付けが行われた (Benisty et al. 2015)，また，Keck/NIRC2 での最近の観測によって，3 番目の腕と点源候補が ~0”.11 (17 au) の位置に報告されている (Reggiani et al. 2017)．Dong et al. (2016) の数値シミュレーションでは，どちらの渦状腕も，中心星から ~ 0”6 の位置の数木星質量の惑星で再現することが出来ると示唆されている．

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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1803.06830
Zakhozhay et al. (2018)
IRAS 22150+6109 - a young B-type star with a large disc
(IRAS 22150+6109 - 大きな円盤を持った若い B 型星)

概要

赤外線源 IRAS 22150+6109 の可視光対応天体 (optical counterpart) の分光解析と，スペクトルエネルギー分布 (spectral energy distribution, SED) のモデリングを行った．光源は，星形成領域 L 1188 にある Herbig Be 星 (ハービッグBe星) であることが示唆される．

可視スペクトルでの吸収線は，この天体のスペクトル型が B3 であることが示唆される．その一方，スペクトル中に弱いバルマー輝線が存在することは，この天体の周囲に星周ガス円盤が存在することを反映している．

恒星は近赤外スペクトル領域では黒体放射からの超過を示さず，遠赤外線では強い超過を示す．これは大きな半径を持つ星周円盤からの放射によって引き起こされていると解釈される，円盤の内縁は恒星から非常に遠方の 550 au に存在し，円盤によって恒星の放射が吸収されていない．

この天体は，現在短い前主系列の進化段階を進行中の，中間質量の恒星であると結論付けられる．

IRAS 22150+6109 について

IRAS 22150+6109 は，ケフェウス座の活発な星形成領域 L 1188 の方向にある赤外線源である (Abraham et al. 1995)．早期型の輝線天体をまとめたカタログに，光度が V ~ 11 の天体としてリストアップされている (Wackerling 1970)．また，Hamburg survey でも輝線星として検出されている (Kohoutek & Wehmeyer 1999)．さらに，反射星雲のカタログにも含まれている (Magakian 2003)．

この天体は強い赤外超過 (赤外線波長で恒星の黒体放射よりも強い放射をしている) を示しており，この天体は前主系列星から主系列段階へ進化している最中の中間質量星であることを示唆している．弱い Hα 放射スペクトルが検出されていることも，この放射源が主系列付近にいる恒星であることを支持している．

この天体からの一酸化炭素の放射の検出については議論があり，Wouterloot & Brand (1989) では非検出と報告され，Kerton & Brunt (2003) では検出したと報告されている．また水，OH，CS 分子は検出されていない (Wouterloot et al. 1993; Bronfman et al. 1996)．

結論

SED モデリングからは，この天体まわりの円盤は，恒星から ~ 550 au までの範囲は掃き流されている．また円盤外縁は非常に大きく，~ 700 au まで広がっていると推定される．

円盤の傾斜は 60° 以上，円盤質量は中心星の質量の 3 × 10^-2 倍以上と推定される．

他の若い天体と比較すると，この天体は近赤外で超過がなく遠赤外で非常に強い超過を示すことが知られている Herbig Be 星の，数少ない一例である．

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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1803.07022
Seligman & Laughlin (2018)
The Feasibility and Benefits of In Situ Exploration of `Oumuamua-like objects
(オウムアムア的天体のその場探査の実現可能性と利益)

概要

恒星間天体であるオウムアムアが太陽系内側を通過したことによって，これまでに多数の観測と解釈が蓄積された．ここでは，この恒星間小惑星の初めての検出が惑星形成理論に与える結果を簡単に概説し，将来的なこのタイプの太陽系への滞在者を検出し観測する (遠隔観測およびその場観測の両方) ことに対する短期的な見通しの評価を行った．

オウムアムアの珍しい形状と，そのカオス的なタンブリング運動の両方を考慮した詳細な熱輸送計算は，この天体が検出可能なコマを持たなかったことは，放射によって影響を受けた高分子量の物質によってオウムアムアの表面がコーティングされていることが原因であることを示唆する．


オウムアムアが，銀河系の局所近傍の種族 I の恒星と類似した運動学的分布を持った典型的な恒星間天体の一例であると仮定して，同様の天体に対して予想される太陽系への到達率，衝突パラメータと速度を計算した．またそのような天体の，現在の機器および今後の機器を用いての検出可能性を評価した．

また，オウムアムアを概念実証 (proof-of-concept) として用い，現在の化学推進ロケットを用いて恒星間天体を捕獲するミッションの実現可能性を検証した．”Launch on detection” のパラダイムを用い，Large-Scale Synoptic Survey Telescope (LSST) の検出能力を用いて，好ましいミッション機会の間の待ち時間は 10 年程度のオーダーであると推定された．この値は，恒星間小惑星の個数が観測的により良く制約されるのに伴って更新されるだろう．

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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1803.06150
Ormel & Liu (2018)
Catching drifting pebbles II. A stochastic equation of motions for pebbles
(流れるペブルの捕獲 II．ペブルの確率的運動方程式)

概要

原始惑星系円盤内の乱流は，ペブルサイズの粒子 (数センチメートル程度の固体粒子) の輸送に関して重要な役割を果たす．乱流はペブルを円盤の中心平面から巻き上げるため，ペブルが原始惑星に降着する能力にも影響を及ぼす．さらに，settling mechanism が働くには大きすぎる相対速度になった場合，乱流は惑星へのペブル降着を抑制できる．

ここでは，論文 I に続き，三体シミュレーションを用いてペブル降着効率のこれらの影響を定量化した．ペブルに対する乱流の影響をモデル化するため，成層した円盤構造に適用できる stochastic equation of motion (SEOM，確率的運動方程式) を導出した．

強結合極限 (粒子の慣性を無視した極限) では，この方程式の限定的な形は過去の研究と一致する．ここではパラメータ研究を行い，ペブルとガス (乱流) の特性を変化させてペブル降着効率を計算した．

その結果，強い乱流は乱流拡散を介してペブル降着を抑制することを見出した．これは過去の研究とオーダー 1 程度の範囲で一致する．降着効率の減少は，乱流の二乗平均平方根運動が大きく settling mechanism が働かない際に発生する．
降着効率としては，円盤の外側領域は，内側領域よりも乱流の影響を受けやすい．水のスノーラインの位置では，低質量恒星周りの惑星はより高い降着効率となる．

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