論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1803.04278
Ionov et al. (2018)
Survival of a planet in short-period Neptunian desert under effect of photo-evaporation
(光蒸発の効果のもとでの短周期海王星型惑星砂漠での惑星の生存)

概要

中心星に近接した軌道にある木星型惑星と地球型惑星は，これまでに多数が発見されているにも関わらず，”ホットネプチューン” (ここでは，海王星質量の 0.6 - 18 倍，軌道周期 3 日未満の惑星を指す) の数は非常に少ない．惑星質量-軌道周期分布における，ホットネプチューンの少なさに対応する領域は，“short-period Neptunian desert” (短周期海王星型惑星砂漠) として知られている．

ホットネプチューンが少ないことに対する一般的な説明は，海王星の数倍程度の質量を持つガス惑星は，恒星からの輻射による加熱によって引き起こされる大気の大量の流出の影響で，中心星近傍の軌道では生き残れないというものである．この仮説を検証するため，ホットネプチューンの大気動力学の数値シミュレーションを行った．

ここでは，過去に開発された自己一貫性のある 1 次元の水素ヘリウム大気と超熱的電子を含むモデルを使用した．シミュレーションより，惑星の軌道距離と恒星の年齢の関数としての質量放出率を導出した．

結論としては，短周期海王星型惑星の欠乏領域は，中心星からの輻射による惑星大気の蒸発だけでは完全には説明できない．
軽い海王星型惑星に関しては，推定される質量放出率の上限値は光蒸発シナリオと整合的だが，重い海王星型惑星は，この光蒸発では大量の質量を失うことが出来ない．

また，今回の数値結果と，広く利用されている質量損失の近似的推定の間に大きな違いがある事を発見した．

背景

惑星欠乏領域

これまでに，木星型惑星と地球型惑星は多数が中心星に近接した軌道に発見されているが，ホットネプチューン (海王星質量の 0.6 - 18 倍，軌道周期 3 日未満) は発見数が少ない．これは，惑星質量-軌道周期の分布における “short-period Neptunian desert” (Mazeh et al. 2016) として知られている．

この惑星欠乏領域は，観測バイアスで説明するのは難しい．一般に，系外惑星の観測手法はより重い惑星に対して感度がある．これまでの観測でスーパーアースの検出には成功していることから，同じような軌道に存在する短周期の海王星型惑星の検出に関しては，より効果的な検出効率になるはずである．そのため，短周期海王星型惑星の欠乏は観測バイアスではなく，物理的な起源を持つ特徴であると考えられる．

惑星砂漠の起源

Mazeh et al. (2016) では，"砂漠" の起源として以下の説に言及している．

(i) 原始惑星系円盤の進化とその中での惑星移動に起因するという説
原始惑星系円盤の進化の最中に，惑星は円盤の外側から内側へと移動する．円盤と惑星の相互作用によって駆動されるこの移動は，惑星が円盤の内縁に来ると停止する．これは，それ以上惑星を内側へ押すことが出来ないほど円盤が低密度になるからである．円盤の内縁半径は円盤の質量に依存し，より重い円盤では小さくなることが示唆される．そのため，より重い惑星はより重い円盤で形成されやすく，そのような円盤は内縁半径が小さいため，惑星移動によってより近い軌道に落ち着く傾向がある可能性がある．

(ii) 小型ガス惑星からの大気散逸に起因するという説
海王星質量のガス惑星は，恒星からの輻射によって引き起こされる大量の大気の流出 (光蒸発) のため，中心星の近傍では生き残れない可能性がある．

2 番目の仮説は，Kurokawa & Nakamoto (2014)，Kurokawa & Kaltenegger (2013)，Tian (2015) で考察されている．

惑星からの大気散逸過程は，他の種類の惑星で観測されている．例えば重い惑星の場合，HD 209458b (Vidal-Madjar et al. 2003)，HD 189733b (Lecavelier Des Etangs et al. 2010)，WASP-12b (Fossati et al. 2010) で大気の散逸が観測されている，
低質量の惑星では，GJ 436b (Kulow et al. 2014，Ehrenreich et al. 2015) からの大気散逸が観測されている．

惑星からの光蒸発

光蒸発による質量放出率は，Lopez & Fortney (2014) によると
\[
\frac{dM_{\rm p}}{dt}=-\frac{\pi\eta F_{\rm XUV} R^{3}_{\rm XUV}}{GM_{\rm p}K_{\rm t}}
\]
で表される．\(M_{\rm p}\) は惑星質量，\(F_{\rm XUV}\) は中心星からの XUV フラックス，\(R_{\rm XUV}\) は XUV 放射が吸収される半径，\(K_{\rm t}\) は恒星からの潮汐力に対応する係数，\(\eta\) は大気の加熱効率である．

大気の加熱効率については，過去の研究では 0.25 という値がよく使用されている．しかし Shematovich et al. (2014) では，超熱的電子の生成を考慮に入れた場合，加熱効率は平均で 0.14 程度になることを示唆している．

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arXiv:1803.05095
Jung et al. (2018)
OGLE-2017-BLG-1522: A giant planet around a brown dwarf located in the Galactic bulge
(OGLE-2017-BLG-1522：銀河バルジ中に位置する褐色矮星周りの巨大惑星)

概要

マイクロレンズイベント OGLE-2017-BLG-1522 の発見について報告する．このイベントでは，高頻度のサーベイ観測によって，惑星による光度曲線への影響が明確に同定された．

増光のタイムスケールは ~ 7.5 日で，アインシュタイン半径は非常に小さく，0.065 mas であった．これはレンズ系が非常に低質量か，あるいはレンズ系が太陽よりもソース天体の方に近いか，あるいはその両方であることを意味している．

ベイズ解析からは，中心星は 46 (+79, -25) 木星質量，惑星は 0.75 (+1.26, -0.40) 木星質量，ソース天体とレンズ天体の距離は 0.99 (+0.91, -0.54) kpc と推定される．この系は，銀河バルジ中に存在する，褐色矮星/木星型惑星系の可能性がある．またこの推定距離は，レンズ天体とソース天体の相対的な固有運動が比較的小さいこととも整合する．

中心の褐色矮星と惑星の射影距離は 0.59 AU であり，惑星は中心星のスノーライン ~ 0.12 AU よりも外側に位置している．
一般的な惑星形成シナリオと，惑星と中心星の質量比が小さい (0.016) こと，また中心星と惑星の距離を合わせて考えると，この惑星は，褐色矮星周りの原始惑星系円盤の中で形成された巨大惑星の，初めての発見例である可能性がある．

褐色矮星まわりの惑星

中心星 OGLE-2017-BLG-1522L は，おそらく銀河バルジ中に存在する褐色矮星だと思われる．この天体が褐色矮星である可能性 (質量が 0.08 太陽質量未満) は ~ 76% である．

これまでに，巨大惑星を持つ褐色矮星は複数発見されている．しかし，それらの惑星-中心星の質量比 \(q\) はいずれも大きい ( \(q\gtrsim 0.1\) )．そのような系は，不安定な分子雲中での力学的な相互作用か (Bate 2009，2012)，あるいは分子雲コアの乱流分裂 (Padoan & Nordlund 2004) によって，連星系として形成されたと考えられる．従って，このような系での伴星天体は，惑星というよりは準恒星天体だとみなすことが出来る (Chabrier et al. 2014)．

一方で，今回のマイクロレンズイベントは中心星と惑星の質量比が小さい (\(q\sim 0.016\))．この事実と，最近の若い褐色矮星周りの重い円盤 (木星質量程度以上) の発見報告 (Hervey et al. 2012など) を考慮すると，この惑星質量天体 OGLE-2017-BLG-1522Lb は，連星としてではなく，惑星形成過程によって形成されたことが示唆される．そのため OGLE-2017-BLG-1522Lb は，惑星質量比を持つ褐色矮星主星の周りを公転する巨大惑星の，初めての検出例である可能性がある．

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arXiv:1803.05056
David et al. (2018)
Three small planets transiting the bright young field star EPIC 249622103
(明るく若い散在星 EPIC 249622103 をトランジットする 3 つの小さい惑星)

概要

K3 矮星 EPIC 249622103 のまわりの，3 個の小さいトランジット惑星の検出を報告する．ケプラー K2 ミッションの Campaign 15 の観測データから発見した．

中心星は比較的近傍にある明るい天体であり，視線速度法でのフォローアップ観測や将来的なジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (James Webb Space Telescope, JWST) を用いた大気の特徴付けのための観測の良い対象である．

内側の 2 惑星は高温のスーパーアースで，外側の 1 個は温暖なサブネプチューン惑星である．

恒星の自転，活動度，運動学的指標から，中心星の年齢は 3 億 6000 万歳と推定される．この系の惑星は，似た年齢の恒星周りの惑星と比べると膨張した半径を持っているという点で興味深く，大気の光蒸発かコア冷却，あるいは両方の機構と関連している可能性がある．

パラメータ

EPIC 249622103

スペクトル型：K3
光度：V = 10.7，Ks = 8.4
有効温度：4950 K
質量：0.800 太陽質量
半径：0.745 太陽半径
光度：0.300 太陽光度
金属量：[Fe/H] = 0.07
自転周期：9.754 日
距離：69 pc

EPIC 249622103b

軌道周期：2.46746 日
半径：1.398 地球半径
軌道長半径：0.03317 AU
日射量：地球の 273 倍
平衡温度：1030 K (アルベド 0.3 を仮定)

EPIC 249622103c

軌道周期：7.06142 日
半径：1.335 地球半径
軌道長半径：0.06687 AU
日射量：地球の 67.1 倍
平衡温度：728 K (アルベド 0.3 を仮定)

EPIC 249622103d

軌道周期：24.3662 日
半径：2.64 地球半径
軌道長半径：0.1527 AU
日射量：地球の 12.9 倍
平衡温度：482 K (アルベド 0.3 を仮定)

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arXiv:1803.05437
Liu et al. (2018)
New constraints on turbulence and embedded planet mass in the HD 163296 disk from planet-disk hydrodynamic simulations
(惑星-円盤流体力学シミュレーションからの HD 163296 円盤中の乱流と埋め込まれた惑星質量に対する新しい制約)

概要

最近行われた，アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA) での Herbig Ae 星 (ハービッグ Ae 星) HD 163296 まわりの原始惑星系円盤の観測では，円盤中に 3 つのダストのギャップ構造が検出されている．ギャップの半径はそれぞれ 60, 100, 160 au であり，観測は 1.3 mm 連続波で行われた．

さらに，真ん中と外側のダストギャップでは，一酸化炭素のガスの量も減少していることが分かっている．しかし一酸化炭素の減少は，内側のダストギャップでは検出されなかった．


ここでは，惑星-円盤の相互作用モデルを検証するため，二次元の二流体 (ガスとダスト) の流体力学シミュレーションを，3 次元輻射輸送シミュレーションと組み合わせた．

その結果，一番目のギャップにおける高いガス-ダスト比をフィットするためには，Shakura-Sunyaev の粘性パラメータ \(\alpha\) は，内側の円盤では非常に小さく，10^-4 程度以下である必要があることが判明した．一方で円盤の外側領域では，ダスト面密度を再現するためには比較的大きな値である ~ 7.5 × 10^-3 が必要である．

この円盤領域での \(\alpha\) の変化は，円盤内側領域での磁気回転不安定性 (magnetorotational instability, MRI) デッドゾーン (MRI が発生しない領域) から，円盤外側領域の MRI アクティブゾーン (MRI が発生する領域) への遷移の指標として解釈できる．

~ 100 au 以内では，この天体の円盤の電離度は低く，非理想 MHD 効果が MRI の発達を抑制する．そのため，円盤の外側領域は層流状態になっている．
一方で円盤の電離度は遠方に向かって徐々に上昇し，最も外側 (300 au 以上) では MRI の発達によって乱流的になる．この状況で，観測されたダスト連続波と一酸化炭素のガス輝線の構造は，木星の半分程度の質量を持つ惑星 3 つによってフィットできることが分かった．それぞれ 59, 105, 160 au の距離にある，0.46, 0.46, 0.58 木星質量の惑星で説明が可能である．

研究背景

原始惑星系円盤の詳細構造の観測

ALMA による観測で，太陽系近傍の若い恒星まわりの星周円盤の構造が明らかになってきている．例えば HL Tau (おうし座 HL 星，ALMA Partnership et al. 2015)，TW Hya (うみへび座 TW 星，Andrews et al. 2016) などである．円盤中のダストのギャップ構造の形成メカニズムとして，様々な説が提唱されている．原始惑星系円盤内に隠れた惑星によって開けられたとするもの (Dipierro et al. 2015，Dong et al. 2015，Jin et al. 2016)，帯状流によるとするもの (Johansen et al. 2009，Flock et al. 2015など)，ロスビー波不安定 (Rossby wave instability) によるとするもの (Lovelace et al. 1999，Li et al. 2000, 2001)，揮発性物質のスノーライン付近での急速なペブルの成長によるとするもの (Ros & Johansen 2013，Zhang et al. 2015，2016) などである．

HD 163296 まわりの円盤

Isella et al. (2016) は，ハービッグ Ae 星という種類の天体である HD 163296 の周りに存在するリング状の原始惑星系円盤についての，ALMA を用いたミリメートルサイズダスト粒子と分子ガスの空間分布についての初めての決定的な研究を発表した．

HD 163296 は class II の若い恒星状天体 (young stellar object, YSO) であり，2.3 太陽質量，有効温度は 9500 K である (Natta et al. 2004)，地球からの距離はわずか 122 pc (van den Ancker et al. 1997) である．

この天体は，中心星から ~ 550 au の距離まで広がるガス円盤を持っている．
Isella et al. (2016) は，ダスト連続波中に 3 つの明暗リング構造を検出した．これは HL Tau まわりの円盤で発見されているものと類似している．さらに，¹²CO，¹³CO と C¹⁸O の J = 2-1 輝線も ALMA で取得した．その結果，中間と外側のギャップに対応する位置でガスが減少していることが検出されたが，内側ギャップではガスの減少は検出されなかった．

そのため，中間と外側のギャップは惑星-円盤相互作用シナリオで説明できるが，内側のギャップは，MHD 不安定や揮発性物質の凍結など，さらなる物理過程が必要であると示唆している．
ここでは，発見されている 3 つのギャップが全て惑星-円盤相互作用によるものであるという可能性を追求した．

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arXiv:1803.04091
Yu et al. (2018)
Planetary Candidates from K2 Campaign 16
(K2 Campaign 16 からの惑星候補)

概要

ケプラー K2 ミッションの Campaign 16 で取得されたデータから同定した，興味深い観測ターゲットのカタログを提供する．この中には，32 個の高品質な惑星候補シグナルと，54 個の惑星か偽陽性のどちらの可能性も有り得るシグナル，169 個の食連星シグナル，および 217 個のその他の規則的な周期変動源を含んでいる．ここではこれらの全ての光度曲線の情報を提供する．

この中で特に興味深い対象は，明るい F 型矮星 HD 73344 (各バンドでの光度が V = 6.9，K = 5.6) を公転する惑星候補シグナルである．軌道周期は 15 日である．もしこのシグナルが惑星だと確認されれば，トランジット深さはこの惑星の半径が 2.6 地球半径であることに対応している．このシグナルは，視線速度法での特徴付けに適している．

HD 73344 (別名：HIP 42403, EPIC 212178066) は，距離が 35.0 pc (Gaia Collaboration et al. 2016)，有効温度 6120 K，1.15 太陽半径，1.26 太陽質量の恒星である．シグナルが惑星だとすると 2.6 地球半径の惑星に相当し，半径から質量を推定すると 10 地球質量となる (Wolfgang et al. 2016)．この質量は，視線速度の振幅 ~ 2 m/s に対応し，現在の装置で検出可能である．

Campaign 16 は，K2 ミッションの観測キャンペーンのうち，2 回しかない “forward-facing” モードのうちの 1 回である，このモードの観測方向の場合，地上からすぐにフォローアップ観測が可能な位置関係にある．

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