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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.09933
Hendler et al. (2017)
A likely planet-induced gap in the disk around T Cha
(カメレオン座T星回りの円盤の惑星に誘起されたと思われるギャップ)
観測の結果，円盤中に複数のダスト構造を検出した．内側の円盤，空間分解されたダストのギャップ構造，そしてその外側のリング構造である．
モデルを組み合わせて解析したところ，内側部分の電波放射はコンパクトで，半径にすると 1 au 以下の範囲からの放射である．その外側にあるギャップの幅は 18 - 28 au である．さらに，外側リングからの放射は，~ 36 au で極大をとる．
今回得られた ALMA での画像を，過去に得られていた 1.6 µm 波長での VLT/SPHERE による画像と比較して解析した．
その結果，外側のリングの場所は波長依存性があることが判明した．より詳細には，波長 1.6 µm で検出されたリング構造よりも，波長 3 mm で今回検出されたリング構造の方が，大きな軌道半径に位置している．これは，円盤の外側領域では，ミクロンサイズの粒子に比べて，ミリメートルサイズの粒子のほうが中心星より遠くにいることを示唆している．
この発見を説明し得る，異なるシナリオについて議論する．観測された構造を実現するシナリオとしては，円盤内のデッドゾーン，恒星によって駆動される円盤の光蒸発，惑星と円盤の相互作用などがあり，これらを考慮して議論した．
その結果，観測されたダストのギャップ構造の起源としてもっともらしいのは，円盤内に存在する惑星との相互作用であるとするシナリオであると結論づけた，惑星が単一である場合，ギャップは 1.2 木星質量の惑星によって形作ることが出来る．
この天体は ε-Cha アソシエーション (カメレオン座イプシロンアソシエーション) の中に位置しており，このアソシエーションまでの距離は 107 ± 3 pc である (Gaia Collaboration et al. 2016)．またこのアソシエーションの年齢推定は 2 - 10 Myr (200 万年 - 1000 万年) である (Ferna ́ndez et al. 2008; Ortega et al. 2009)．
高分散中間赤外線分光観測からは，このダストのギャップを超えて円盤風が存在する証拠が得られている，これは恒星が駆動する光蒸発による，低速な円盤風の存在と整合的なものである (Pascucci & Sterzik 2009など)．
一方，ALMA cycle 0 観測では，波長 0.85 mm での観測ではギャップを分解することが出来なかった，しかし，2 つの放射の極大が 40 au の間隔をおいて存在していることが同定されている．このことは，20 au サイズの空洞が円盤に空いていることを示唆している (Huelamo et al. 2015)．
興味深いことに，この空洞の中には惑星候補天体の検出が報告されているが (Huelamo et al. 2011)，その存在の真偽は未だに議論中である (Sallum et al. 2015)．
また Pohl et al. (2017) では，ギャップ内に存在するかもしれない惑星候補天体の質量の上限値を与えた．
ホットスタートモデル (形成時に多くのエントロピーを持ち込んだとする形成モデル) を仮定すると，中心星から 10.7 - 32.1 au の範囲に ~ 8.5 木星質量より重い天体が存在する可能性は排除される．これより遠方では，観測と整合する上限値は 2.0 木星質量である．
デッドゾーン内部では粒子の乱流速度が低く，粒子成長が効率的であるため，小さい粒子は欠乏する．その結果として，近赤外線とミリメートル波長で検出される空洞は同じサイズになることが期待される．MHD 円盤風の効果を合わせると，短い波長ではより小さい空洞になることが期待される．
しかし MHD 円盤風の場合，内側の円盤を長期間に渡って維持することが出来ない．これは，MHD 円盤風は円盤内側の物質を効率的に除去してしまい，ギャップではなく空洞を形成するからである．
そのため，デッドゾーンの効果，あるいはデッドゾーンと MHD 円盤風の組み合わせの効果は，観測されたギャップの成因とは考えにくい．
この天体が光蒸発由来の円盤風を持っていることは示されているが，光蒸発は質量降着率とギャップサイズの特定の組み合わせのみを予測する．
カメレオン座T星は大きな変動性を示し，UX Ori 型 (オリオン座UX型変光星) の振る舞いを見せる．これは Hα 線などの主要な輝線に大きな変動が見られることから示唆されている．
この変動が円盤からの降着の時間変動起源だと仮定すると，平均の降着率は 4 × 10-9 太陽質量/年と予想される (Schisano et al. 2009)．この質量降着率と，ギャップのサイズが 20 au 以上ということから，光蒸発は観測されたギャップを開けるもっともらしいメカニズムとは考えにくい．
重い惑星によって空洞が形成されるが，Pinilla et al. (2016) では，惑星質量が ~ 1 木星質量の場合は，1 Myr より長いタイムスケールで内側の円盤は維持される．ただし，より重い惑星が存在した場合はミクロンサイズからミリメートル・センチメートルサイズの粒子の全てが惑星によってフィルタリングされてしまうため，数百万年で内側の円盤は消失する．
arXiv:1711.09933
Hendler et al. (2017)
A likely planet-induced gap in the disk around T Cha
(カメレオン座T星回りの円盤の惑星に誘起されたと思われるギャップ)
概要
T Cha (カメレオン座T星) の周りにある，大きく傾いた遷移円盤 (transitional disk) を ALMA で観測した．3 mm 波長，0.11” × 0.06” の高分解能の観測である．観測の結果，円盤中に複数のダスト構造を検出した．内側の円盤，空間分解されたダストのギャップ構造，そしてその外側のリング構造である．
モデルを組み合わせて解析したところ，内側部分の電波放射はコンパクトで，半径にすると 1 au 以下の範囲からの放射である．その外側にあるギャップの幅は 18 - 28 au である．さらに，外側リングからの放射は，~ 36 au で極大をとる．
今回得られた ALMA での画像を，過去に得られていた 1.6 µm 波長での VLT/SPHERE による画像と比較して解析した．
その結果，外側のリングの場所は波長依存性があることが判明した．より詳細には，波長 1.6 µm で検出されたリング構造よりも，波長 3 mm で今回検出されたリング構造の方が，大きな軌道半径に位置している．これは，円盤の外側領域では，ミクロンサイズの粒子に比べて，ミリメートルサイズの粒子のほうが中心星より遠くにいることを示唆している．
この発見を説明し得る，異なるシナリオについて議論する．観測された構造を実現するシナリオとしては，円盤内のデッドゾーン，恒星によって駆動される円盤の光蒸発，惑星と円盤の相互作用などがあり，これらを考慮して議論した．
その結果，観測されたダストのギャップ構造の起源としてもっともらしいのは，円盤内に存在する惑星との相互作用であるとするシナリオであると結論づけた，惑星が単一である場合，ギャップは 1.2 木星質量の惑星によって形作ることが出来る．
研究背景
カメレオン座T星について
T Cha (T Chamaeleontis，カメレオン座T星) は T-Tauri star (おうし座T型星) という種類の星で，スペクトル型は G8 である (Alcala et al. 1993)．この天体は ε-Cha アソシエーション (カメレオン座イプシロンアソシエーション) の中に位置しており，このアソシエーションまでの距離は 107 ± 3 pc である (Gaia Collaboration et al. 2016)．またこのアソシエーションの年齢推定は 2 - 10 Myr (200 万年 - 1000 万年) である (Ferna ́ndez et al. 2008; Ortega et al. 2009)．
ギャップの検出
カメレオン座T星の周りの円盤中のギャップの存在は，最初は SED モデリングから示唆されており (Brown et al. 2007)，後に近赤外線の干渉計データの解析からも存在が示されていた (Olofsson et al. 2011, 2013)．高分散中間赤外線分光観測からは，このダストのギャップを超えて円盤風が存在する証拠が得られている，これは恒星が駆動する光蒸発による，低速な円盤風の存在と整合的なものである (Pascucci & Sterzik 2009など)．
一方，ALMA cycle 0 観測では，波長 0.85 mm での観測ではギャップを分解することが出来なかった，しかし，2 つの放射の極大が 40 au の間隔をおいて存在していることが同定されている．このことは，20 au サイズの空洞が円盤に空いていることを示唆している (Huelamo et al. 2015)．
興味深いことに，この空洞の中には惑星候補天体の検出が報告されているが (Huelamo et al. 2011)，その存在の真偽は未だに議論中である (Sallum et al. 2015)．
ギャップ外側のリング構造
最近の SPHERE/VLT による散乱偏光撮像観測では，外側のリング状の放射が存在していることが分解されている (Pohl et al. 2017)．この観測と輻射輸送モデルを組み合わせると，外側リングの内縁は ~ 30 au と推定されている．また Pohl et al. (2017) では，ギャップ内に存在するかもしれない惑星候補天体の質量の上限値を与えた．
ホットスタートモデル (形成時に多くのエントロピーを持ち込んだとする形成モデル) を仮定すると，中心星から 10.7 - 32.1 au の範囲に ~ 8.5 木星質量より重い天体が存在する可能性は排除される．これより遠方では，観測と整合する上限値は 2.0 木星質量である．
ギャップの形成メカニズムの考察
円盤のデッドゾーン
今回の観測で得られた結果と，検出されたのが空洞ではなくギャップであるという点を合わせると，この天体の円盤構造の起源として幾つかの機構を除外することが出来る．例えば，デッドゾーンの外縁での粒子のトラップは，遷移円盤で観測された構造を形成できる．デッドゾーン内部では粒子の乱流速度が低く，粒子成長が効率的であるため，小さい粒子は欠乏する．その結果として，近赤外線とミリメートル波長で検出される空洞は同じサイズになることが期待される．MHD 円盤風の効果を合わせると，短い波長ではより小さい空洞になることが期待される．
しかし MHD 円盤風の場合，内側の円盤を長期間に渡って維持することが出来ない．これは，MHD 円盤風は円盤内側の物質を効率的に除去してしまい，ギャップではなく空洞を形成するからである．
そのため，デッドゾーンの効果，あるいはデッドゾーンと MHD 円盤風の組み合わせの効果は，観測されたギャップの成因とは考えにくい．
光蒸発円盤風
光蒸発円盤風 (photoevaporative wind) は，恒星からの放射によって円盤のガスが持ち去られる現象である．この天体が光蒸発由来の円盤風を持っていることは示されているが，光蒸発は質量降着率とギャップサイズの特定の組み合わせのみを予測する．
カメレオン座T星は大きな変動性を示し，UX Ori 型 (オリオン座UX型変光星) の振る舞いを見せる．これは Hα 線などの主要な輝線に大きな変動が見られることから示唆されている．
この変動が円盤からの降着の時間変動起源だと仮定すると，平均の降着率は 4 × 10-9 太陽質量/年と予想される (Schisano et al. 2009)．この質量降着率と，ギャップのサイズが 20 au 以上ということから，光蒸発は観測されたギャップを開けるもっともらしいメカニズムとは考えにくい．
惑星-円盤相互作用
円盤内に惑星が存在した場合，惑星と円盤との相互作用により，空洞やギャップが形成されうる．重い惑星によって空洞が形成されるが，Pinilla et al. (2016) では，惑星質量が ~ 1 木星質量の場合は，1 Myr より長いタイムスケールで内側の円盤は維持される．ただし，より重い惑星が存在した場合はミクロンサイズからミリメートル・センチメートルサイズの粒子の全てが惑星によってフィルタリングされてしまうため，数百万年で内側の円盤は消失する．
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.09397
Zuluaga et al. (2017)
A general method for assessing the origin of interstellar small bodies: the case of 1I/2017 U1 (Oumuamua)
(恒星間小天体の起源を評価するための一般的な手法：1I/2017 U1 (Oumuamua) の場合)
2017 年 10 月 19 日，PANSTARRS サーベイの観測を用いて，高速で移動する天体が発見された．この天体は太陽中心の束縛されていない双曲線軌道に乗っていることが分かり，このことはこの天体が星間空間に起源を持つことを示唆している．
この天体は現在は公式に 1I/2017 U1 (Oumuamua) と呼称されている．
恒星間小天体の起源について調べることは，それらの天体の分布，空間密度，および元々の惑星系からの放出に関係する過程を理解するために重要である．
しかしこのような天体の軌道は特異であり，正確な軌道を決定するために利用可能な観測の数が限られてしまう．その結果として，その天体の軌道を ~ 105 - 106 年に渡って遡った時，軌道要素の小さな誤差が星間空間の位置における大きな不定性を生み出してしまう．
ここでは，観測された恒星間天体の起源となり得る系である確率を近傍の恒星に割り当てるための，一般的な方法を提示し，この手法を 1I/2017 U1 に適用した．その結果として，この天体の起源と思われる暫定的な恒星のリストと，それに対応する確率を提供する．
将来的に，この天体について，あるいは近傍の恒星についての情報が更新された場合，ここで提案した手法によって，天体の起源である確率を更新することが出来る．
arXiv:1711.09397
Zuluaga et al. (2017)
A general method for assessing the origin of interstellar small bodies: the case of 1I/2017 U1 (Oumuamua)
(恒星間小天体の起源を評価するための一般的な手法：1I/2017 U1 (Oumuamua) の場合)
概要
より深い観測を行うサーベイプログラムの登場により，太陽系に進入してきた小さい恒星間天体の発見が可能になった．2017 年 10 月 19 日，PANSTARRS サーベイの観測を用いて，高速で移動する天体が発見された．この天体は太陽中心の束縛されていない双曲線軌道に乗っていることが分かり，このことはこの天体が星間空間に起源を持つことを示唆している．
この天体は現在は公式に 1I/2017 U1 (Oumuamua) と呼称されている．
恒星間小天体の起源について調べることは，それらの天体の分布，空間密度，および元々の惑星系からの放出に関係する過程を理解するために重要である．
しかしこのような天体の軌道は特異であり，正確な軌道を決定するために利用可能な観測の数が限られてしまう．その結果として，その天体の軌道を ~ 105 - 106 年に渡って遡った時，軌道要素の小さな誤差が星間空間の位置における大きな不定性を生み出してしまう．
ここでは，観測された恒星間天体の起源となり得る系である確率を近傍の恒星に割り当てるための，一般的な方法を提示し，この手法を 1I/2017 U1 に適用した．その結果として，この天体の起源と思われる暫定的な恒星のリストと，それに対応する確率を提供する．
将来的に，この天体について，あるいは近傍の恒星についての情報が更新された場合，ここで提案した手法によって，天体の起源である確率を更新することが出来る．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.09599
Raymond et al. (2017)
Implications of the interstellar object 1I/'Oumuamua for planetary dynamics and planetesimal formation
(恒星間天体オウムアムアの惑星系力学と微惑星形成への応用)
またオウムアムアは，銀河系内の恒星について，平均的には 1 太陽質量につきおよそ 1 地球質量の微惑星が弾き出されるだろうという制約を与える．
ここでは，岩石微惑星と氷微惑星の両方を含んだ巨大惑星の力学的シミュレーションを用いて，恒星系から放出される小天体のポピュレーションについての考察を行った．その結果，もしオウムアムアが同程度の小さい天体によって質量の大部分が閉められるポピュレーション中の氷微惑星であった場合，この平均の質量放出効率は既知の系外惑星のポピュレーションと整合的であることが分かった．
小惑星的な組成の小天体の放出は力学的には不利である．小惑星的な組成の小天体が多く放出されるためには，小惑星帯の質量が典型的な値に対して大きいものである必要があり，なおかつ岩石微惑星に対する氷微惑星の個数比が低い値である必要がある．
天体の組成にかかわらず，重い天体によって占められる広い微惑星質量関数を抽出する場合，オウムアムアのような天体を発見する可能性は非常に低い．したがって，オウムアムアのような天体の更なる検出は，ストリーミング不安定に誘起された微惑星質量関数の予測に対して，強い制限を与える．あるいは，若い恒星周りの惑星形成円盤の遠方領域で発生する，予期せぬ衝突や力学的進化の存在を示すものであるかもしれない．
arXiv:1711.09599
Raymond et al. (2017)
Implications of the interstellar object 1I/'Oumuamua for planetary dynamics and planetesimal formation
(恒星間天体オウムアムアの惑星系力学と微惑星形成への応用)
概要
初めての確実な恒星間小惑星である，100 m 程度のサイズの 1I/‘Oumuamua (オウムアムア) は，太陽系を双曲線軌道で通過しているところを発見された．この天体は，遠い恒星系から弾き出された天体であると考えられる．またオウムアムアは，銀河系内の恒星について，平均的には 1 太陽質量につきおよそ 1 地球質量の微惑星が弾き出されるだろうという制約を与える．
ここでは，岩石微惑星と氷微惑星の両方を含んだ巨大惑星の力学的シミュレーションを用いて，恒星系から放出される小天体のポピュレーションについての考察を行った．その結果，もしオウムアムアが同程度の小さい天体によって質量の大部分が閉められるポピュレーション中の氷微惑星であった場合，この平均の質量放出効率は既知の系外惑星のポピュレーションと整合的であることが分かった．
小惑星的な組成の小天体の放出は力学的には不利である．小惑星的な組成の小天体が多く放出されるためには，小惑星帯の質量が典型的な値に対して大きいものである必要があり，なおかつ岩石微惑星に対する氷微惑星の個数比が低い値である必要がある．
天体の組成にかかわらず，重い天体によって占められる広い微惑星質量関数を抽出する場合，オウムアムアのような天体を発見する可能性は非常に低い．したがって，オウムアムアのような天体の更なる検出は，ストリーミング不安定に誘起された微惑星質量関数の予測に対して，強い制限を与える．あるいは，若い恒星周りの惑星形成円盤の遠方領域で発生する，予期せぬ衝突や力学的進化の存在を示すものであるかもしれない．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.08463
Dobbs-Dixon & Cowan (2017)
Wavelength Does Not Equal Pressure: Vertical Contribution Functions and their Implications for Mapping Hot Jupiters
(波長は圧力とイコールではない：鉛直方向の寄与関数とそのホットジュピターマッピングへの示唆)
例えば 3.6 µm での放射は，より長波長での水蒸気による吸収が大きいために，4.5 µm よりも深い大気層に起源を持つことになる．熱輸送効率は大気の圧力とともに増加するため，3.6 µm の熱位相曲線は 4.5 µm での熱位相曲線よりも小さい振幅を示し，大きな位相のズレを示すことが予想される．
しかし，実際にはこの傾向は観測されない．
3.6 µm と 4.5 µm 双方での軌道位相曲線が観測されている 7 個のホットジュピターのうち，その全てで 4.5 µm よりも 3.6 µm の位相振幅の方が大きい．また，7 個中 4 個は 3.6 µm でより大きな位相のずれを示す．
ここでは，大気が熱化学平衡にあることを仮定し，3 次元輻射流体力学モデルを用いて HD 189733b の理論的な位相曲線を計算した．このモデルは，主に炭素化学反応によって駆動される，温度・圧力・波長に依存する不透明度を示す．
惑星の昼側の半球においては，炭素は一酸化炭素として存在した方がエネルギー的に有利だが，低温な夜側ではメタンの状態にある方が好ましい．従って，赤外線での不透明度は昼と夜の間で数桁変化し，波長ごとの光球に大きな垂直方向のずれを生じさせ，観測されたスペクトルデータによる食や位相のマッピングを複雑にする．
今回のモデルは，4.5 µm よりも 3.6 µm で相対的な位相振幅が大きく，さらに位相のズレも大きくなることを予測する．これは観測データと一致する傾向である．
このモデルは，観測されている位相曲線を定性的に説明することが出来る．しかし，大気の高温領域からの一酸化炭素の輸送によって帯状に一様な大気組成になることを予測している，従来の熱化学運動学モデルとは異なる結果を示す．
arXiv:1711.08463
Dobbs-Dixon & Cowan (2017)
Wavelength Does Not Equal Pressure: Vertical Contribution Functions and their Implications for Mapping Hot Jupiters
(波長は圧力とイコールではない：鉛直方向の寄与関数とそのホットジュピターマッピングへの示唆)
概要
多波長での系外惑星の位相変動は，惑星の経度方向の温度分布を大気中の高度の関数として推定することを，原理的に可能にする．例えば 3.6 µm での放射は，より長波長での水蒸気による吸収が大きいために，4.5 µm よりも深い大気層に起源を持つことになる．熱輸送効率は大気の圧力とともに増加するため，3.6 µm の熱位相曲線は 4.5 µm での熱位相曲線よりも小さい振幅を示し，大きな位相のズレを示すことが予想される．
しかし，実際にはこの傾向は観測されない．
3.6 µm と 4.5 µm 双方での軌道位相曲線が観測されている 7 個のホットジュピターのうち，その全てで 4.5 µm よりも 3.6 µm の位相振幅の方が大きい．また，7 個中 4 個は 3.6 µm でより大きな位相のずれを示す．
ここでは，大気が熱化学平衡にあることを仮定し，3 次元輻射流体力学モデルを用いて HD 189733b の理論的な位相曲線を計算した．このモデルは，主に炭素化学反応によって駆動される，温度・圧力・波長に依存する不透明度を示す．
惑星の昼側の半球においては，炭素は一酸化炭素として存在した方がエネルギー的に有利だが，低温な夜側ではメタンの状態にある方が好ましい．従って，赤外線での不透明度は昼と夜の間で数桁変化し，波長ごとの光球に大きな垂直方向のずれを生じさせ，観測されたスペクトルデータによる食や位相のマッピングを複雑にする．
今回のモデルは，4.5 µm よりも 3.6 µm で相対的な位相振幅が大きく，さらに位相のズレも大きくなることを予測する．これは観測データと一致する傾向である．
このモデルは，観測されている位相曲線を定性的に説明することが出来る．しかし，大気の高温領域からの一酸化炭素の輸送によって帯状に一様な大気組成になることを予測している，従来の熱化学運動学モデルとは異なる結果を示す．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.08800
Feng & Jones (2017)
`Oumuamua as a messenger from the Local Association
(局所アソシエーションからの使者としてのオウムアムア)
ここでは，23 万個の近傍の恒星の軌道を計算することにより，近星点が 5 pc よりも近い 109 回の遭遇を発見した．オウムアムアが持つ特異速度の値は小さく，この事は似た速度を持った若い恒星のアソシエーションに起源を持つことを示唆している．特に，オウムアムアは局所アソシエーションに所属する，少なくとも 5 個の若い恒星とのゆっくりとした遭遇を経験した可能性があることを指摘し，このアソシエーションがオウムアムアの形成と放出の起源としてもっともらしいということを示唆する．
この天体が極端に細長い形状を持つことに加え，この天体の示す赤っぽい色は，有機物に富んでいて活動性のない表面であることを示唆している．これらの特性は，若い恒星系の中間的な軌道において，惑星とデブリ天体との高エネルギーの衝突現象を介して形成されたとする考えと整合的であると思われる．
このような，直径が 100 m よりも大きい恒星間天体については，1 立方天文単位の範囲に 6.0 × 10-3 個程度存在すると推定される．またそれらの大部分は，銀河ハロー中に放出される可能性が高いということも発見した．
この天体の公開されている光度曲線のベイズ解析からは，この天体の自転周期は 6.96 (+1.45, -0.39) 時間であることが示唆される，この自転周期は Meech et al. (2017) の推定と整合的であるが，その他の文献よりは短い．
arXiv:1711.08800
Feng & Jones (2017)
`Oumuamua as a messenger from the Local Association
(局所アソシエーションからの使者としてのオウムアムア)
概要
オウムアムア (1I/2017 U1 (`Oumuamua)) は，初めて確認された恒星間天体である．しかしその起源はあまり分かっていない．ここでは，23 万個の近傍の恒星の軌道を計算することにより，近星点が 5 pc よりも近い 109 回の遭遇を発見した．オウムアムアが持つ特異速度の値は小さく，この事は似た速度を持った若い恒星のアソシエーションに起源を持つことを示唆している．特に，オウムアムアは局所アソシエーションに所属する，少なくとも 5 個の若い恒星とのゆっくりとした遭遇を経験した可能性があることを指摘し，このアソシエーションがオウムアムアの形成と放出の起源としてもっともらしいということを示唆する．
この天体が極端に細長い形状を持つことに加え，この天体の示す赤っぽい色は，有機物に富んでいて活動性のない表面であることを示唆している．これらの特性は，若い恒星系の中間的な軌道において，惑星とデブリ天体との高エネルギーの衝突現象を介して形成されたとする考えと整合的であると思われる．
このような，直径が 100 m よりも大きい恒星間天体については，1 立方天文単位の範囲に 6.0 × 10-3 個程度存在すると推定される．またそれらの大部分は，銀河ハロー中に放出される可能性が高いということも発見した．
この天体の公開されている光度曲線のベイズ解析からは，この天体の自転周期は 6.96 (+1.45, -0.39) 時間であることが示唆される，この自転周期は Meech et al. (2017) の推定と整合的であるが，その他の文献よりは短い．
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