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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.06214
Bannister et al. (2017)
Col-OSSOS: Colors of the Interstellar Planetesimal 1I/2017 U1 in Context with the Solar System
(Col-OSSOS：太陽系でのコンテクストにおける恒星間微惑星 1I/2017 U1 の色)
この天体を，8.1 m Frederick C. Gillett Gemini North Telescope を用いて g’, r’, J バンドでほぼ同時に測光観測を行った，また，4.2 m William Herschel Telescope で g, r, i バンドで測光観測を行った．
ここで得た g’r’J 観測を，Colours of the Outer Solar System Origins Survey (Col-OSSOS) の高精度観測で得られた太陽系内天体の結果と直接比較した．この比較から，外部太陽系天体の表面とを区別する独自の診断法を提供する．
今回の観測では，オウムアムアが光度曲線に二重ピークを持つ 8.10 ± 0.42 時間の周期で回転していることを確認した．
また，軸比が少なくとも 5.3:1 の非常に細長い天体であることを確認した．
このことは，天体内部の結合が強いことを示唆している．
arXiv:1711.06214
Bannister et al. (2017)
Col-OSSOS: Colors of the Interstellar Planetesimal 1I/2017 U1 in Context with the Solar System
(Col-OSSOS：太陽系でのコンテクストにおける恒星間微惑星 1I/2017 U1 の色)
概要
Pan-STARRS1 によって最近発見された，重力的に束縛されておらず双曲線軌道にある天体 1I/2017 U1 (‘Oumuamua) (オウムアムア) は，他の恒星における惑星形成過程や，微惑星表面への星間環境の影響を探査することができる希少な機会を提供してくれる．この天体を，8.1 m Frederick C. Gillett Gemini North Telescope を用いて g’, r’, J バンドでほぼ同時に測光観測を行った，また，4.2 m William Herschel Telescope で g, r, i バンドで測光観測を行った．
ここで得た g’r’J 観測を，Colours of the Outer Solar System Origins Survey (Col-OSSOS) の高精度観測で得られた太陽系内天体の結果と直接比較した．この比較から，外部太陽系天体の表面とを区別する独自の診断法を提供する．
今回の観測では，オウムアムアが光度曲線に二重ピークを持つ 8.10 ± 0.42 時間の周期で回転していることを確認した．
また，軸比が少なくとも 5.3:1 の非常に細長い天体であることを確認した．
このことは，天体内部の結合が強いことを示唆している．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.05269
Oklopčić & Hirata (2017)
A New Window into Escaping Exoplanet Atmospheres: 10830 Å Line of Metastable Helium
(系外惑星の散逸する大気を見るための新しい窓：準安定ヘリウムの 10830 Å 線)
しかし，ライマンアルファ線のコア部分 (スペクトル線の中心部分) は，星間空間での吸収と地球コロナ放射によって大きく影響を受ける．そのため，ライマンアルファ線のスペクトルの一部から抽出できる，系外惑星の大気についての情報が制限されてしまう．
そのため，原子のスペクトル線を用いたトランジット観測で，
(a) 希薄な外気圏のガスをトレースできるほどの感度があり
(b) 星間物質による大きな吸収の影響を受けない
という性質を持つものが，より詳細な観測を可能にし，大気散逸の理論モデルにおける制約を与えることが出来る．
準安定ヘリウムの 10830 Å の吸収線が，上記の両方の条件を系外惑星で満たす可能性がある．
ここでは 1 次元の水素とヘリウムを含む大気散逸モデルを構築する．そのモデルを用いて，23 S 準安定励起状態にあるヘリウムの密度分布を計算した．また 10830 Å での期待されるトランジット時の吸収を，大気散逸を起こしている事が知られている 2 つの惑星に対して計算した．
その結果，GJ 436b 的な惑星と HD 209458b 的な惑星は，10830 Å で大きなトランジット深さを持ち，それぞれラインコアで ~ 10% と ~ 4% のトランジット深さになることが予想される．
エネルギーが最も低い三重項準位 (23S1) は，選択則によって放射遷移が強く抑制されるため，一重項の基底状態 (11S0) からほぼ切り離される．
磁気双極子遷移公式に対する相対論的および有限波長の補正により，23S1 三重項ヘリウムは，2.2 時間という非常に長い寿命で一重項の基底状態に放射減衰することができる (Drake 1971)．
23S1 状態は，再結合または基底状態からの衝突励起によって生み出される．この状態の減少はゆっくり進むため準安定状態であり，そのため吸収線の起源になることが期待される．
準安定状態から 23P 状態への共鳴散乱が，10830 Å での吸収を生み出す．この遷移は実際には 3 つの線で構成されており，それらのうち 2 つ，10830.34 Å と 10830.25 Å はほとんど区別ができないが，一方で最初の 2 つよりも小さな発振強度を持つ 3 つ目の要素は 10829.09 Å である．
準安定状態のヘリウムの 10830 Å 線は，恒星風の動力学の探査 (Dupree et al. 1992, Edwards et al. 2003など)，活動銀河核のアウトフローの探査 (Leighly et al. 2011など) などに利用されている．
この線はこれまでも系外惑星の大気探査において最も有望なスペクトル特徴の一つとして同定されていたにも関わらず (Seager & Sasselov 2000)，これまでに検出例はない (Moutou et al. 2003など)．
これまでの散逸大気のモデルはヘリウムの準安定状態を具体的にモデル化することなく，中性粒子およびイオンという視点でのみ，水素もしくはトラッキングされたヘリウムに焦点を当てていた．
ここでは，1 次元の散逸大気モデルの中でヘリウムのポピュレーションを計算し，準安定なヘリウムによる吸収線の深さを推定した．
GJ 437b 的な惑星の場合は，HD 209458b 的な惑星よりもトランジットが深いため検出しやすい．
これは，
(a) 重力ポテンシャルが小さい惑星からの散逸大気は，重い惑星と比べて高い高度でより高密度になると言う事実 (Salz et al. 2016)
(b) 準安定ヘリウム状態を作り出す放射と減らす放射のフラックス比がちょうどよい
という効果の組み合わせによるものである．
準安定状態のヘリウムのポピュレーションレベルに影響を与える可能性がある要素は，水素をイオン化する放射フラックスである．このフラックスは水素の電離度と電子数密度に影響を与える．その結果として，衝突を介してヘリウムの準安定状態を減少させる機構に相対的に寄与する．
恒星や惑星の様々な特性が，期待される 10830 Å での吸収にどのように影響を及ぼすかは，将来的な検討課題である．
arXiv:1711.05269
Oklopčić & Hirata (2017)
A New Window into Escaping Exoplanet Atmospheres: 10830 Å Line of Metastable Helium
(系外惑星の散逸する大気を見るための新しい窓：準安定ヘリウムの 10830 Å 線)
概要
これまでにいくつかの系外惑星で，系外惑星の大気が散逸していることを示す観測的な証拠が得られている．この証拠は紫外線での強いトランジットシグナル，特に水素のライマンアルファ線の裾野部分でのトランジットの検出によるものである．しかし，ライマンアルファ線のコア部分 (スペクトル線の中心部分) は，星間空間での吸収と地球コロナ放射によって大きく影響を受ける．そのため，ライマンアルファ線のスペクトルの一部から抽出できる，系外惑星の大気についての情報が制限されてしまう．
そのため，原子のスペクトル線を用いたトランジット観測で，
(a) 希薄な外気圏のガスをトレースできるほどの感度があり
(b) 星間物質による大きな吸収の影響を受けない
という性質を持つものが，より詳細な観測を可能にし，大気散逸の理論モデルにおける制約を与えることが出来る．
準安定ヘリウムの 10830 Å の吸収線が，上記の両方の条件を系外惑星で満たす可能性がある．
ここでは 1 次元の水素とヘリウムを含む大気散逸モデルを構築する．そのモデルを用いて，23 S 準安定励起状態にあるヘリウムの密度分布を計算した．また 10830 Å での期待されるトランジット時の吸収を，大気散逸を起こしている事が知られている 2 つの惑星に対して計算した．
その結果，GJ 436b 的な惑星と HD 209458b 的な惑星は，10830 Å で大きなトランジット深さを持ち，それぞれラインコアで ~ 10% と ~ 4% のトランジット深さになることが予想される．
ヘリウムの準安定状態と 10830 Å 線
ヘリウム原子は，2 つの電子のスピンの相対配置によって 2 つの形態がある．スピンが反並行になっている状態である singlet (一重項) と，平行になっている triplet (三重項) である，エネルギーが最も低い三重項準位 (23S1) は，選択則によって放射遷移が強く抑制されるため，一重項の基底状態 (11S0) からほぼ切り離される．
磁気双極子遷移公式に対する相対論的および有限波長の補正により，23S1 三重項ヘリウムは，2.2 時間という非常に長い寿命で一重項の基底状態に放射減衰することができる (Drake 1971)．
23S1 状態は，再結合または基底状態からの衝突励起によって生み出される．この状態の減少はゆっくり進むため準安定状態であり，そのため吸収線の起源になることが期待される．
準安定状態から 23P 状態への共鳴散乱が，10830 Å での吸収を生み出す．この遷移は実際には 3 つの線で構成されており，それらのうち 2 つ，10830.34 Å と 10830.25 Å はほとんど区別ができないが，一方で最初の 2 つよりも小さな発振強度を持つ 3 つ目の要素は 10829.09 Å である．
準安定状態のヘリウムの 10830 Å 線は，恒星風の動力学の探査 (Dupree et al. 1992, Edwards et al. 2003など)，活動銀河核のアウトフローの探査 (Leighly et al. 2011など) などに利用されている．
この線はこれまでも系外惑星の大気探査において最も有望なスペクトル特徴の一つとして同定されていたにも関わらず (Seager & Sasselov 2000)，これまでに検出例はない (Moutou et al. 2003など)．
これまでの散逸大気のモデルはヘリウムの準安定状態を具体的にモデル化することなく，中性粒子およびイオンという視点でのみ，水素もしくはトラッキングされたヘリウムに焦点を当てていた．
ここでは，1 次元の散逸大気モデルの中でヘリウムのポピュレーションを計算し，準安定なヘリウムによる吸収線の深さを推定した．
議論と結論
モデル計算から，準安定状態のヘリウムによる 10830 Å でのトランジット深さは，HD 209458b の場合は 4% 程度，GJ 436b の場合は 10% 程度の深さになることが期待される．また 10829.09 Å にも吸収があり，こちらは ~ 2% 程度の深さが期待される．GJ 437b 的な惑星の場合は，HD 209458b 的な惑星よりもトランジットが深いため検出しやすい．
これは，
(a) 重力ポテンシャルが小さい惑星からの散逸大気は，重い惑星と比べて高い高度でより高密度になると言う事実 (Salz et al. 2016)
(b) 準安定ヘリウム状態を作り出す放射と減らす放射のフラックス比がちょうどよい
という効果の組み合わせによるものである．
準安定状態のヘリウムのポピュレーションレベルに影響を与える可能性がある要素は，水素をイオン化する放射フラックスである．このフラックスは水素の電離度と電子数密度に影響を与える．その結果として，衝突を介してヘリウムの準安定状態を減少させる機構に相対的に寄与する．
恒星や惑星の様々な特性が，期待される 10830 Å での吸収にどのように影響を及ぼすかは，将来的な検討課題である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.05334
Hoeijmakers et al. (2017)
Searching for reflected light from τ Bootis b with high-resolution ground-based spectroscopy: Approaching the 10−5 contrast barrier
(高分散地上分光観測によるうしかい座タウ星b の反射光の探査：10-5 のコントラスト差バリアへのアプローチ)
ホットジュピターが初めて検出されて以降，表面で反射光を検出する試みは行われている．しかしホットジュピターは光をよく反射する雲層が一般的に欠けているため，アルベドは低い傾向がある．そのため反射光の検出に成功した例は非常に限定されている．
この研究の目的は，tau Boo b (うしかい座タウ星b) の反射光を探査することである．この惑星はホットジュピターであり，中心星のうしかい座タウ星はホットジュピターを持つ恒星の中では最も明るい部類である．
1997 年にこの惑星が発見されて以降，高分散分光観測を用いて惑星表面での反射光の観測が何度か行われてきた．ここでは，それらのデータを一つのメタ解析に統合し，2000 を超える高分散スペクトルを解析した．解析に用いたこれらのデータは，UVES, ESPaDOnS, NARVAL UES と HARPS-N で取得されたもので，観測期間は 1998 - 2013 年にまたがっている．
それぞれのスペクトルから恒星由来のスペクトルを取り除き，その後 PHOENIX モデルスペクトルを用いて相互相関を取った．
その結果，惑星と恒星のコントラストの 3 σ の上限値として，1.5 × 10-5 を達成した．
この惑星の半径が 1.15 木星半径だとすると，この値は可視光の 400 - 700 nm の範囲でアルベドが 0.12 であることに相当する．
今回得られた低いアルベドの推定値は，宇宙空間からの観測による別のホットジュピターの二次食と位相曲線の観測，およびそれらの惑星の反射特性に対する理論的な予言と一致するものである．
arXiv:1711.05334
Hoeijmakers et al. (2017)
Searching for reflected light from τ Bootis b with high-resolution ground-based spectroscopy: Approaching the 10−5 contrast barrier
(高分散地上分光観測によるうしかい座タウ星b の反射光の探査：10-5 のコントラスト差バリアへのアプローチ)
概要
系外惑星の表面で反射した恒星光の測定は，恒星と惑星の光度のコントラストが非常に大きいため難しい．例えばホットジュピターの場合，惑星のアルベド (反射率)・半径・軌道距離に依存するが，コントラストは 10-6 - 10-4 程度になる．ホットジュピターが初めて検出されて以降，表面で反射光を検出する試みは行われている．しかしホットジュピターは光をよく反射する雲層が一般的に欠けているため，アルベドは低い傾向がある．そのため反射光の検出に成功した例は非常に限定されている．
この研究の目的は，tau Boo b (うしかい座タウ星b) の反射光を探査することである．この惑星はホットジュピターであり，中心星のうしかい座タウ星はホットジュピターを持つ恒星の中では最も明るい部類である．
1997 年にこの惑星が発見されて以降，高分散分光観測を用いて惑星表面での反射光の観測が何度か行われてきた．ここでは，それらのデータを一つのメタ解析に統合し，2000 を超える高分散スペクトルを解析した．解析に用いたこれらのデータは，UVES, ESPaDOnS, NARVAL UES と HARPS-N で取得されたもので，観測期間は 1998 - 2013 年にまたがっている．
それぞれのスペクトルから恒星由来のスペクトルを取り除き，その後 PHOENIX モデルスペクトルを用いて相互相関を取った．
その結果，惑星と恒星のコントラストの 3 σ の上限値として，1.5 × 10-5 を達成した．
この惑星の半径が 1.15 木星半径だとすると，この値は可視光の 400 - 700 nm の範囲でアルベドが 0.12 であることに相当する．
今回得られた低いアルベドの推定値は，宇宙空間からの観測による別のホットジュピターの二次食と位相曲線の観測，およびそれらの惑星の反射特性に対する理論的な予言と一致するものである．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.05378
Wittenmyer et al. (2017)
The Pan-Pacific Planet Search VII: The most eccentric planet orbiting a giant star
(The Pan-Pacific Planet Search VII：巨星を公転する最もエキセントリックな惑星)
HD 76920b は，軌道離心率が 0.856 ± 0.009 であり，進化した恒星周りの惑星としては最も大きな軌道離心率を持つ惑星である．この恒星には検出されていない連星が存在することは示されておらず，観測された惑星の軌道離心率を実現するには，Kozai 振動よりも惑星同士の散乱イベントの方が好ましいことを示唆している．
この惑星候補天体は現在，恒星からおよそ 4 恒星半径の距離にまで近づく軌道にある．そのため，恒星の進化と潮汐作用の両方の効果によって，~ 100 Myr のタイムスケールで恒星に飲み込まれると予測される．
距離：184.8 pc
質量：1.17 太陽質量
金属量：[Fe/H] = -0.11
有効温度：4698 K
半径：7.47 太陽半径
光度：24.0 太陽光度
年齢：7.10 Gyr (71 億歳)
軌道離心率：0.856
最小質量：3.93 木星質量
軌道長半径：1.149 AU
これまで最も大きかったのは，iota Dra b (りゅう座イオタ星b) で，0.71 であった (Butler et al. 2006)．
HD 76920b の近日点は中心星半径の 5 倍程度であり，すなわち恒星の表面から恒星半径 4 個分程度にまで接近することになる．これは非常に近い接近だが 1 位ではなく，4 Uma b (おおぐま座4番星b) が，恒星表面から 2 恒星半径程度と，さらに近距離に接近する (D ̈ollingeret al. 2007)．
このような高軌道離心率の軌道は，恒星に伴星がある場合は Kozai-Lidov 機構で実現しうる (Kozai 1962, Lidov 1962)．しかしこの系には伴星の存在を示す兆候は発見されていない．そのため，惑星散乱によってこの極端な軌道が実現された可能性がある．
arXiv:1711.05378
Wittenmyer et al. (2017)
The Pan-Pacific Planet Search VII: The most eccentric planet orbiting a giant star
(The Pan-Pacific Planet Search VII：巨星を公転する最もエキセントリックな惑星)
概要
3 つの機器による視線速度観測から，K 型巨星 HD 76920 を公転する 4 木星質量の惑星候補の存在を明らかにした．HD 76920b は，軌道離心率が 0.856 ± 0.009 であり，進化した恒星周りの惑星としては最も大きな軌道離心率を持つ惑星である．この恒星には検出されていない連星が存在することは示されておらず，観測された惑星の軌道離心率を実現するには，Kozai 振動よりも惑星同士の散乱イベントの方が好ましいことを示唆している．
この惑星候補天体は現在，恒星からおよそ 4 恒星半径の距離にまで近づく軌道にある．そのため，恒星の進化と潮汐作用の両方の効果によって，~ 100 Myr のタイムスケールで恒星に飲み込まれると予測される．
パラメータ
HD 76920
スペクトル型：K1 III距離：184.8 pc
質量：1.17 太陽質量
金属量：[Fe/H] = -0.11
有効温度：4698 K
半径：7.47 太陽半径
光度：24.0 太陽光度
年齢：7.10 Gyr (71 億歳)
HD 76920b
軌道周期：415.4 日軌道離心率：0.856
最小質量：3.93 木星質量
軌道長半径：1.149 AU
議論
HD 76920b の軌道離心率はおよそ 0.85 であり，これは巨星を公転する惑星の中では最も大きな値である (ここでの巨星は，表面重力が log g < 3.5 のものを指す)．これまで最も大きかったのは，iota Dra b (りゅう座イオタ星b) で，0.71 であった (Butler et al. 2006)．
HD 76920b の近日点は中心星半径の 5 倍程度であり，すなわち恒星の表面から恒星半径 4 個分程度にまで接近することになる．これは非常に近い接近だが 1 位ではなく，4 Uma b (おおぐま座4番星b) が，恒星表面から 2 恒星半径程度と，さらに近距離に接近する (D ̈ollingeret al. 2007)．
このような高軌道離心率の軌道は，恒星に伴星がある場合は Kozai-Lidov 機構で実現しうる (Kozai 1962, Lidov 1962)．しかしこの系には伴星の存在を示す兆候は発見されていない．そのため，惑星散乱によってこの極端な軌道が実現された可能性がある．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1711.05687
Jewitt et al. (2017)
Interstellar Interloper 1I/2017 U1: Observations from the NOT and WIYN Telescopes
(恒星間の侵入者 1I/2017 U1：NOT と WIYN 望遠鏡による観測)
観測の結果，可視光でのカラーは B - V = 0.70 ± 0.06，V - R = 0.45 ± 0.05 であった．これらの値は D 型の木星トロヤ群小惑星が示す値の範囲と重複する．また，カイパーベルトに豊富に存在する，非常に赤い色を示す天体とは一致しないものである．
天体の平均の絶対等級は HV = 22.95 であり，幾何学的アルベドが 0.1 であると仮定すると，この天体の平均半径は 55 m と推定される．
また，彗星のコマは見られなかった．
観測から，この天体のダスト生成率の上限はわずか ~ 2 × 10-4 kg s-1 という上限が与えられた．そのため，天体の表面に数平方メートルを超えて氷が存在している可能性は否定される．
もしこの天体に氷などの揮発性物質が存在するのであれば，0.5 m を超える厚さの非揮発性の表面マントルの下に存在していなければならない．このような表面マントルは，星間物質中での恒常的な宇宙線の影響下では形成される可能性がある．
この天体の光度曲線の範囲は ~ 2.0 ± 0.2 mag. と異様に大きな値を示す．これが天体の自転に伴う光度曲線だと解釈すると，この天体は半径が ~ 230 m × 35 m と推定される．およそ 6:1 という軸比は大部分の太陽系の小型の小惑星と比べて極端な値であり，表面のアルベドの変化が光度の変化に寄与している可能性を示唆している．
光度曲線は 2 つの極大を持つ，自転周期 ~ 8.26 時間の特徴を示すが，データのエイリアシングの結果としてその周期は一意ではない．
1I/2017 U1 は，異様に細長い形状であることを除くと，物理的には平凡な，キロメートルサイズ未満で，やや赤っぽい，回転している，他の惑星系からの天体である．
この天体に類似した 100 m 程度のサイズの恒星間天体の，海王星軌道以内における定常状態の存在個数は ~ 104 個であり，それぞれの滞在時間は ~ 10 年である．
この天体の近日点距離は 0.254 AU であり，軌道離心率は 1.197，軌道傾斜角は 122.6° である．
この天体が近日点を通過したのは UT 2017 年 9 月 9 日で，発見される 5 週間前のことである．
軌道離心率が 1 を超える長周期彗星はこれまでに 337 個が発見されているが，いずれも惑星による摂動か，天体からの非対称な脱ガスによる反作用，あるいはその両方の効果によって，太陽系の脱出速度以上にまで加速されたオールトの雲起源の彗星であるとして説明が可能である (Kro ́likowska & Dybczyn ́ski 2017など)．
しかし U1 は特別であり，無限遠での速度が ~ 25 km s-1 と推定され，これは局所的な擾乱で説明するには大きすぎる値である．
また UT 2017 年 10 月 28 日に 3.5 m 口径の WIYN 望遠鏡 (アリゾナの Kitt Peak National Observatory) でも観測を行った．観測には One Degree imager カメラを使用し，Sloan g’，r’，i’ フィルターを使用した．
また，カイパーベルト起源の短周期彗星・オールトの雲起源の長周期彗星両方の核 (Jewitt 2002) を含む，いくつかの太陽系内側のグループとも類似している．
固体中における熱伝導による熱の輸送は，熱拡散率 \(\kappa\) によって制御される．熱拡散率は，熱伝導率と，密度と比熱容量の積との比に等しい．一般的な固体の誘電体 (岩石，氷) は \(\kappa\) ~ 10-6 m2 s-1 だが，小惑星や彗星のレゴリス中に見られる多孔性の物質の場合はより小さい値となり，\(\kappa\) ~ 10-8 m2 s-1 以下となる．
距離 \(d\) を熱が伝わるタイムスケールは，\(t_{\rm c} = \frac{d^{2}}{\kappa}\) で表される．
U1 は，水氷の昇華が始まる典型的な距離である木星の軌道を通過してから，発見までに 8ヶ月 (2 × 107 秒) を要している．これを\(t_{\rm c}\) とし，\(\kappa\) = 10-8 m2 s-1 とすると，熱的表面深さ (温度が表面温度の \(\sim 1/e\) になる深さ) は ~ 0.5 m となる．
そのため，十分に深い位置にある氷は，恒星間の温度に近い ~ 10 K に保たれると考えられ，近日点 (黒体温度が ~ 560 K になる) であっても太陽の熱には影響を受けない．そのため，「測定可能なコマが存在しない」という，純粋に観測上での意味を除いては，U1 が小惑星か彗星かを現在の観測に基づいて述べることは出来ない．
星間物質中で長期間に渡って宇宙線に曝露されると，メートル程度の厚さの非揮発性物質のマントルが形成されることが期待されるため (Cooper 2003)，これが U1 の非活動性を説明することが出来る．
近日点における加熱が内部へゆっくりと伝搬することによって，将来的に内側に埋没した氷を活性化することも有り得る．これは，いくつかの遠ざかる彗星で観測された現象である (Prialnik & Bar-Nun 1992など)．そのため，この天体が太陽系を去るまで観測を継続するべきである．
arXiv:1711.05687
Jewitt et al. (2017)
Interstellar Interloper 1I/2017 U1: Observations from the NOT and WIYN Telescopes
(恒星間の侵入者 1I/2017 U1：NOT と WIYN 望遠鏡による観測)
概要
恒星間天体 1I/2017 U1 (’Oumuamua) (オウムアムア) の観測について報告する．観測の結果，可視光でのカラーは B - V = 0.70 ± 0.06，V - R = 0.45 ± 0.05 であった．これらの値は D 型の木星トロヤ群小惑星が示す値の範囲と重複する．また，カイパーベルトに豊富に存在する，非常に赤い色を示す天体とは一致しないものである．
天体の平均の絶対等級は HV = 22.95 であり，幾何学的アルベドが 0.1 であると仮定すると，この天体の平均半径は 55 m と推定される．
また，彗星のコマは見られなかった．
観測から，この天体のダスト生成率の上限はわずか ~ 2 × 10-4 kg s-1 という上限が与えられた．そのため，天体の表面に数平方メートルを超えて氷が存在している可能性は否定される．
もしこの天体に氷などの揮発性物質が存在するのであれば，0.5 m を超える厚さの非揮発性の表面マントルの下に存在していなければならない．このような表面マントルは，星間物質中での恒常的な宇宙線の影響下では形成される可能性がある．
この天体の光度曲線の範囲は ~ 2.0 ± 0.2 mag. と異様に大きな値を示す．これが天体の自転に伴う光度曲線だと解釈すると，この天体は半径が ~ 230 m × 35 m と推定される．およそ 6:1 という軸比は大部分の太陽系の小型の小惑星と比べて極端な値であり，表面のアルベドの変化が光度の変化に寄与している可能性を示唆している．
光度曲線は 2 つの極大を持つ，自転周期 ~ 8.26 時間の特徴を示すが，データのエイリアシングの結果としてその周期は一意ではない．
1I/2017 U1 は，異様に細長い形状であることを除くと，物理的には平凡な，キロメートルサイズ未満で，やや赤っぽい，回転している，他の惑星系からの天体である．
この天体に類似した 100 m 程度のサイズの恒星間天体の，海王星軌道以内における定常状態の存在個数は ~ 104 個であり，それぞれの滞在時間は ~ 10 年である．
1I/2017 U1 について
恒星間の侵入者 (interloper) である 1I/2017 U1 は，太陽から遠ざかっているところを，UT 2017 10 月 18 日に発見された (Williams 2017)．まず C/2017 U1 という仮符号が与えられ，その後 A/2017 U1 となった．さらにその後 1I/2017 U1 となった．この天体の近日点距離は 0.254 AU であり，軌道離心率は 1.197，軌道傾斜角は 122.6° である．
この天体が近日点を通過したのは UT 2017 年 9 月 9 日で，発見される 5 週間前のことである．
軌道離心率が 1 を超える長周期彗星はこれまでに 337 個が発見されているが，いずれも惑星による摂動か，天体からの非対称な脱ガスによる反作用，あるいはその両方の効果によって，太陽系の脱出速度以上にまで加速されたオールトの雲起源の彗星であるとして説明が可能である (Kro ́likowska & Dybczyn ́ski 2017など)．
しかし U1 は特別であり，無限遠での速度が ~ 25 km s-1 と推定され，これは局所的な擾乱で説明するには大きすぎる値である．
観測
カナリア諸島の La Palma にある 2.5 m 口径の Nordic Optical Telescope (NOT) で，UT 2017 年 10 月 25/26 日と 29/30 日に観測を行った．観測には，可視光カメラ Andalucia Faint Object Spectrograph and Camera (ALFOSC) を使用し，Broadband Bessel B，V，R フィルターを使用した．また UT 2017 年 10 月 28 日に 3.5 m 口径の WIYN 望遠鏡 (アリゾナの Kitt Peak National Observatory) でも観測を行った．観測には One Degree imager カメラを使用し，Sloan g’，r’，i’ フィルターを使用した．
結果
表面特性
観測の結果，この天体のカラーは，D 型の木星トロヤ群小惑星と類似している事が分かった．また，カイパーベルト起源の短周期彗星・オールトの雲起源の長周期彗星両方の核 (Jewitt 2002) を含む，いくつかの太陽系内側のグループとも類似している．
揮発性物質の有無
測定可能なコマが存在しないことから，U1 の表面は氷をほとんど含まないことが推定される．しかし，このことだけからこの天体は小惑星であると結論付けることは出来ない．固体中における熱伝導による熱の輸送は，熱拡散率 \(\kappa\) によって制御される．熱拡散率は，熱伝導率と，密度と比熱容量の積との比に等しい．一般的な固体の誘電体 (岩石，氷) は \(\kappa\) ~ 10-6 m2 s-1 だが，小惑星や彗星のレゴリス中に見られる多孔性の物質の場合はより小さい値となり，\(\kappa\) ~ 10-8 m2 s-1 以下となる．
距離 \(d\) を熱が伝わるタイムスケールは，\(t_{\rm c} = \frac{d^{2}}{\kappa}\) で表される．
U1 は，水氷の昇華が始まる典型的な距離である木星の軌道を通過してから，発見までに 8ヶ月 (2 × 107 秒) を要している．これを\(t_{\rm c}\) とし，\(\kappa\) = 10-8 m2 s-1 とすると，熱的表面深さ (温度が表面温度の \(\sim 1/e\) になる深さ) は ~ 0.5 m となる．
そのため，十分に深い位置にある氷は，恒星間の温度に近い ~ 10 K に保たれると考えられ，近日点 (黒体温度が ~ 560 K になる) であっても太陽の熱には影響を受けない．そのため，「測定可能なコマが存在しない」という，純粋に観測上での意味を除いては，U1 が小惑星か彗星かを現在の観測に基づいて述べることは出来ない．
星間物質中で長期間に渡って宇宙線に曝露されると，メートル程度の厚さの非揮発性物質のマントルが形成されることが期待されるため (Cooper 2003)，これが U1 の非活動性を説明することが出来る．
近日点における加熱が内部へゆっくりと伝搬することによって，将来的に内側に埋没した氷を活性化することも有り得る．これは，いくつかの遠ざかる彗星で観測された現象である (Prialnik & Bar-Nun 1992など)．そのため，この天体が太陽系を去るまで観測を継続するべきである．
まとめ
- 可視光でのカラーは B - V = 0.70 ± 0.06，V - R = 0.45 ± 0.05 であり，D 型の木星トロヤ群小惑星や太陽系内側のポピュレーションと重複する．カイパーベルト天体に見られるような非常に赤い物質とは非整合である．
- 光度曲線からは，平均の絶対等級 HV = 22.95 で，光度の変動幅は 2.0 ± 0.2 mag である．幾何学的アルベドが 0.1 だと仮定すると，平均の輝度は半径 ~ 55 m の等面積の円に相当する．光度変化が天体の形状によるものだとすると，軸比は 6:1 以上という異様に大きな比率になる．これはこの天体が 230 × 35 m の楕円体であることを示唆する．
- 光度曲線は 2 重ピークの ~ 8.256 時間と整合する．しかしデータのエイリアシングの結果として周期は明確には決められない．この自転周期は，同程度の大きさの太陽系小天体の自転周期と比べて顕著な違いはない．
- コマは検出されず，マイクロメートルサイズのダスト粒子の損失率の上限値は ~ 2 × 10-4 kg s-1 と推定される．表面に数平方メートルの水氷があった場合，太陽光との熱平衡状態であればこれ以上の速度で昇華すると思われる．表面のうち氷に覆われている領域の割合は最大で 10-5 であり，これは典型的な木星族彗星よりも 102 - 103 倍小さい値である．
- U1 が 8ヶ月間に渡って内部太陽系を通過した際の，熱伝導の表皮深さはわずか ~ 0.5 m と推定される．水氷は，おそらくは星間環境における宇宙線への長期間の曝露によって不揮発性になった物質による，薄い不揮発性マントルの下で星間温度程度に保たれるため，近日点通過を生き残ることが出来る．
- U1 的な恒星間天体の密度は，1 立方 AU に 0.1 個と推定される．これは，海王星軌道より内側には ~ 104 個の同様の天体が存在することを意味する．
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