×
[PR]上記の広告は3ヶ月以上新規記事投稿のないブログに表示されています。新しい記事を書く事で広告が消えます。
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.06837
Farkas-Takács et al. (2017)
Properties of the irregular satellite system around Uranus inferred from K2, Herschel and Spitzer observations
(K2，ハーシェルとスピッツァーの観測から示唆される天王星まわりの不規則衛星系の特性)
また，赤外線宇宙望遠鏡であるハーシェル宇宙望遠鏡 (Herschel Space Observatory) の PACS (Photodetecting Array Camera and Spectrometer) と スピッツァー宇宙望遠鏡の MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer) の装置を用いて，シコラクスとキャリバンの熱放射を測定した．ここから，これらの衛星のサイズ，アルベド，表面の特性を解析した．
観測から得られたこれらの衛星の特性を，他の巨大惑星系の不規則衛星の自転特性および表面特性と比較した．また，メインベルト天体 (小惑星帯の天体)，トロヤ小惑星，太陽系外縁天体の特性とも比較した．その結果，天王星の不規則衛星系は木星や土星の不規則衛星よりも激しい衝突進化を経験したことが示唆される．
天王星の不規則衛星の表面特性は，他の巨大惑星の不規則衛星の表面特性よりも，ケンタウルス族天体や太陽系外縁天体の表面特性に類似していることが分かった．このことから，若い太陽系では天王星軌道内側では組成の不連続が存在したことが示唆される．
今回の K2 の測定では，光度曲線の周期は 3.458 ± 0.001 時間と測定された．ここでは，シコラクスの光度曲線は二重のピークを持つと仮定している．この仮定は，光度曲線を半分の周波数 (自転周期の二倍) で折りたたんだ際に，光度曲線にわずかな非対称性が現れることからも支持される．
これより，この二重ピークの自転周期は 6.9190 ± 0.0082 時間と測定される．単一ピークとした場合の周期は Maris et al. (2007) の VLT での測定での値と非常に近い．
この他に，二番目の明瞭な極大が，1 日あたり 0.35 回の周期で見られた．このような二番目の周期は，tumbling rotation か伴星の存在によってしばしば説明される．シコラクスの周りの伴星 (衛星の衛星) は面白い可能性ではあるが，今回検出された二番目のピークは，観測サンプリングによる人為的な影響であると考えられる．
その他の測定からの結果と合わせて，この衛星の自転周期として 6.9162 ± 0.0013 時間という値を与えた．
代わりに，4.8249 ± 0.0092 サイクル/日の周波数を得た．周期で折り畳んだ光度曲線の非対称性から，実際の自転周期はこの周波数の半分に対応すると結論付け，4.9742 ± 0.0095 時間とした．
もっともらしい周期は 3.359 ± 0.044 サイクル/日 (7.145 ± 0.092 時間) であった．しかし強い二番目のピークが 4.415 ± 0.045 サイクル/日で検出された．これは単一ピークの周期とすると 5.346 ± 0.055 時間に対応し，Maris et al. (2007) が得た光度曲線周期と非常に近い．
今回の結果は 4.255 ± 0.017 時間となり，過去に言及されている値に非常に近い．また二重ピークの光度曲線であることを示唆する兆候は見当たらなかった．
解析の結果，もっともらしい周波数は 2.027 ± 0.039 サイクル/日であり，これは幾分か長い自転周期である 11.84 ± 0.22 時間に対応している．これは今回のサンプルの中では最も長い周期である (単一ピークの周期を仮定した場合)．
しかし，このような長い自転周期は珍しいわけではない．例えば土星の衛星では，10 - 16 個の不規則衛星がファーディナンドよりも長い自転周期を示す (Denk & Mottola 2013)．
このスピンバリアは，メインベルトの小惑星でよく分かっており，臨界自転周期は ~ 2.2 時間であり，臨界密度の推定は ~ 2.0 g cm-3 である．
今回得られた天王星の不規則衛星での自転周波数の中央値は 3.4 サイクル/日であり，これは木星・土星・海王星での値である 2 サイクル/日より長い．また，シコラクスとキャリバンの二重ピーク自転周期を仮定すると，臨界密度は ≦ 0.76 g cm-3 と推定される．二重ピークではなく，単一ピークの自転周期を仮定した場合でも臨界密度は 1 g cm-3 より小さくなる．
これらの値はメインベルト天体の ~ 2 g cm-3 より小さいが，木星のトロヤ群小惑星や，典型的な彗星核，太陽系外縁天体の密度 ~ 0.5 g cm-3 よりは大きい．また，他の巨大惑星系の不規則衛星において推定されている値よりも大きい．
今回のサンプル数は小さく，またバイアスの除去も確実ではない．しかし，ここで得られた大きな自転周波数の中央値は，今回観測した天王星の不規則衛星系は木星と土星周りの系とは異なり，多数回の衝突もしくはより高エネルギーの衝突，あるいはその両方に晒された可能性を示唆する．
自転周期の中央値である 7.1 時間は，ケンタウルス族での中央値 7.35 時間 (Duffard et al. 2009) に近く，また太陽系外縁天体の 8.6 時間 (Thirouin et al. 2014) より幾分か小さい．しかし，これらの小天体は，天王星の不規則衛星系とは異なる衝突進化を経験したはずである．
木星の不規則衛星は典型的には，暗い中間色の表面を持ったケンタウルス族天体および太陽系外縁天体と類似したアルベド・色領域に位置している．これは，彗星の核や木星のトロヤ群小惑星にも見られる特長である．
木星の不規則衛星のうち 2 つだけが赤い表面を持ち，どちらも非常に暗い．
土星の不規則衛星は，暗く中間色のグループの中に明確に存在する．なお比較には土星の衛星ヒュペリオンも含めているが，これは不規則衛星ではない．しかし他の土星の規則衛星とは異なる特徴を持ち，形状が細長く，クレーターが非常に多く，内部は低密度である．
海王星の不規則衛星ネレイドも，おそらく暗く中間色の天体である．
しかしトリトンは他のすべての不規則衛星とは明確に異なっており，その大きなサイズから期待されるように，不規則衛星のグループというよりも，大きな準惑星のグループにより類似している．このことは，天体の内部過程 (氷火山) が元々持っていた表面を大きく変化させたことを示唆する．トリトンの表面は，最も大きな準惑星により類似しており，またハウメアの衝突族天体が持つ表面とも類似している．
サンプル数は少ないものの，天王星の不規則衛星の表面は，明るく赤い太陽系外縁天体に似ている．
木星系と土星系の不規則衛星およびネレイドは，一般により暗く，色もより中間色を示す．もし天王星の不規則衛星の表面と他の巨大惑星系のそれが本質的に異なり，また表面の進化の経緯が大きく異なったので無ければ，これはかつての太陽系における組成の不連続があったことを示唆する．この組成の不連続は，天王星の日心距離に近い位置にあったはずであり，ケンタウルス族と太陽系外縁天体における分布の二峰性を引き起こしたものと同じ過程によって引き起こされた可能性がある．
arXiv:1706.06837
Farkas-Takács et al. (2017)
Properties of the irregular satellite system around Uranus inferred from K2, Herschel and Spitzer observations
(K2，ハーシェルとスピッツァーの観測から示唆される天王星まわりの不規則衛星系の特性)
概要
ケプラーの K2 ミッションの最中に取得された，天王星の不規則衛星シコラクス (Sycorax)，キャリバン (Caliban)，プロスペロー (Prospero)，ファーディナンド (Ferdinand)，セティボス (Setebos) の可視光の範囲での光度曲線とその解析について報告する．また，赤外線宇宙望遠鏡であるハーシェル宇宙望遠鏡 (Herschel Space Observatory) の PACS (Photodetecting Array Camera and Spectrometer) と スピッツァー宇宙望遠鏡の MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer) の装置を用いて，シコラクスとキャリバンの熱放射を測定した．ここから，これらの衛星のサイズ，アルベド，表面の特性を解析した．
観測から得られたこれらの衛星の特性を，他の巨大惑星系の不規則衛星の自転特性および表面特性と比較した．また，メインベルト天体 (小惑星帯の天体)，トロヤ小惑星，太陽系外縁天体の特性とも比較した．その結果，天王星の不規則衛星系は木星や土星の不規則衛星よりも激しい衝突進化を経験したことが示唆される．
天王星の不規則衛星の表面特性は，他の巨大惑星の不規則衛星の表面特性よりも，ケンタウルス族天体や太陽系外縁天体の表面特性に類似していることが分かった．このことから，若い太陽系では天王星軌道内側では組成の不連続が存在したことが示唆される．
パラメータ
シコラクス
この天体の光度曲線の詳細な観測は Maris et al. (2001) が初である．ここでは新たに La Silla の 3.5 m ESO NTT 望遠鏡を用いて観測し，シコラクスの自転周期を 4.12 ± 0.04 時間と測定した．また 2005 年に超大型望遠鏡 (Very Large Telescope, VLT) を用いた観測では，自転周期は 3.6 ± 0.02 時間と推定されている．今回の K2 の測定では，光度曲線の周期は 3.458 ± 0.001 時間と測定された．ここでは，シコラクスの光度曲線は二重のピークを持つと仮定している．この仮定は，光度曲線を半分の周波数 (自転周期の二倍) で折りたたんだ際に，光度曲線にわずかな非対称性が現れることからも支持される．
これより，この二重ピークの自転周期は 6.9190 ± 0.0082 時間と測定される．単一ピークとした場合の周期は Maris et al. (2007) の VLT での測定での値と非常に近い．
この他に，二番目の明瞭な極大が，1 日あたり 0.35 回の周期で見られた．このような二番目の周期は，tumbling rotation か伴星の存在によってしばしば説明される．シコラクスの周りの伴星 (衛星の衛星) は面白い可能性ではあるが，今回検出された二番目のピークは，観測サンプリングによる人為的な影響であると考えられる．
その他の測定からの結果と合わせて，この衛星の自転周期として 6.9162 ± 0.0013 時間という値を与えた．
その他の小さい衛星
キャリバン
Maris et al. (2001) ではキャリバンの光度曲線に 2.66 時間周期の変動を見出したが，これは今回の観測では確認されなかった．代わりに，4.8249 ± 0.0092 サイクル/日の周波数を得た．周期で折り畳んだ光度曲線の非対称性から，実際の自転周期はこの周波数の半分に対応すると結論付け，4.9742 ± 0.0095 時間とした．
プロスペロー
この天体の光度曲線は，今回の解析の中では最も不明瞭な周期となった．もっともらしい周期は 3.359 ± 0.044 サイクル/日 (7.145 ± 0.092 時間) であった．しかし強い二番目のピークが 4.415 ± 0.045 サイクル/日で検出された．これは単一ピークの周期とすると 5.346 ± 0.055 時間に対応し，Maris et al. (2007) が得た光度曲線周期と非常に近い．
セティボス
Maris et al. (2007) では 4.38 ± 0.05 時間という光度曲線の周期が得られている今回の結果は 4.255 ± 0.017 時間となり，過去に言及されている値に非常に近い．また二重ピークの光度曲線であることを示唆する兆候は見当たらなかった．
ファーディナンド
この天体の光度曲線はこれまでに得られていなかった．解析の結果，もっともらしい周波数は 2.027 ± 0.039 サイクル/日であり，これは幾分か長い自転周期である 11.84 ± 0.22 時間に対応している．これは今回のサンプルの中では最も長い周期である (単一ピークの周期を仮定した場合)．
しかし，このような長い自転周期は珍しいわけではない．例えば土星の衛星では，10 - 16 個の不規則衛星がファーディナンドよりも長い自転周期を示す (Denk & Mottola 2013)．
不規則衛星の自転特性の比較
太陽系内の小天体の自転はしばしば，いわゆるスピンバリア (spin barrier) によって特徴づけられる．これは，ラブルパイル天体が遠心力によって破壊されないための限界の自転周期である．このスピンバリアを超えると，天体がラブルパイル天体である場合は破壊される．このスピンバリアは，メインベルトの小惑星でよく分かっており，臨界自転周期は ~ 2.2 時間であり，臨界密度の推定は ~ 2.0 g cm-3 である．
今回得られた天王星の不規則衛星での自転周波数の中央値は 3.4 サイクル/日であり，これは木星・土星・海王星での値である 2 サイクル/日より長い．また，シコラクスとキャリバンの二重ピーク自転周期を仮定すると，臨界密度は ≦ 0.76 g cm-3 と推定される．二重ピークではなく，単一ピークの自転周期を仮定した場合でも臨界密度は 1 g cm-3 より小さくなる．
これらの値はメインベルト天体の ~ 2 g cm-3 より小さいが，木星のトロヤ群小惑星や，典型的な彗星核，太陽系外縁天体の密度 ~ 0.5 g cm-3 よりは大きい．また，他の巨大惑星系の不規則衛星において推定されている値よりも大きい．
今回のサンプル数は小さく，またバイアスの除去も確実ではない．しかし，ここで得られた大きな自転周波数の中央値は，今回観測した天王星の不規則衛星系は木星と土星周りの系とは異なり，多数回の衝突もしくはより高エネルギーの衝突，あるいはその両方に晒された可能性を示唆する．
自転周期の中央値である 7.1 時間は，ケンタウルス族での中央値 7.35 時間 (Duffard et al. 2009) に近く，また太陽系外縁天体の 8.6 時間 (Thirouin et al. 2014) より幾分か小さい．しかし，これらの小天体は，天王星の不規則衛星系とは異なる衝突進化を経験したはずである．
不規則衛星の表面特性の比較
木星・土星・海王星の衛星
不規則衛星のスペクトルのスロープから得た，表面の "色" と幾何学的アルベドをプロットした図で比較を行った．木星の不規則衛星は典型的には，暗い中間色の表面を持ったケンタウルス族天体および太陽系外縁天体と類似したアルベド・色領域に位置している．これは，彗星の核や木星のトロヤ群小惑星にも見られる特長である．
木星の不規則衛星のうち 2 つだけが赤い表面を持ち，どちらも非常に暗い．
土星の不規則衛星は，暗く中間色のグループの中に明確に存在する．なお比較には土星の衛星ヒュペリオンも含めているが，これは不規則衛星ではない．しかし他の土星の規則衛星とは異なる特徴を持ち，形状が細長く，クレーターが非常に多く，内部は低密度である．
海王星の不規則衛星ネレイドも，おそらく暗く中間色の天体である．
しかしトリトンは他のすべての不規則衛星とは明確に異なっており，その大きなサイズから期待されるように，不規則衛星のグループというよりも，大きな準惑星のグループにより類似している．このことは，天体の内部過程 (氷火山) が元々持っていた表面を大きく変化させたことを示唆する．トリトンの表面は，最も大きな準惑星により類似しており，またハウメアの衝突族天体が持つ表面とも類似している．
天王星の衛星
天王星の不規則衛星シコラクスとキャリバンは，いくつかの天王星の規則衛星 (パック，ミランダ，アリエル，ウンブリエル，チタニア，オベロン) と同じく，明るい赤色のグループに属している．現在のところ，他の巨大惑星系の不規則衛星でこのアルベド-色領域に属しているものは存在しない．サンプル数は少ないものの，天王星の不規則衛星の表面は，明るく赤い太陽系外縁天体に似ている．
木星系と土星系の不規則衛星およびネレイドは，一般により暗く，色もより中間色を示す．もし天王星の不規則衛星の表面と他の巨大惑星系のそれが本質的に異なり，また表面の進化の経緯が大きく異なったので無ければ，これはかつての太陽系における組成の不連続があったことを示唆する．この組成の不連続は，天王星の日心距離に近い位置にあったはずであり，ケンタウルス族と太陽系外縁天体における分布の二峰性を引き起こしたものと同じ過程によって引き起こされた可能性がある．
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.06865
Giles et al. (2017)
EPIC 228735255b - An eccentric 6.57 day transiting hot Jupiter in Virgo
(EPIC 228735255b - おとめ座の高軌道離心率の 6.57 日周期のトランジットホットジュピター)
検出は，ケプラー K2 の測光観測と，地上からの観測の組み合わせによって行われた．
K2 の光度曲線から，中心星の自転周期は 16.3 日と推定される．
この惑星は，K2 サーベイによって発見された 9 番目のホットジュピターであり，地上からのこれまでのサーベイ観測よりもやや長い周期のトランジット巨大惑星を検出できる K2 の能力を示すものである．
この惑星の半径はやや膨張しているが，同程度の日射を受けている他の惑星よりはずっと小さい．この事は，ホットジュピターの膨張機構を探るうえで興味深い．
年齢：4.22 Gyr
スペクトル型：G5
金属量：[Fe/H] = 0.12
有効温度：5654 K
自転周期：16.3 日
質量：1.005 太陽質量
半径：0.987 太陽半径
光度：0.893 太陽光度
軌道長半径：0.0591 AU
軌道離心率：0.120
質量：1.019 木星質量
半径：1.095 木星半径
平衡温度：1114 K
平均密度：木星密度の 0.726 倍
潮汐の Q 値を 106 と仮定 (Wu 2006) すると，惑星軌道が潮汐によって円軌道化されるまでのタイムスケール (Goldreich & Soter 1966) は 2.577 Gyr である．この系の年齢の推定値は 4.22 Gyr であり，円軌道化のタイムスケールはこの恒星の年齢と同程度のオーダーであることが分かる．
この惑星の質量と半径を元にすると，この惑星は木星と比較してわずかに膨張した半径を持つといえる．しかしその他の，この惑星と同程度の日射フラックスを受けている惑星に比べると膨張していない．この惑星は 2.565 × 108 erg s-1 cm-2 のフラックスを受けており，これは膨張半径を持つための経験的な日射量の閾値 2 × 108 erg s-1 cm-2 (Demory & Seager 2011) に非常に近い．
この惑星は K2 サーベイで発見された巨大系外惑星の中で 3 番目に長い軌道周期を持つ．また地上観測でのトランジットサーベイで発見された巨大惑星のうち 94%よりも長い軌道周期を持つ．
arXiv:1706.06865
Giles et al. (2017)
EPIC 228735255b - An eccentric 6.57 day transiting hot Jupiter in Virgo
(EPIC 228735255b - おとめ座の高軌道離心率の 6.57 日周期のトランジットホットジュピター)
概要
ここでは，EPIC 228735255b< の新規発見について報告する．この惑星は，軌道周期が 6.57 日の木星質量の惑星で，G5 星の周りを軌道離心率 0.120 の軌道で公転している．検出は，ケプラー K2 の測光観測と，地上からの観測の組み合わせによって行われた．
K2 の光度曲線から，中心星の自転周期は 16.3 日と推定される．
この惑星は，K2 サーベイによって発見された 9 番目のホットジュピターであり，地上からのこれまでのサーベイ観測よりもやや長い周期のトランジット巨大惑星を検出できる K2 の能力を示すものである．
この惑星の半径はやや膨張しているが，同程度の日射を受けている他の惑星よりはずっと小さい．この事は，ホットジュピターの膨張機構を探るうえで興味深い．
パラメータ
EPIC 228735255
距離：340.24 pc年齢：4.22 Gyr
スペクトル型：G5
金属量：[Fe/H] = 0.12
有効温度：5654 K
自転周期：16.3 日
質量：1.005 太陽質量
半径：0.987 太陽半径
光度：0.893 太陽光度
EPIC 228735255b
軌道周期：6.569300 日軌道長半径：0.0591 AU
軌道離心率：0.120
質量：1.019 木星質量
半径：1.095 木星半径
平衡温度：1114 K
平均密度：木星密度の 0.726 倍
議論
ホットジュピターのうち 70%は，軌道離心率を 0 とみなしても観測結果と整合的であり，大部分は 0 に近い軌道離心率を持つ．しかし軌道周期が 5.5 日より大きいものではその割合は 50%に低下する．そのため，今回発見した惑星が 0 でない離心率を持つことは驚くべきことではない．潮汐の Q 値を 106 と仮定 (Wu 2006) すると，惑星軌道が潮汐によって円軌道化されるまでのタイムスケール (Goldreich & Soter 1966) は 2.577 Gyr である．この系の年齢の推定値は 4.22 Gyr であり，円軌道化のタイムスケールはこの恒星の年齢と同程度のオーダーであることが分かる．
この惑星の質量と半径を元にすると，この惑星は木星と比較してわずかに膨張した半径を持つといえる．しかしその他の，この惑星と同程度の日射フラックスを受けている惑星に比べると膨張していない．この惑星は 2.565 × 108 erg s-1 cm-2 のフラックスを受けており，これは膨張半径を持つための経験的な日射量の閾値 2 × 108 erg s-1 cm-2 (Demory & Seager 2011) に非常に近い．
この惑星は K2 サーベイで発見された巨大系外惑星の中で 3 番目に長い軌道周期を持つ．また地上観測でのトランジットサーベイで発見された巨大惑星のうち 94%よりも長い軌道周期を持つ．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.06981
de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2017)
Evidence for a possible bimodal distribution of the nodal distances of the extreme trans-Neptunian objects: avoiding a trans-Plutonian planet or just plain bias?
(Extreme trans-Neptnian object の交点距離の二峰性分布の可能性の証拠：冥王星以遠惑星によるものか単なるバイアスか？)
ここでは，extreme trans-Neptunian objects (ETNOs) の交点の距離の分布には二峰性があるかもしれないという証拠について報告する．これは，これまでに知られていなかった，交点距離と軌道傾斜角の間の相関という形で現れる．
ここで提案している相関は，観測バイアスによるものとは考えにくい．これは，大きな軌道長半径を持つケンタウルス族と彗星の両方の軌道データ中にも，ETNOs で見られたパターンと類似するものが見られるからである．
今回の結論は以下．
"Extreme trans-Neptnuan objects (ETNOs)" には今のところ定訳は無いようです．原義からすると，ETNOs は "海王星軌道から遥かに遠くにある天体" という意味になります．なお "trans-Neptunian objects (TNOs)" は直訳すれば「海王星以遠天体」となりますが，これは日本語では「太陽系外縁天体」と呼ばれています．
arXiv:1706.06981
de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2017)
Evidence for a possible bimodal distribution of the nodal distances of the extreme trans-Neptunian objects: avoiding a trans-Plutonian planet or just plain bias?
(Extreme trans-Neptnian object の交点距離の二峰性分布の可能性の証拠：冥王星以遠惑星によるものか単なるバイアスか？)
概要
大きな軌道離心率を持つ小天体の集団に対して擾乱を与えて相互作用する重い天体が存在する場合，小天体軌道の交点の距離の分布は重い天体によって強く影響を受ける．この過程の詳細は数値的に研究され，木星が擾乱の原因である場合については，擾乱を受けている小天体の交点距離の分布は観測的にも確認されている．例えば，木星の重力の影響を受け，彗星の交点距離は二峰性の分布を持つことが知られている．ここでは，extreme trans-Neptunian objects (ETNOs) の交点の距離の分布には二峰性があるかもしれないという証拠について報告する．これは，これまでに知られていなかった，交点距離と軌道傾斜角の間の相関という形で現れる．
ここで提案している相関は，観測バイアスによるものとは考えにくい．これは，大きな軌道長半径を持つケンタウルス族と彗星の両方の軌道データ中にも，ETNOs で見られたパターンと類似するものが見られるからである．
主な主張
ここでは，これまでに知られていなかった，ETNOs の交点距離と軌道傾斜角の相関についてまとめた．解析に用いた ETNOs のサンプル数は少ないものの (22 個)，この傾向は他の，おそらく関連している天体の集団でも見られるものである．木星での力学的なアナロジーを用いることで，今回の発見の暫定的な解釈を得た．今回の結論は以下．
- 軌道長半径が 1000 AU 未満の彗星の交点距離の分布は二峰性を示す．これは Rickman et al. (2001) で得られている結果を支持するものである．
- ETNOs の交点の距離の分布における二峰性が，交点距離と傾斜角の相関という形で存在することの強い証拠を発見した．
- 木星に影響を受けている軌道長半径 1000 AU 未満の彗星の交点の距離の二峰性分布を，ETNOs の分布の力学的なアナロジーとして用いた場合，軌道長半径が 300 - 400 AU の範囲の冥王星以遠惑星が存在する可能性があることが指摘される．この結果は，大きな軌道長半径を持つケンタウルス族天体と彗星に見られる傾向と整合的である．
"Extreme trans-Neptnuan objects (ETNOs)" には今のところ定訳は無いようです．原義からすると，ETNOs は "海王星軌道から遥かに遠くにある天体" という意味になります．なお "trans-Neptunian objects (TNOs)" は直訳すれば「海王星以遠天体」となりますが，これは日本語では「太陽系外縁天体」と呼ばれています．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.07038
Burkhart & Loeb (2017)
The Detectability of Radio Auroral Emission from Proxima B
(プロキシマb からのオーロラ電波放射の検出可能性)
Radiometric Bode’s law (※太陽系の惑星における電波放射に関する経験則) を用いて，プロキシマ・ケンタウリの恒星風とプロキシマb の磁気圏の相互作用によって生成され得る電波フラックスを推定した．
プロキシマb の磁場強度が地球の 1 - 3 倍であるとし，惑星質量をもっともらしい値に仮定した場合，プロキシマb からのオーロラ電波放射の強度は，0.3 - 0.8 MHz の波長帯で 6 - 83 mJy となると推定された．
最近の磁気流体力学 (magnetohydrodynamic, MHD) モデルからは，このオーロラ電波放射は非常に変動性が大きいことが期待される．この変動性は，プロキシマb の磁気圏のサイズが，赤道面上の大きな動圧と濃い恒星風の流れ領域と交差することによって大きく変化しうることが原因である．
Garraffo et al. (2016) のモデルを用いて，軌道上でのプロキシマb の磁気圏半径の変動を推定した．
その結果，観測される電波のフラックスは，プロキシマb の軌道周期 11.2 日の間に 1 桁ほど変動すると推定した．詳細な変動の振幅は，恒星風，惑星の軌道，惑星の磁場のパラメータに依存する．
また，ここで考慮している周波数帯の電波放射を検出するため，地球電離圏のカットオフ周波数 (~ 10 MHz) を下回る周波数を観測するための，将来的な宇宙空間からの観測戦略についても議論する．
arXiv:1706.07038
Burkhart & Loeb (2017)
The Detectability of Radio Auroral Emission from Proxima B
(プロキシマb からのオーロラ電波放射の検出可能性)
概要
磁気的に活動的な恒星は恒星風を持ち，その恒星風は惑星の磁場と相互作用を起こして，オーロラ電波放射 (radio auroral emission) を生成する．ここでは，太陽系に最も近い既知の系外惑星であるプロキシマb からのオーロラ電波放射の検出可能性について調べた．Radiometric Bode’s law (※太陽系の惑星における電波放射に関する経験則) を用いて，プロキシマ・ケンタウリの恒星風とプロキシマb の磁気圏の相互作用によって生成され得る電波フラックスを推定した．
プロキシマb の磁場強度が地球の 1 - 3 倍であるとし，惑星質量をもっともらしい値に仮定した場合，プロキシマb からのオーロラ電波放射の強度は，0.3 - 0.8 MHz の波長帯で 6 - 83 mJy となると推定された．
最近の磁気流体力学 (magnetohydrodynamic, MHD) モデルからは，このオーロラ電波放射は非常に変動性が大きいことが期待される．この変動性は，プロキシマb の磁気圏のサイズが，赤道面上の大きな動圧と濃い恒星風の流れ領域と交差することによって大きく変化しうることが原因である．
Garraffo et al. (2016) のモデルを用いて，軌道上でのプロキシマb の磁気圏半径の変動を推定した．
その結果，観測される電波のフラックスは，プロキシマb の軌道周期 11.2 日の間に 1 桁ほど変動すると推定した．詳細な変動の振幅は，恒星風，惑星の軌道，惑星の磁場のパラメータに依存する．
また，ここで考慮している周波数帯の電波放射を検出するため，地球電離圏のカットオフ周波数 (~ 10 MHz) を下回る周波数を観測するための，将来的な宇宙空間からの観測戦略についても議論する．
結論のまとめ
- プロキシマb は中心星に近く，また地球にも近い．そのため，プロキシマb の質量が現実的な範囲であり，磁場強度が地球の 1 - 3 倍程度であった場合，0.3 - 0.8 MHz の周波数でオーロラ電波放射の強度は 4 - 83 mJy となることが期待される．
- MHD モデルを元にすると，オーロラ電波放射は非常に変動性が大きくなることが期待される．これは，プロキシマb が恒星風の動圧が高く高密度の領域を通過することで電離圏のサイズが変動することに起因する．Garraffo et al. (2016) の MHD モデルを用いて軌道を一周する間の磁気圏半径の変動を推定すると，観測されることが期待される電波放射フラックスは 11.2 日の公転周期の間に 1 桁程度変化する．
- 電波放射強度の変動の振幅は，恒星風と惑星磁場のパラメータだけではなく，惑星の軌道パラメータにも依存する．この事は，これらのパラメータはオーロラ電波放射の変動と詳細な MHD モデリングを用いて識別できることを示唆する．
- プロキシマb からの電波放射の検出可能性について議論した．地球の電離圏によってプロキシマb からの電波放射が遮られるのを避けるためには，宇宙空間での超低周波数電波観測装置が必要である．また，局所的な星間物質による自由-自由遷移の吸収が検出を阻害することはないと考えられる．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.06349
Weber et al. (2017)
How Expanded Ionospheres of Hot Jupiters Can Prevent Escape of Radio Emission Generated by the Cyclotron Maser Instability
(ホットジュピターの広がった電離圏はサイクロトロンメーザー不安定による電波放射の脱出をどの程度阻害するか)
その結果，サイクロトロンメーザー不安定 (cyclotoron maser instability, CMI) など，太陽系の磁化した惑星において電波を生み出す役割を持っている過程は，ホットジュピター周囲の環境ではおそらく発生しないであろうことを発見した．
流体力学的に広がるホットジュピターの大気は，磁気圏内のプラズマ密度が非常に大きく，広がった電離圏を持つ．この電離圏内でのプラズマ周波数は，サイクロトロン周波数よりずっと大きくなる．この状況は磁気圏での電波放射の生成の条件とは相反し，太陽型の中心星から < 0.05 AU の距離の近接系外惑星からの電波の脱出を阻害する．
太陽に類似した恒星の周りでのガス惑星の高層大気構造は，軌道長半径が 0.2 - 0.5 AU の間で，流体力学的な状態から流体静力学的な状態へ変化する．これにより，外圏底 (exobase) と磁気圏界面 (magnetopause) の間のプラズマが少ない状態を取ることが出来る．この場合，太陽系の惑星に似た状況である，プラズマ周波数がサイクロトロン周波数より低いという状態を実現できる．このような環境では，惑星に向かった磁力線に沿って加速された高エネルギーの電子のビームは，電波放射を生み出すことが出来る．しかし CMI が働いたとしても，ホットジュピターの広がった電離圏は，惑星から電波放射を脱出させるには密度が高すぎる．
Sirothia et al. (2014) は Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) のアーカイブデータを使用して電波の波長での系外惑星の探査をしたが，これは成功しなかった．Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，海王星質量の系外惑星 HAT-P-11b からの電波放射の兆候を 150 MHz で発見している．また Sirothia et al. (2014) では，いくつかの天体からの電波放射の兆候を発見したが，これらの検出候補イベントは系外惑星からの電波放射であるとは確定していない．
系外惑星からの電波放射については，それぞれの惑星の磁場強度の推定値からスケール則に基づいて電波放射の強度を推定する研究が多数存在する (Farrell et al. 1999など)．しかし系外惑星の磁場は観測からの制約が存在しない．この状況は系外惑星からの電波放射の検出で変わる可能性がある．これは，惑星の磁場強度と測定された電波の周波数との関係から，系外惑星の磁場の間接的な検出を可能にするからである (Grießmeier 2015)．
これまでの系外惑星からの電波放射の推定には，系外惑星の電離圏中での伝搬の影響は考慮されてこなかった．電波放射領域からの電波の脱出に関しては，惑星自体のプラズマ環境の周囲の環境，つまり恒星風の影響のみが考慮されてきた (Grießmeier et al. 2007)．Koskinen et al. (2013) では電離圏内での伝播について短く議論し，電波が 1 - 5 惑星半径の電離圏から放射される場合，10 - 70 MHz より小さい周波数の放射は，惑星の電離圏で遮蔽されると指摘した．
ここでは，ホットジュピターの流体力学的に膨張する高層大気の影響を考慮して，電波放射の電離圏中の伝播について考察した．
arXiv:1706.06349
Weber et al. (2017)
How Expanded Ionospheres of Hot Jupiters Can Prevent Escape of Radio Emission Generated by the Cyclotron Maser Instability
(ホットジュピターの広がった電離圏はサイクロトロンメーザー不安定による電波放射の脱出をどの程度阻害するか)
概要
ホットジュピター HD 209458b と HD 189733b，および太陽型星の周りを 0.2 - 1 AU の距離で公転する HD 209458b のような惑星大気のプラズマの状況について考察する．特に，このような惑星大気プラズマの状態が，惑星の磁気圏から放射されると思われる電波にどう影響を及ぼすかについて議論した．その結果，サイクロトロンメーザー不安定 (cyclotoron maser instability, CMI) など，太陽系の磁化した惑星において電波を生み出す役割を持っている過程は，ホットジュピター周囲の環境ではおそらく発生しないであろうことを発見した．
流体力学的に広がるホットジュピターの大気は，磁気圏内のプラズマ密度が非常に大きく，広がった電離圏を持つ．この電離圏内でのプラズマ周波数は，サイクロトロン周波数よりずっと大きくなる．この状況は磁気圏での電波放射の生成の条件とは相反し，太陽型の中心星から < 0.05 AU の距離の近接系外惑星からの電波の脱出を阻害する．
太陽に類似した恒星の周りでのガス惑星の高層大気構造は，軌道長半径が 0.2 - 0.5 AU の間で，流体力学的な状態から流体静力学的な状態へ変化する．これにより，外圏底 (exobase) と磁気圏界面 (magnetopause) の間のプラズマが少ない状態を取ることが出来る．この場合，太陽系の惑星に似た状況である，プラズマ周波数がサイクロトロン周波数より低いという状態を実現できる．このような環境では，惑星に向かった磁力線に沿って加速された高エネルギーの電子のビームは，電波放射を生み出すことが出来る．しかし CMI が働いたとしても，ホットジュピターの広がった電離圏は，惑星から電波放射を脱出させるには密度が高すぎる．
研究背景
系外惑星が発見されるよりも前，1970 年代後半と 1980 年代の段階で既に，系外惑星からの電波放射の探査は始まっていた (Yantis et al. 1977, Winglee et al. 1986)．それ以降，系外惑星からの電波放射の検出の試みはこれまでに多数行われている (Zarka et al. 1997など)．Sirothia et al. (2014) は Giant Meterwave Radio Telescope (GMRT) のアーカイブデータを使用して電波の波長での系外惑星の探査をしたが，これは成功しなかった．Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，海王星質量の系外惑星 HAT-P-11b からの電波放射の兆候を 150 MHz で発見している．また Sirothia et al. (2014) では，いくつかの天体からの電波放射の兆候を発見したが，これらの検出候補イベントは系外惑星からの電波放射であるとは確定していない．
系外惑星からの電波放射については，それぞれの惑星の磁場強度の推定値からスケール則に基づいて電波放射の強度を推定する研究が多数存在する (Farrell et al. 1999など)．しかし系外惑星の磁場は観測からの制約が存在しない．この状況は系外惑星からの電波放射の検出で変わる可能性がある．これは，惑星の磁場強度と測定された電波の周波数との関係から，系外惑星の磁場の間接的な検出を可能にするからである (Grießmeier 2015)．
これまでの系外惑星からの電波放射の推定には，系外惑星の電離圏中での伝搬の影響は考慮されてこなかった．電波放射領域からの電波の脱出に関しては，惑星自体のプラズマ環境の周囲の環境，つまり恒星風の影響のみが考慮されてきた (Grießmeier et al. 2007)．Koskinen et al. (2013) では電離圏内での伝播について短く議論し，電波が 1 - 5 惑星半径の電離圏から放射される場合，10 - 70 MHz より小さい周波数の放射は，惑星の電離圏で遮蔽されると指摘した．
ここでは，ホットジュピターの流体力学的に膨張する高層大気の影響を考慮して，電波放射の電離圏中の伝播について考察した．
[0回]
