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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.05348
Shankman et al. (2017)
OSSOS VI. Striking Biases in the detection of large semimajor axis Trans-Neptunian Objects
(OSSOS VI．大きな軌道長半径を持つ太陽系外縁天体の検出における著しいバイアス)
TNOs の偏った軌道分布は異なる独立のサーベイで検出されているため，この偏りの検出には観測バイアスの影響は存在しないという主張にも繋がっている．
この TNOs の軌道要素の偏りは，いわゆる “Planet 9” 仮説が提唱される元になった．この仮説は，太陽系内の遠方にスーパーアース天体が存在し，TNOs の軌道要素に影響を与えているため偏りが生じているというものである．
Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) は，2013 年から 2017 年までの間に Canada-France-Hawaii Telescope を用いて行われていた大型の観測プログラムであり，800 個を超える TNOs を検出した．OSSOS の主要な目標の一つは，検出したサンプル中に現れる可能性のある観測バイアスを注意深く決定することである．
ここでは，大きな軌道長半径を持った TNOs の検出に存在する，著しく，直感的ではない観測バイアスの存在について立証する．OSSOS での観測による，8 個の大きな軌道長半径を持つ天体の検出は過去のその他の TNOs の検出とは独立したデータセットであり，また過去の研究で使われている複合したサンプルと同程度の個数サイズを持つ．
解析の結果，OSSOS で検出された大きな軌道長半径を持つ TNOs の軌道分布は，一様な角度分布を基調とする検出と整合的である，つまり TNOs の軌道要素には目立った偏りは存在しないと結論付けた．
TNOs を検出するためのサーベイの多くは黄道面付近を対象とした観測が行われている．その結果として TNOs は，黄道面付近に近日点を持つ天体が近日点付近に来た際に検出が多くなるという観測バイアスがかかることが知られている．このバイアスによって，検出される TNOs の近点引数 ω は 0°か 180° に集まることとなる．しかし，近点引数が 180°付近のものに対して 0°付近のものが発見されやすいということを再現できるようなバイアスは知られていないため，180°ではなく 0°周辺のみに偏っている理由は不明である．
Batygin & Brown (2016) では，MPC データベース中の TNOs のうち軌道長半径が 250 AU より大きいものは，昇交点経度 Ω と近日点経度 π = ω + Ω も偏っていることを指摘した．何らかの安定化の機構が存在しない場合，海王星からの重力的擾乱によってこれらの軌道の角度は比較的短いタイムスケールでランダム化されるはずである．もし観測されている軌道角度の偏りが本質的な TNO 分布を反映したものである場合，現在に至るまで軌道の角度要素を偏らせるための何らかの力学的機構が必要である．この原因として，遠方に未発見の巨大惑星が存在するという仮説が提案されている (Trujillo & Sheppard 2014, Batygin & Brown 2016など)．
未発見の惑星が太陽系外縁の TNO 領域に影響を与えているというアイデア自体はは新しいものではなく，近日点が非常に大きい TNOs (q-detached TNOs)，例えば 2000 CR105やセドナなどの形成を説明するために存在が提唱されたものもある (Gladman et al. 2002, Brown et al. 2004など)．
OSSOS は完全に独立した，単一のサーベイによる，大きな軌道長半径を持つ TNOs のサンプルを提供する事ができる．OSSOS で発見された TNOs のサンプル数は，過去の研究に使われたものと同じ程度の規模を持つ，
OSSOS では，830 個を超える，軌道要素がよく決定された TNOs を発見している．OSSOS の高精度のアストロメトリ観測によって，検出した TNOs の軌道要素を素早く決定することが可能となっている．
OSSOS では，軌道長半径 a が 150 AU より大きく近日点距離 q が 30 AU より大きい TNOs を 8 個検出している．一方で Trujillo & Sheppard (2014) では，非公開のサーベイによって検出されている MPC のデータから 12 個の TNOs を解析に使用している．また，a が 250 AU より大きく q が 30 AU より大きい TNOs の検出数は 4 個であり，Batygin & Brown (2016) で使用されている MPC データの TNOs は 6 個である．
今回の解析では以下の疑問に取り組む．
OSSOS で検出された TNOs の軌道要素の分布は，遠方の TNOs は本来は一様な ω の分布を持つとした場合と整合的であった．この結果は，TNOs で a > 150 AU かつ q > 30 AU のものが本質的に ω が 0°周辺に偏っているという説に疑問を投げかけるものである．
OSSOS のサーベイでは，遠方 TNOs の軌道の角度要素 (ω など) の検出には，強力で著しいバイアスが存在することを示した．OSSOS のサンプル単独を考慮した場合では，軌道要素の分布が偏っていることを明確に示す証拠は見られなかった．また，MPC のサンプルも合わせて解析した場合，検出されている TNOs での軌道要素の偏りの存在は否定的である．従って，TNOs の軌道の角度が本質的に偏っているという仮説の証拠は，今回の初めての独立した大きなサンプルの中からは発見されなかった．
今回の結果より，q-detached TNOs の軌道要素を説明するための，太陽系外縁部における矮星スケールより大きな天体の存在という仮説は依然としてもっともらしいと思われるが，Planet 9 仮説のような，スーパーアースやそれより大きい程度の惑星が遠方 TNOs の軌道要素を制限しているという説については疑わしいと考えられる．
「太陽系の遠方に未発見の惑星が存在する」という仮説はこれまでにいくつも提唱されていますが，2016 年に Batygin & Brown (2016) によって提唱された "Planet 9" 仮説は大きなニュースになりました．太陽系外縁天体の軌道要素の分布には多かれ少なかれ偏りが見られていて，その一部の偏りは Planet 9 が存在すると仮定することで上手く説明できる，というのがその要旨でした．
しかし Planet 9 仮説の根拠となっている太陽系外縁天体の偏りは，参照している天体の個数が少ないため，偏りは観測バイアスもしくはサンプル数が少ないことによる見かけの偏り (あるいはその両方) によるものであって，本質的に偏っているわけではないという疑問も上がっていました．
このサーベイでは太陽系外縁天体の検出を行い，その結果から，観測バイアスや少数サンプルの効果以上の偏りは見られず，Planet 9 を含む未発見惑星仮説を提唱する根拠は疑わしい，という結論を出しています．
arXiv:1706.05348
Shankman et al. (2017)
OSSOS VI. Striking Biases in the detection of large semimajor axis Trans-Neptunian Objects
(OSSOS VI．大きな軌道長半径を持つ太陽系外縁天体の検出における著しいバイアス)
概要
近年発見数が増えている，小サイズで大きな軌道長半径を持つ太陽系外縁天体 (trans-Neptunian objects, TNOs) は，軌道配置が偏っているように見える．この偏りは，これらの TNOs の本質的な分布を反映したものであるかもしれないし，観測バイアスの結果および検出された天体が少数の場合に統計的に見られるものの影響であるかもしれない．TNOs の偏った軌道分布は異なる独立のサーベイで検出されているため，この偏りの検出には観測バイアスの影響は存在しないという主張にも繋がっている．
この TNOs の軌道要素の偏りは，いわゆる “Planet 9” 仮説が提唱される元になった．この仮説は，太陽系内の遠方にスーパーアース天体が存在し，TNOs の軌道要素に影響を与えているため偏りが生じているというものである．
Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) は，2013 年から 2017 年までの間に Canada-France-Hawaii Telescope を用いて行われていた大型の観測プログラムであり，800 個を超える TNOs を検出した．OSSOS の主要な目標の一つは，検出したサンプル中に現れる可能性のある観測バイアスを注意深く決定することである．
ここでは，大きな軌道長半径を持った TNOs の検出に存在する，著しく，直感的ではない観測バイアスの存在について立証する．OSSOS での観測による，8 個の大きな軌道長半径を持つ天体の検出は過去のその他の TNOs の検出とは独立したデータセットであり，また過去の研究で使われている複合したサンプルと同程度の個数サイズを持つ．
解析の結果，OSSOS で検出された大きな軌道長半径を持つ TNOs の軌道分布は，一様な角度分布を基調とする検出と整合的である，つまり TNOs の軌道要素には目立った偏りは存在しないと結論付けた．
研究背景
太陽系外縁天体分布の偏りと未発見遠方惑星仮説
Trujillo & Sheppard (2014) は，Minor Planet Center (MPC) のデータベースにある太陽系外縁天体 (TNOs) のデータを元にして，既知の TNOs のうち，軌道長半径 150 AU より大きく近日点が 30 AU より遠いものは，近点引数 ω の値が 0°周辺に集まっていることを指摘した．TNOs を検出するためのサーベイの多くは黄道面付近を対象とした観測が行われている．その結果として TNOs は，黄道面付近に近日点を持つ天体が近日点付近に来た際に検出が多くなるという観測バイアスがかかることが知られている．このバイアスによって，検出される TNOs の近点引数 ω は 0°か 180° に集まることとなる．しかし，近点引数が 180°付近のものに対して 0°付近のものが発見されやすいということを再現できるようなバイアスは知られていないため，180°ではなく 0°周辺のみに偏っている理由は不明である．
Batygin & Brown (2016) では，MPC データベース中の TNOs のうち軌道長半径が 250 AU より大きいものは，昇交点経度 Ω と近日点経度 π = ω + Ω も偏っていることを指摘した．何らかの安定化の機構が存在しない場合，海王星からの重力的擾乱によってこれらの軌道の角度は比較的短いタイムスケールでランダム化されるはずである．もし観測されている軌道角度の偏りが本質的な TNO 分布を反映したものである場合，現在に至るまで軌道の角度要素を偏らせるための何らかの力学的機構が必要である．この原因として，遠方に未発見の巨大惑星が存在するという仮説が提案されている (Trujillo & Sheppard 2014, Batygin & Brown 2016など)．
未発見の惑星が太陽系外縁の TNO 領域に影響を与えているというアイデア自体はは新しいものではなく，近日点が非常に大きい TNOs (q-detached TNOs)，例えば 2000 CR105やセドナなどの形成を説明するために存在が提唱されたものもある (Gladman et al. 2002, Brown et al. 2004など)．
OSSOS による観測
Planet 9 仮説 (Batygin & Brown 2016) などのような，最近提唱されている遠方の巨大惑星仮説における重要な前提は，現在見られている軌道の角度要素の偏りは観測バイアスによるものではないという点である．しかし，MPC にある TNOs は発見状況やサーベイの特徴が公表されていないサーベイによるものが多く，MPC の全サンプルについての観測バイアスを検証するのを困難にしている．OSSOS は完全に独立した，単一のサーベイによる，大きな軌道長半径を持つ TNOs のサンプルを提供する事ができる．OSSOS で発見された TNOs のサンプル数は，過去の研究に使われたものと同じ程度の規模を持つ，
OSSOS では，830 個を超える，軌道要素がよく決定された TNOs を発見している．OSSOS の高精度のアストロメトリ観測によって，検出した TNOs の軌道要素を素早く決定することが可能となっている．
OSSOS では，軌道長半径 a が 150 AU より大きく近日点距離 q が 30 AU より大きい TNOs を 8 個検出している．一方で Trujillo & Sheppard (2014) では，非公開のサーベイによって検出されている MPC のデータから 12 個の TNOs を解析に使用している．また，a が 250 AU より大きく q が 30 AU より大きい TNOs の検出数は 4 個であり，Batygin & Brown (2016) で使用されている MPC データの TNOs は 6 個である．
今回の解析では以下の疑問に取り組む．
- OSSOS での a > 150 AU, q > 30 AU の TNO 領域での観測バイアス，特にそれらの軌道角度 ω，Ω，π に関連するものは何か？
- OSSOS サンプルには，TNOs の MPC サンプルで議論されているような，ω (for a > 150 AU)，Ω (a > 250 AU)，π (a > 250 AU) の偏りの証拠はあるか？
- ω，Ω，π の本質的な分布は全て一様であるという帰無仮説を棄却できるか？
OSSOS サンプルの解析結果と議論
OSSOS サンプル中には，新たな惑星が存在するという仮説の動機になったような，近点引数 ω の偏りの証拠は見られなかった．OSSOS サーベイでの ω の分布は，観測バイアスを考慮に入れると，TNOs の軌道要素の分布がランダムであるという帰無仮説を棄却できない．従って，TNOs の軌道要素の偏りは，観測バイアスと少数のサンプルからの統計の両方によるものだということが示唆される．OSSOS で検出された TNOs の軌道要素の分布は，遠方の TNOs は本来は一様な ω の分布を持つとした場合と整合的であった．この結果は，TNOs で a > 150 AU かつ q > 30 AU のものが本質的に ω が 0°周辺に偏っているという説に疑問を投げかけるものである．
OSSOS のサーベイでは，遠方 TNOs の軌道の角度要素 (ω など) の検出には，強力で著しいバイアスが存在することを示した．OSSOS のサンプル単独を考慮した場合では，軌道要素の分布が偏っていることを明確に示す証拠は見られなかった．また，MPC のサンプルも合わせて解析した場合，検出されている TNOs での軌道要素の偏りの存在は否定的である．従って，TNOs の軌道の角度が本質的に偏っているという仮説の証拠は，今回の初めての独立した大きなサンプルの中からは発見されなかった．
今回の結果より，q-detached TNOs の軌道要素を説明するための，太陽系外縁部における矮星スケールより大きな天体の存在という仮説は依然としてもっともらしいと思われるが，Planet 9 仮説のような，スーパーアースやそれより大きい程度の惑星が遠方 TNOs の軌道要素を制限しているという説については疑わしいと考えられる．
「太陽系の遠方に未発見の惑星が存在する」という仮説はこれまでにいくつも提唱されていますが，2016 年に Batygin & Brown (2016) によって提唱された "Planet 9" 仮説は大きなニュースになりました．太陽系外縁天体の軌道要素の分布には多かれ少なかれ偏りが見られていて，その一部の偏りは Planet 9 が存在すると仮定することで上手く説明できる，というのがその要旨でした．
しかし Planet 9 仮説の根拠となっている太陽系外縁天体の偏りは，参照している天体の個数が少ないため，偏りは観測バイアスもしくはサンプル数が少ないことによる見かけの偏り (あるいはその両方) によるものであって，本質的に偏っているわけではないという疑問も上がっていました．
このサーベイでは太陽系外縁天体の検出を行い，その結果から，観測バイアスや少数サンプルの効果以上の偏りは見られず，Planet 9 を含む未発見惑星仮説を提唱する根拠は疑わしい，という結論を出しています．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.04686
Moses & Poppe (2017)
Dust Ablation on the Giant Planets: Consequences for Stratospheric Photochemistry
(巨大惑星におけるダストのアブレーション：成層圏での光化学への影響)
その結果．エッジワース・カイパーベルト天体，木星族彗星，オールト雲彗星から供給されるダスト粒子によって，酸素原子の有効流入率は，木星で 1.0 (+2.2, -0.7) × 107 個 cm-2 s-1，土星で 7.4 (+16, -5.1) × 104 個 cm-2 s-1，天王星で 8.9 (+19, -6.1) × 104 個 cm-2 s-1，海王星で 7.5 (+16, -5.1) × 105 個 cm-2 s-1 と推定される．
アブレーションを受けて供給された酸素のその後は，最初に輸送された分子/原子の形態に部分的に依存する．また，運び込まれた大気の高度にも依存する．成層圏での主要な生成物は CO，H2O，CO2 であり，これらは光化学的に比較的安定である．
モデルとデータの比較から，惑星間空間ダスト粒子は木星と天王星には十分な量の酸素を運び込むが，土星と海王星への流入量は中間成層圏で現在見られている CO 存在度を説明するには遥かに少ないことが分かった．この結果は，全ての巨大惑星は過去数百年の間に大きな彗星衝突を経験したとする理論と整合する．またこの結果は，木星成層圏における背景水分子存在度の低さは，アブレーション最中もしくは直後の，ダスト起源の酸素を CO へ効率的に変換する過程が存在することを示唆している．光化学反応単独では，巨大惑星において H2O を CO に効率的に変換できないためである．
arXiv:1706.04686
Moses & Poppe (2017)
Dust Ablation on the Giant Planets: Consequences for Stratospheric Photochemistry
(巨大惑星におけるダストのアブレーション：成層圏での光化学への影響)
概要
惑星間空間ダストのアブレーション (ablation, 溶発) は，木星，土星，天王星，海王星の高層大気に酸素を供給する．最近の力学的モデルによる巨大惑星へのダストの流入率の予言 (Poppe et al. 2016) を用いて，惑星大気中でのダストのアブレーションのプロファイルを計算し，これらの惑星の成層圏における酸素-炭化水素の中性光化学について調べた．その結果．エッジワース・カイパーベルト天体，木星族彗星，オールト雲彗星から供給されるダスト粒子によって，酸素原子の有効流入率は，木星で 1.0 (+2.2, -0.7) × 107 個 cm-2 s-1，土星で 7.4 (+16, -5.1) × 104 個 cm-2 s-1，天王星で 8.9 (+19, -6.1) × 104 個 cm-2 s-1，海王星で 7.5 (+16, -5.1) × 105 個 cm-2 s-1 と推定される．
アブレーションを受けて供給された酸素のその後は，最初に輸送された分子/原子の形態に部分的に依存する．また，運び込まれた大気の高度にも依存する．成層圏での主要な生成物は CO，H2O，CO2 であり，これらは光化学的に比較的安定である．
モデルとデータの比較から，惑星間空間ダスト粒子は木星と天王星には十分な量の酸素を運び込むが，土星と海王星への流入量は中間成層圏で現在見られている CO 存在度を説明するには遥かに少ないことが分かった．この結果は，全ての巨大惑星は過去数百年の間に大きな彗星衝突を経験したとする理論と整合する．またこの結果は，木星成層圏における背景水分子存在度の低さは，アブレーション最中もしくは直後の，ダスト起源の酸素を CO へ効率的に変換する過程が存在することを示唆している．光化学反応単独では，巨大惑星において H2O を CO に効率的に変換できないためである．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.04990
Masuda (2017)
Eccentric Companions to Kepler-448b and Kepler-693b: Clues to the Formation of Warm Jupiters
(ケプラー448b とケプラー693b の高軌道離心率の伴星：ウォームジュピター形成の手がかり)
新たに発見された伴星天体の質量は，ケプラー448c が 22 木星質量，ケプラー693c が 150 木星質量である．どちらも高軌道離心率軌道にあり，ケプラー448c は軌道離心率が 0.65，ケプラー693c は 0.47 であり，近星点距離は 1.5 AU である．
これらの系の内側の惑星は 2 つとも中間的な大きさの軌道離心率を持っており，ケプラー448b は 0.34，ケプラー693b は 0.2 である．
ケプラー693 系では，内側の惑星の軌道と外側の伴星の軌道の相互軌道傾斜角が大きい (53 度もしくは 134 度) ことが，TDVs から検出された．外側の伴星は内側の木星型惑星の軌道離心率に永年振動をもたらし，これによって内側の惑星の近星点は，恒星と惑星の潮汐相互作用が重要になるほどの十分な近距離へ近づくことが出来る．
ケプラー448 系では，内側の惑星軌道と外側の伴星天体の相互軌道傾斜角はあまり制限出来ていない，ケプラー693 系で起こりうるような内側の惑星軌道の離心率の振動は，取りうる可能性のある軌道のうち，一部の範囲内では可能である．
従ってこれらの温暖な木星型惑星は，ホットジュピターへ移行する潮汐的な軌道移動の最中である可能性がある．しかし，この過程を介してのスノーラインより外側からの軌道移動は，外側の伴星が主星に近く重いという性質を持つため不利である．この事は，温暖な木星型惑星は，スノーラインの内側においてその場形成 (in situ formation) され，その後高軌道離心率の軌道移動を経由してホットジュピターに進化できる可能性があることを示唆する．
arXiv:1706.04990
Masuda (2017)
Eccentric Companions to Kepler-448b and Kepler-693b: Clues to the Formation of Warm Jupiters
(ケプラー448b とケプラー693b の高軌道離心率の伴星：ウォームジュピター形成の手がかり)
概要
トランジットする温暖な木星型惑星 (warm Jupiter，ウォームジュピター)，ケプラー448b (KOI-12b) (軌道周期 17.9 日，1.23 木星半径) とケプラー693b (KOI-824b) (軌道周期 15.4 日，0.91 木星半径) を持つ系に，トランジットしない別の伴星天体をそれぞれ発見した．これらの天体発見は，トランジット惑星のトランジット時刻変動 (transit timing variations, TTVs) とトランジット継続時間変動 (transit duration variations, TDVs) の力学的モデリングを元に行われた．新たに発見された伴星天体の質量は，ケプラー448c が 22 木星質量，ケプラー693c が 150 木星質量である．どちらも高軌道離心率軌道にあり，ケプラー448c は軌道離心率が 0.65，ケプラー693c は 0.47 であり，近星点距離は 1.5 AU である．
これらの系の内側の惑星は 2 つとも中間的な大きさの軌道離心率を持っており，ケプラー448b は 0.34，ケプラー693b は 0.2 である．
ケプラー693 系では，内側の惑星の軌道と外側の伴星の軌道の相互軌道傾斜角が大きい (53 度もしくは 134 度) ことが，TDVs から検出された．外側の伴星は内側の木星型惑星の軌道離心率に永年振動をもたらし，これによって内側の惑星の近星点は，恒星と惑星の潮汐相互作用が重要になるほどの十分な近距離へ近づくことが出来る．
ケプラー448 系では，内側の惑星軌道と外側の伴星天体の相互軌道傾斜角はあまり制限出来ていない，ケプラー693 系で起こりうるような内側の惑星軌道の離心率の振動は，取りうる可能性のある軌道のうち，一部の範囲内では可能である．
従ってこれらの温暖な木星型惑星は，ホットジュピターへ移行する潮汐的な軌道移動の最中である可能性がある．しかし，この過程を介してのスノーラインより外側からの軌道移動は，外側の伴星が主星に近く重いという性質を持つため不利である．この事は，温暖な木星型惑星は，スノーラインの内側においてその場形成 (in situ formation) され，その後高軌道離心率の軌道移動を経由してホットジュピターに進化できる可能性があることを示唆する．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.04319
Pearson et al. (2017)
Searching for Exoplanets Using Artificial Intelligence
(人工知能を用いた系外惑星の探査)
ここでは，ニューラルネットワークを用いた系外惑星候補の探査の手法について提案する．
ニューラルネットワークは，ディープラーニングやディープネットなどとも呼ばれ，最新の機械学習技術である．これまでのトランジット検出のアルゴリズムとは異なり，ディープネットは惑星の特徴を認識する方法を機械学習で習得する．
このディープラーニングアルゴリズムを用いることで，ノイズの多いデータ中にある地球的な系外惑星を 99%の精度で検出することが出来る．一方で，最小二乗法を用いた手法では検出は 73%の精度である．
ここでは，観測データ中のノイズレベルよりも小さい惑星シグナルに対して，軌道位相を折りたたむ手法を用いて，周期的なトランジットを検出する手法を考案した．
arXiv:1706.04319
Pearson et al. (2017)
Searching for Exoplanets Using Artificial Intelligence
(人工知能を用いた系外惑星の探査)
概要
これまでに 100 万個を超える恒星が，トランジットする惑星を検出するためにモニターされてきた．観測した各天体に系外惑星候補が存在する可能性について，手動でのデータの解釈は労力が大きく，またヒューマンエラーを起こす可能性もある．また，それらの結果は定量化が難しい．ここでは，ニューラルネットワークを用いた系外惑星候補の探査の手法について提案する．
ニューラルネットワークは，ディープラーニングやディープネットなどとも呼ばれ，最新の機械学習技術である．これまでのトランジット検出のアルゴリズムとは異なり，ディープネットは惑星の特徴を認識する方法を機械学習で習得する．
このディープラーニングアルゴリズムを用いることで，ノイズの多いデータ中にある地球的な系外惑星を 99%の精度で検出することが出来る．一方で，最小二乗法を用いた手法では検出は 73%の精度である．
ここでは，観測データ中のノイズレベルよりも小さい惑星シグナルに対して，軌道位相を折りたたむ手法を用いて，周期的なトランジットを検出する手法を考案した．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1706.04232
Kammer et al. (2017)
New Horizons Upper Limits on O2 in Pluto's Present Day Atmosphere
(冥王星の現在の大気における酸素分子のニューホライズンによる上限)
2015 年 7 月の冥王星探査機ニューホライズンズのフライバイの間に，探査機は様々な観測から冥王星の大気の組成を探査した．この観測には，Alice UV 分光器を用いた，紫外線での太陽掩蔽観測も含む (Stern et al. 2015, Gladstone et al. 2016, Young et al. 2017)．
これらの報告で記述されているように，冥王星大気中での分子種による吸収からは，窒素分子が検出されている．また，CH4，C2H2，C2H4，C2H6 といった炭化水素種も検出されている．
ここでは，これらのデータから酸素分子の紫外線での吸収が無いか解析を行った．酸素分子は Alice 分光器のバンドパス内で大きな断面積を持つ．
解析の結果，冥王星大気中から酸素分子の吸収の証拠は検出されなかった．このことから，冥王星大気中の酸素分子の存在度への上限値を，鉛直方向の高さ 700 km までの範囲で高度の関数として与えた．大気の大部分において，視線方向の上限値は ~ 3 × 1015 cm-2 であった．この値は，酸素分子の混合比が 10-6 - 10-4 であることに対応している．
この値はチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での値より遥かに低い (5 分の 1 〜 50 分の 1)．
この解析結果を元に，冥王星大気中に酸素分子が少ない理由について考察した．
1 つ目は，チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星は冥王星を形成したような物質の典型的な例ではないという可能性である．
あるいは，冥王星は初期の酸素分子の量としてはチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星と似た量を含んでいるが，現在の大気中には検知可能な量としては見つからない，という可能性である．つまり，かつては大気中に存在したものの，現在は惑星の内部に隔離されていて検出できないというものである．
さらにその他の可能性として，冥王星内における酸素分子は，酸素を含む別の分子種に化学的に変換されているというものがある．この分子種には例えば H2O，CO，CO2 などがある．あるいは金属元素と化合している可能性もある．
冥王星とチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星では質量が 109 倍異なり，お互いの熱的進化と化学進化は大きく異なることが予想されるため．さらなる観測が必要である．
具体的には，チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での酸素分子の存在度が，カイパーベルト起源の彗星全体としてどれだけ典型的なのかを決定する必要がある．Keeny et al. (2017) では，チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の酸素分子は，遠紫外線の波長での恒星掩蔽観測でも検出できることを示している．これにより，将来的なハッブル宇宙望遠鏡や同様の将来観測装置によってこの問題に取り組める可能性が拓ける．
arXiv:1706.04232
Kammer et al. (2017)
New Horizons Upper Limits on O2 in Pluto's Present Day Atmosphere
(冥王星の現在の大気における酸素分子のニューホライズンによる上限)
概要
67P/Churyumov-Gerasimenko 彗星 (チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星) のコマから，探査機ロゼッタによって酸素分子が発見されたこと (Bieler et al. 2015) は驚くべき結果であった．この発見が，カイパーベルト天体である冥王星の大気中での酸素探査のモチベーションとなった．これは，酸素分子は冥王星の表面温度でも依然として揮発性物質として存在できるからである．2015 年 7 月の冥王星探査機ニューホライズンズのフライバイの間に，探査機は様々な観測から冥王星の大気の組成を探査した．この観測には，Alice UV 分光器を用いた，紫外線での太陽掩蔽観測も含む (Stern et al. 2015, Gladstone et al. 2016, Young et al. 2017)．
これらの報告で記述されているように，冥王星大気中での分子種による吸収からは，窒素分子が検出されている．また，CH4，C2H2，C2H4，C2H6 といった炭化水素種も検出されている．
ここでは，これらのデータから酸素分子の紫外線での吸収が無いか解析を行った．酸素分子は Alice 分光器のバンドパス内で大きな断面積を持つ．
解析の結果，冥王星大気中から酸素分子の吸収の証拠は検出されなかった．このことから，冥王星大気中の酸素分子の存在度への上限値を，鉛直方向の高さ 700 km までの範囲で高度の関数として与えた．大気の大部分において，視線方向の上限値は ~ 3 × 1015 cm-2 であった．この値は，酸素分子の混合比が 10-6 - 10-4 であることに対応している．
この値はチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での値より遥かに低い (5 分の 1 〜 50 分の 1)．
この解析結果を元に，冥王星大気中に酸素分子が少ない理由について考察した．
1 つ目は，チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星は冥王星を形成したような物質の典型的な例ではないという可能性である．
あるいは，冥王星は初期の酸素分子の量としてはチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星と似た量を含んでいるが，現在の大気中には検知可能な量としては見つからない，という可能性である．つまり，かつては大気中に存在したものの，現在は惑星の内部に隔離されていて検出できないというものである．
さらにその他の可能性として，冥王星内における酸素分子は，酸素を含む別の分子種に化学的に変換されているというものがある．この分子種には例えば H2O，CO，CO2 などがある．あるいは金属元素と化合している可能性もある．
冥王星とチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星では質量が 109 倍異なり，お互いの熱的進化と化学進化は大きく異なることが予想されるため．さらなる観測が必要である．
具体的には，チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星での酸素分子の存在度が，カイパーベルト起源の彗星全体としてどれだけ典型的なのかを決定する必要がある．Keeny et al. (2017) では，チュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の酸素分子は，遠紫外線の波長での恒星掩蔽観測でも検出できることを示している．これにより，将来的なハッブル宇宙望遠鏡や同様の将来観測装置によってこの問題に取り組める可能性が拓ける．
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天文・宇宙物理関連メモ vol.192 Batygin & Brown (2016) 太陽系内の "第9惑星" の証拠について