論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1912.03503
Bailer-Jones & Farnocchia (2019)
Future stellar flybys of the Voyager and Pioneer spacecraft
(ボイジャーとパイオニア探査機の将来の恒星フライバイ)

概要

1970 年代に打ち上げられたパイオニア10号，11号，ボイジャー1号，2号は，太陽系外に向かっている．

Gaia の第二次データリリースで公開された恒星の位置天文データと視線速度データから，探査機と 740 万の恒星の軌跡を積分した．探査機がどの恒星に接近遭遇するかを同定するため，銀河ポテンシャル中で計算を行った．

すべての探査機の恒星との最も近い遭遇は，今後数百万年の間に 0.2-0.5 pc の距離で発生する．最も近い接近はパイオニア10号による K8 矮星 HIP 117795 で，90000 年後に 0.23 pc の距離にまで接近する．接近時の相対速度は速く，291 km/s と推定される．

冥王星を探査したニューホライズンズも太陽系を脱出する速度に到達している．しかし今後さらに他のエッジワース・カイパーベルト天体への遭遇マニューバーを行う予定であることから (Arrokoth への接近は 2019 年 1 月に既に実施されている)，ここでは計算に含めていない．


結果として，パイオニアとボイジャーのそれぞれの探査機について，2 pc 以内の距離にまで近づく恒星はおよそ 60 個あり，そのうち 1 pc 以内に接近するものはおよそ 10 個ある．
ただし同定されたこれらの天体のうち，いくつかは信じがたいまでに大きな視線速度を持っているため，データが信頼できない．これはおそらく不十分な位置天文測定の結果か，検出されていない連星に起因するものだと考えられる．

なお，シリウスやアルファ・ケンタウリのような明るい恒星は Gaia のデータリリースに含まれていないため，ここでは考慮していない．


ボイジャー1号の Gl 445 (AC +79 3888) への接近，およびボイジャー2号の Ross 248 への接近は過去の研究でも同定されていたが，今回の研究ではより精密な予測を行った．

なお 3 つの探査機にとって，1 pc 以内への接近を行う最初の恒星はプロキシマ・ケンタウリであるが，これはこの恒星が現在太陽系から 1.3 pc と最も近い恒星だからである．対象とした全ての 4 探査機がプロキシマ・ケンタウリにおよそ 1 pc の距離で遭遇する．そのためこれらは近接した遭遇ではない．

各探査機の動向

ボイジャー1号

ボイジャー1号は，30万2000年後の TYC 3135-52-1 への接近が最近接であり，距離は 0.296 pc である．

この恒星は色・等級図では主系列の上にあり，連星であることが示唆されている．この場合，位置天文データは信頼性が低いものになる．

2 番目の近接遭遇は Gaia DR 2091429484365218432 で距離は 0.392 pc (240万5300年後)，3 番目は
HD 28343 で距離は 0.400 pc (48万7500年後) である．

1 pc 以内に接近するものとして最も早い時期に発生するのは Gl 445 への接近であり，4万4000年後，距離は 0.575 pc である．

なお，プロキシマ・ケンタウリへは 1万6700年後に最接近し，距離は 1.072 pc である．

ボイジャー2号

ボイジャー2号は，4万2000年後の Ross 248 への接近が最近接であり，距離は 0.529 pc である．

2 番目の近接遭遇は Gaia DR2 4370380741264455296 で距離は 0.558 pc (224万5600年後) である．この天体は現在 160 pc 離れた位置にある．

4 番目は h¹ Sgr (いて座h¹星) で 0.708 pc である．この恒星は明るく青いたて座デルタ型変光星である

なお，プロキシマ・ケンタウリへは 2万300年後に最接近し，距離は 0.878 pc である．

パイオニア10号

パイオニア10号は，9万年後の HIP 117795 への接近が最近接であり，距離は 0.231pc である．この天体は Gaia のデータでは視線速度が非常に大きいが，別の報告でも整合的な値が得られている．この恒星は 100-200 年後に太陽から 1.05 pc の距離を通過する見込みである．

HD 152311 も接近をする可能性がある候補天体であるが，この恒星は連星であり，位置天文データはおそらく正しくない．そのため HD 52456 が 2 番目の近接をする恒星であり，距離は 0.435 pc，125万0500年後である．

最も早い時期に近接遭遇を起こすのは Ross 248 であり，3万3800年後，距離は 1.041 pc である．同時期にプロキシマ・ケンタウリにも接近し，距離は 1.013 pc，3万4100年後である．

パイオニア11号

パイオニア11号は，92万8300年後の TYC 992-192-1 への接近が最近接であり，距離は 0.245 pc である，

2 番目は Gaia DR2 454473057495679385 であり，256万8100年後に 0.439 pc の距離に接近する．また Gl 445 はパイオニア11号とも近接し，パイオニア11号にとっては 4 番目に近接する天体となる．最接近は 4万6500年後，距離は 0.586 pc である

パイオニア11号はたて座デルタ星から 0.782 pc の距離を 116万3400年後に通過する．この恒星は変光星の型 (たて座デルタ型星) の元になった天体である．この恒星は Gaia データに大きな誤差があるものの，視差と固有運動はヒッパルコスの値に似ている．そのため位置天文データは信頼できると思われる．

なお，プロキシマ・ケンタウリへは 1万8300年後に 1.040 pc の距離まで接近する．

[0回]

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1912.03794
Montet et al. (2019)
The Young Planet DS Tuc Ab has a Low Obliquity
(若い惑星きょしちょう座DS星Ab は低い傾斜角を持つ)

概要

軌道傾斜角の大きい短周期惑星系の存在は，これらの系の形成と進化に軌道散乱過程が重要な役割を果たした証拠であると考えられる．より最近の研究では，遠方を公転する伴星が原始惑星系円盤を傾け，円盤移動のような滑らかな過程を介して傾斜角の大きい惑星を形成する可能性も指摘されている．

DS Tuc Ab (きょしちょう座DS星Ab) は，4000 万歳の Tucana-Horologium アソシエーション内にある 8.138 日周期のトランジット惑星であり，現在は散逸した原始惑星系円盤と同一平面の軌道を持っていた可能性がある．そのため円盤の物理に関する理論を検証することが可能である．

ここでは，ラスカンパナス天文台 Megellan Clay 望遠鏡の Planet Finder Spectrograph を用いた Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター効果) の測定を行った．惑星のトランジットと恒星の活動シグナルを同時にモデリングすることで，過去に検出が報告されていた惑星の存在を確認した．

恒星活動に誘起される視線速度の変動を複数のモデルを用いて検証し，射影した惑星の軌道傾斜角が 12 ± 13 度という小さい値であることを測定した．そのためこの惑星は滑らかな円盤過程を介して形成されたことが示唆され，また原始惑星系円盤は伴星の DS Tuc B (きょしちょう座DS星B) によって大きく傾けられていなかったことを示唆する．
きょしちょう座DS星Ab は，この手法を用いて観測された中では最も若い惑星である．

きょしちょう座DS星について

きょしちょう座DS星Ab は，Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) の Sector 1 の観測で 3 回のトランジットが検出された，軌道周期 8.14 日の惑星である (Benatti et al. 2019，Newton et al. 2019)．半径は 5.70 地球半径である．

中心星であるきょしちょう座DS星A はスペクトル型が G6V，有効温度が 5430 K で，中心星の半径はモデル依存性があるが 0.964 太陽半径もしくは 0.872 太陽半径である．

この系は Tucana-Horologium (Tuc- Hor) アソシエーションの一員であり，このアソシエーションの年齢は 3500 万 - 4500 万歳である (Bell et al. 2015，Crumdall et al. 2019)，この恒星自身は連星であり，射影距離 240 AU の位置にスペクトル型 K3V の天体 きょしちょう座DS星B を持つ．

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arXiv:1912.04095
Zhou et al. (2019)
A well aligned orbit for the 45 Myr old transiting Neptune DS Tuc Ab
(4500 万歳のトランジットする海王星型惑星きょしちょう座DS星Ab の揃った軌道)

概要

DS Tuc Ab (きょしちょう座DS星Ab) の，天球に射影した恒星の自転軸と惑星の軌道軸の角度を測定した．測定は，3 つの別々のトランジット観測での Rossiter-McRaughlin 効果から行った．

その結果，惑星の軌道は恒星の赤道面によく揃っているように思われ，天球上に射影した傾斜角は 2.93 (+0.88, -0.87) 度と測定された．

トランジット惑星による恒星の吸収線の変形の他に，大きな黒点によると解釈できる変動を観測し，その角サイズは数十度と推定される．

観測はラスカンパナス天文台の 6.5 m Magellan Clay 望遠鏡の Planet Finder Spectrograph を使用した．またセロ・トロロ天文台の 1.5 m Small and Moderate Aperture Research Telescope System (SMARTS) telescope の CHIRON 装置も使用して観測を行った．


きょしちょう座DS星系は，伴星の きょしちょう座DS星B が存在する階層的三重星である．傾斜した軌道を持つ外側の伴星がある場合，速い古在相互作用によって階層的三重星内の惑星の軌道を 10⁴-10⁸ 年のタイムスケールで近接ホットジュピターに変化させうる (Wu et al. 2007など)．しかしきょしちょう座DS星B は惑星と同一平面上を公転していると思われるため，惑星軌道を古在機構を介して近接軌道に出来ない．

系の年齢が若いことと惑星の軌道が傾いていないことから，この惑星は永年的な惑星惑星相互作用のを起こした例ではないことを示唆している．

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arXiv:1912.04185
El-Badry & Quataert (2019)
Not so fast: LB-1 is unlikely to contain a 70 M⊙ black hole
(そんなに速くない：LB-1 は 70 太陽質量ブラックホールを持っていそうにない)

概要

最近発見された連星系 LB-1 は，~70 太陽質量のブラックホールを持つという観測結果が報告されている．この前例のない大きな質量を持つ見えない天体の検出報告は，Hα 輝線の視線速度の変動が検出されていることに基づいており，この変動はブラックホール周りの降着円盤に起源を持つと提唱されている．

ここでは，検出が報告されている Hα 輝線の視線速度変動の証拠は実際には存在せず，またその見かけのずれは伴星である明るい恒星の Hα 吸収線のずれに起因するものであることを示す．

もし伴星での Hα の吸収線の影響を考慮しない場合，Hα 線のずれは常に定常な輝線が明るい恒星の運動とは逆位相でずれるように見える．Keck/HIRES で観測された LB-1 のスペクトルから B 型星のテンプレートスペクトルを差し引いた場合，検出が報告されていた視線速度変動の兆候は消える．

また観測データからは，視線速度の半振幅が 1.3 km s^-1 を超える Hα 輝線のいかなる周期的な変動の存在が否定される．このことは，観測された Hα 放射はブラックホール周りの降着円盤に起源を持つものではないことを強く示唆している．そのため，Hα 輝線と吸収線の相対速度振幅から，連星系の質量比に制約を与えることは出来ない．

LB-1 連星系中の見えない天体の性質は不明のままであるが，「通常の」恒星質量ブラックホールである 5-20 太陽質量の天体だと考えるのがもっともらしい．Hα 線の放射は，連星のどちらか一方からではなく，主に周連星物質から来ている可能性が高い．

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arXiv:1912.04092
Abdul-Masih et al. (2019)
No signature of the orbital motion of a putative 70 solar mass black hole in LB-1
(LB-1 の仮説上の 70 太陽質量ブラックホールの軌道運動のシグナルは存在しない)

概要

最近，Liu et al. (2019) によって LB-1 系での 68 (+11, -13) 太陽質量のブラックホールの検出が報告された．この天体は 8.2 太陽質量の B 型準巨星を持ち，78.9 日の軌道周期の分光連星系である．

このブラックホールは，コンパクト天体ではない伴星を持つ既知のあらゆる恒星質量ブラックホールよりも 2 倍以上重いものであり，その質量は重力波干渉計で検出されたブラックホール・ブラックホール合体の結果として形成されるものに近い．

一般的な，重い連星進化および恒星風とコア崩壊超新星の理論では，太陽類似の金属量の環境におけるこのような質量のブラックホールが存在することは困難である．そのため LB-1 の存在と特徴を説明するためには，より特異な形成シナリオが必要である．

ここでは，ブラックホール質量の導出に使用された観測的なシグナルが，ブラックホールからではなく，伴星である B 型星の軌道運動から生じることを示す．
結果として，観測データ中には重いブラックホールの存在を示す証拠は残らない．したがって，太陽金属量における大きな質量を持つブラックホールの形成モデルと，大質量星の進化の理論の間の食い違いも存在しないことになる．

70 太陽質量ブラックホールについて

LB-1 で発見が主張されている大きなブラックホール質量は，2 つの主要な主張に依拠している．

(i) 伴星である B 型星の軌道の特徴付けと物理的特性
(ii) ブラックホールの軌道運動の間接的測定

見えない天体が大質量であることを示すための重要な測定は，ブラックホール天体の視線速度の半振幅の大きさである．これは Hα 輝線のプロファイルの wing 部分の位置の見かけの変動の測定の結果で，この放射が見えない天体の周りの受動的な降着円盤から生成されているという仮定に基づいている．

Liu et al. ではこの変動はブラックホールの軌道運動をトレースしていると仮定している．しかしここでは，観測された視線速度の変動は，定常な Hα 輝線プロファイルに B 型星の恒星による吸収線が重ね合わせられた結果として生じたものであることを示す．

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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1912.03599
Eldridge et al. (2019)
Weighing in on black hole binaries with BPASS: LB-1 does not contain a 70M⊙ black hole
(BPASS によるブラックホール連星の質量測定：LB-1 は 70 太陽質量のブラックホールを含んでいない)

概要

最近発見が報告された 70 太陽質量の非常に重いブラックホール候補天体の存在は，現在の恒星風と対不安定型超新星からの理解とは相容れないものである．ここではこの系の観測結果の異なる解釈について調査を行った．

BPASS v2.2 恒星・種族合成モデルを調べることで．LB-1 系で観測された特徴に一致するものを探した．その結果，LB-1 系の観測に一致する連星進化モデルを見出した．Gaia の観測で報告されている距離で，より一般的な質量である 4-7 太陽質量のブラックホールを持つモデルに一致した．

また，連星の運動が Gaia の観測データを用いた距離決定を誤ったものにする可能性についての調査を行った．その結果，Gaia によって得られた距離は正確であり，LB-1 の連星系までの距離は Gaia によって測定されたものが整合的であることが分かった．

結果として，LB-1 系にあるブラックホールは当初指摘されたように極端な質量を持つブラックホールである可能性は非常に低い．そのかわりに，我々の銀河系内で形成されることが予想される，典型的な恒星質量のブラックホール連星である可能性が高い．

70 太陽質量ブラックホールについて

Liu et al. (2019) によって，70 太陽質量と非常に重いブラックホール候補天体の検出が主張された．このような質量のブラックホールは，現在の理論では予想されないものである．太陽金属量の環境の場合，恒星風による質量放出が非常に強く，ブラックホールの前駆体である恒星が質量を失ってしまうため，超新星に形成されるブラックホールは 10 太陽質量未満になる．

Liu et al. (2019) では．3 つの主要な議論から観測結果は重いブラックホールが存在するとの解釈がもっともらしいとの主張を行っている．
1 つ目は，広い Hα 線の放射は，見えないコンパクトな天体の近くにあるケプラー円盤から来ており，速度の半振幅は 6.4 km s^-1，視線方向から ~15° の低い傾斜角で観測しているというものである．2 つ目は，伴星の天体としてもっともらしい推測は 8.5 太陽質量の主系列星であるというものであり，これは視線速度の半振幅が 52.8 km s^-1 であることに起因している．3 つ目は，Gaia によって報告された天体の視差は 2 倍間違っており，この天体までの距離は 2.14 kpc ではなく 4.23 kpc だという主張である．

これらの主張のうち最初のものは，Hα 線のスペクトル分布の正しい解釈に依存している．この特徴は，伴星の間にある円盤ではない物質の流れやホットスポット，非対称構造などに起因する複雑さが存在するため，問題のある解釈だと考えられる．

また，コンパクト天体が活発に物質を降着していて，したがってブラックホールの存在を確実にトレースできるような，緩和した対称な円盤が存在しているという明確な証拠が無い．静穏な状態にあるよく調査された降着ブラックホールでも，Hα 線の分布は一般に複雑であり，通常はブラックホールを確実にトレースすることは出来ない．

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