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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.05483
Hallakoun et al. (2017)
Once in a blue moon: detection of 'bluing' during debris transits in the white dwarf WD1145+017
(滅多に発生しない：白色矮星 WD1145+017 でのデブリのトランジット中における "青化" の検出)
さらにこの系は，おもに u’ バンドにおける広がった吸収線の存在から，星周ガスを含むことが示されており，また赤外超過からは周囲にダスト円盤が存在することも示されている．
ここでは，WD 1145+017 のトランジット中における色の変化の初めての検出を報告する．観測には，u’, g’, r’, i’ バンドにわたる ULTRACAM での多波長同時高速測光観測を用いた．
観測は，トランジット最中の “青化 (bluing)” と思しき現象の存在を明らかにした．トランジットは赤い側の波長のバンドではより深くなっており，u’ - r’ の色の違いは最大で -0.05 等級であった．
この bluing の考えられる原因について考察した．
分光観測データを元にしたトランジット中と非トランジット中の総合的な測光データと，測光観測によるデータとを比較すると，色の違いはトランジット中にその波長における星の周囲での吸収が減少したことによると考えられる．
このことは，トランジットしている天体とガスは同じ視線方向を共有しており，ガスは白色矮星を部分的に隠しているという状態であると推測される．このような状況は，ガスと，トランジットするデブリと，赤外超過を放射しているダストが，同じ大きな円盤構造の一部になっている場合に実現できると考えられる (ただし，それぞれは異なる半径に位置している可能性がある)．
論文タイトルの "once in a blue moon" は，「滅多に〜ない」という意味の成句です．
arXiv:1702.05483
Hallakoun et al. (2017)
Once in a blue moon: detection of 'bluing' during debris transits in the white dwarf WD1145+017
(滅多に発生しない：白色矮星 WD1145+017 でのデブリのトランジット中における "青化" の検出)
概要
白色矮星をトランジットする微惑星が WD 1145+017 のケプラー K2 データ中に最近初めて発見され，その後も集中的に観測されている．複数回発生する，長く，変動性のあるトランジットは，トランジットする天体がダスト雲であり，おそらくは破壊されつつある小惑星によって生成されたものだということを示唆している．さらにこの系は，おもに u’ バンドにおける広がった吸収線の存在から，星周ガスを含むことが示されており，また赤外超過からは周囲にダスト円盤が存在することも示されている．
ここでは，WD 1145+017 のトランジット中における色の変化の初めての検出を報告する．観測には，u’, g’, r’, i’ バンドにわたる ULTRACAM での多波長同時高速測光観測を用いた．
観測は，トランジット最中の “青化 (bluing)” と思しき現象の存在を明らかにした．トランジットは赤い側の波長のバンドではより深くなっており，u’ - r’ の色の違いは最大で -0.05 等級であった．
この bluing の考えられる原因について考察した．
分光観測データを元にしたトランジット中と非トランジット中の総合的な測光データと，測光観測によるデータとを比較すると，色の違いはトランジット中にその波長における星の周囲での吸収が減少したことによると考えられる．
このことは，トランジットしている天体とガスは同じ視線方向を共有しており，ガスは白色矮星を部分的に隠しているという状態であると推測される．このような状況は，ガスと，トランジットするデブリと，赤外超過を放射しているダストが，同じ大きな円盤構造の一部になっている場合に実現できると考えられる (ただし，それぞれは異なる半径に位置している可能性がある)．
論文タイトルの "once in a blue moon" は，「滅多に〜ない」という意味の成句です．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.04365
Melott et al. (2017)
A supernova at 50 pc: Effects on the Earth's atmosphere and biota
(50 pc での超新星：地球の大気と生物相への影響)
過去数百万年のうちに 2 回の超新星イベント，もしくは一連のイベントの存在が示唆され，そのうち一つは 270 万年から 170 万年前までの間，残りは 650 万年から 870 万年前までの間に発生したと考えられる．
ここでは，そのような超新星が地球型惑星の大気と生物相にどんな影響があるか調べる．Local Bubble はここで考慮している超新星イベントよりも前に形成されたと考え，近傍の超新星と地球はその時共に弱い乱された磁場の中にあったと仮定する．この場合，超新星の影響によって地球での TeV - PeV の宇宙線はファクターで数百増加する．
高エネルギー宇宙線によって対流圏の電離は比例して増加し，地球上の有機物に降り注ぐ全体のミューオン放射はファクターで 150 増加する．これらは，1 万年以内のうちに超新星爆発前のレベルに戻る．
磁場が弱く乱されている状態ではなく秩序だっている場合，影響は磁場の配置に大きく依存する．
この場合の上限は，超新星への視線方向に揃ったコヒーレントな磁場が存在している場合で，この場合は TeV - PeV 宇宙線フラックスは 104 倍増加する．反対に，横磁場の場合は宇宙線は現在の水準を下回る．
arXiv:1702.04365
Melott et al. (2017)
A supernova at 50 pc: Effects on the Earth's atmosphere and biota
(50 pc での超新星：地球の大気と生物相への影響)
概要
最近の鉄60の分析の結果から，過去数百万年のうちに発生した超新星爆発までの距離の推定は，100 pc から 50 pc (およそ 163 光年) にまで下方修正された．過去数百万年のうちに 2 回の超新星イベント，もしくは一連のイベントの存在が示唆され，そのうち一つは 270 万年から 170 万年前までの間，残りは 650 万年から 870 万年前までの間に発生したと考えられる．
ここでは，そのような超新星が地球型惑星の大気と生物相にどんな影響があるか調べる．Local Bubble はここで考慮している超新星イベントよりも前に形成されたと考え，近傍の超新星と地球はその時共に弱い乱された磁場の中にあったと仮定する．この場合，超新星の影響によって地球での TeV - PeV の宇宙線はファクターで数百増加する．
高エネルギー宇宙線によって対流圏の電離は比例して増加し，地球上の有機物に降り注ぐ全体のミューオン放射はファクターで 150 増加する．これらは，1 万年以内のうちに超新星爆発前のレベルに戻る．
磁場が弱く乱されている状態ではなく秩序だっている場合，影響は磁場の配置に大きく依存する．
この場合の上限は，超新星への視線方向に揃ったコヒーレントな磁場が存在している場合で，この場合は TeV - PeV 宇宙線フラックスは 104 倍増加する．反対に，横磁場の場合は宇宙線は現在の水準を下回る．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.03797
de Wit et al. (2017)
Planet-Induced Stellar Pulsations in HAT-P-2's Eccentric System
(HAT-P-2 の離心率の大きい系での惑星が誘起する恒星の脈動)
ここでは，HAT-P-2 のエキセントリックな惑星系における，惑星-恒星間相互作用の観測に関して報告する．
スピッツァー宇宙望遠鏡の 4.5 µm での ~ 350 時間にわたる観測の解析を行った．観測からは，各周回ごとの変動も，また離心率の大きい惑星 HAT-P-2b の軌道進化も見られなかった．
The extensive coverage によって，HAT-P-2b の 4.5 µm での光球面の一時的な加熱を，機器のシステマティックな影響と差別化する事ができた．また，およそ 40 ppm の振幅を持つ中心星の脈動を検出した．この脈動モードは惑星の軌道周波数との exact harmonics に対応しており，脈動は潮汐起源であることを示唆している．
一時的な潮汐の影響は，恒星のエンベロープに脈動モードを励起することが出来るが，これまで，そのような脈動は大きな軌道離心率を持つ恒星の連星系のみで検出されてきた．現在の恒星モデルでは，今回検出された HAT-P-2 の脈動を再現することが出来ない．これは，この系で起きている相互作用に対する我々の理解が不完全であることを示唆している．
軌道離心率は ~ 0.5 (Bakos et al. 2007) であり，非常に大きな離心率を持つ短周期ガス惑星である．
arXiv:1702.03797
de Wit et al. (2017)
Planet-Induced Stellar Pulsations in HAT-P-2's Eccentric System
(HAT-P-2 の離心率の大きい系での惑星が誘起する恒星の脈動)
概要
短周期で高軌道離心率の軌道にある系外惑星は，中心星と惑星の間の放射的・潮汐的な相互作用を研究するためのよい実験場である．このような系を研究することで，惑星の大気は中心星からの時間変動する熱フラックスをどう再分配するか，また中心星が一時的な潮汐変形に対してどう応答するかを調べることが出来る．ここでは，HAT-P-2 のエキセントリックな惑星系における，惑星-恒星間相互作用の観測に関して報告する．
スピッツァー宇宙望遠鏡の 4.5 µm での ~ 350 時間にわたる観測の解析を行った．観測からは，各周回ごとの変動も，また離心率の大きい惑星 HAT-P-2b の軌道進化も見られなかった．
The extensive coverage によって，HAT-P-2b の 4.5 µm での光球面の一時的な加熱を，機器のシステマティックな影響と差別化する事ができた．また，およそ 40 ppm の振幅を持つ中心星の脈動を検出した．この脈動モードは惑星の軌道周波数との exact harmonics に対応しており，脈動は潮汐起源であることを示唆している．
一時的な潮汐の影響は，恒星のエンベロープに脈動モードを励起することが出来るが，これまで，そのような脈動は大きな軌道離心率を持つ恒星の連星系のみで検出されてきた．現在の恒星モデルでは，今回検出された HAT-P-2 の脈動を再現することが出来ない．これは，この系で起きている相互作用に対する我々の理解が不完全であることを示唆している．
HAT-P-2 系について
惑星の HAT-P-2b は質量が 8 木星質量であり，軌道周期は 5.63 日である軌道離心率は ~ 0.5 (Bakos et al. 2007) であり，非常に大きな離心率を持つ短周期ガス惑星である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.02994
Arney et al. (2017)
Pale Orange Dots: The Impact of Organic Haze on the Habitability and Detectability of Earthlike Exoplanets
(ペール・オレンジ・ドッツ：地球に似た系外惑星の生命存在可能性と検出可能性への有機物ヘイズの影響)
中心星の紫外線スペクトルは，大気中のメタンの光化学を通じて有機物ヘイズの形成を駆動する．ここでは 1 次元の光化学気候モデルを用いて，いくつかのタイプの恒星まわりでのハビタブルゾーンにおける，始生代の地球を模した環境での有機物ヘイズのフラクタルの生成を研究した．モデルとして用いたのは，現在および形成初期の太陽，AD Leo (しし座AD星，スペクトル型 M3.5V)，GJ 876 (M4V)，ε Eridani (エリダヌス座イプシロン星，K2V)，σ Bootis (うしかい座シグマ星，F2V) である．
始生代的な大気においては，最も高い紫外線フラックスを持つ恒星を公転する惑星の大気中では，ヘイズは生成しない．これは，光化学的に生じる酸素ラジカルがヘイズの前駆体を破壊することが原因である．
大気中の有機物ヘイズは惑星の居住可能性 (habitability) に関して，紫外線の遮蔽と表面の冷却という影響を与える．しかしこの冷却の効果は， M 型星のまわりでは小さい．これは，M 型星が放射する波長は，有機物ヘイズに対して比較的透明であることが原因である．
さらに，惑星大気中のヘイズの検出可能性について議論するため，スペクトルを計算した．
その結果，GJ 876 の周りの惑星では，ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の (James Webb Space Telescope, JWST) による10 回のトランジット観測で，2.5 µm より短い波長において，ヘイズが存在しない惑星の場合と比べると 2 - 10 σ だけガスの吸収を浅くするという違いが出ることが分かった．
また，メタンと二酸化炭素は > 5 σ で検出可能である．6.3 µm 付近では，ヘイズによる吸収の特徴は 5 σで検出可能となった．しかし近い吸収波長を持つ別の吸収体とヘイズを区別するためには，高いシグナルノイズ比が必要である．
10 パーセクの距離の惑星の直接撮像においては，10 メートルクラスの紫外線・可視光・近赤外線望遠鏡のコロナグラフを用いた観測によって，200 時間の観測において紫外線-青のヘイズの吸収の特徴が > 12 σ で強く検出されるだろう．
論文タイトルの "Pale Orange Dots" は，the Pale Blue Dot のもじりです．ボイジャー1号によって地球から 60 億 km の距離から撮影された地球が，青く淡い点として撮影されたことから，地球およびその写真を "the Pale Blue Dot" と呼ぶようになりました．
なおこの論文のグループは，以前に同じ手法で過去の地球の大気中のヘイズとその影響に関する論文を発表しています．その時の論文タイトルは "The Pale Orange Dot: The Spectrum and Habitability of Hazy Archean Earth" と，"The Pale Orange Dot" が使われています．
今回は系外惑星も含めた多数の惑星を想定した研究となっているため，"Pale Orange Dots" と微妙にタイトルが変わっているようです．
arXiv:1702.02994
Arney et al. (2017)
Pale Orange Dots: The Impact of Organic Haze on the Habitability and Detectability of Earthlike Exoplanets
(ペール・オレンジ・ドッツ：地球に似た系外惑星の生命存在可能性と検出可能性への有機物ヘイズの影響)
概要
既知の惑星大気の中ではヘイズ (もや) の存在は一般的である．また，地球化学的な証拠からは，初期の地球はその環境およびスペクトルへの大きな影響を及ぼすだけの有機物のヘイズが存在したことが示唆されている．中心星の紫外線スペクトルは，大気中のメタンの光化学を通じて有機物ヘイズの形成を駆動する．ここでは 1 次元の光化学気候モデルを用いて，いくつかのタイプの恒星まわりでのハビタブルゾーンにおける，始生代の地球を模した環境での有機物ヘイズのフラクタルの生成を研究した．モデルとして用いたのは，現在および形成初期の太陽，AD Leo (しし座AD星，スペクトル型 M3.5V)，GJ 876 (M4V)，ε Eridani (エリダヌス座イプシロン星，K2V)，σ Bootis (うしかい座シグマ星，F2V) である．
始生代的な大気においては，最も高い紫外線フラックスを持つ恒星を公転する惑星の大気中では，ヘイズは生成しない．これは，光化学的に生じる酸素ラジカルがヘイズの前駆体を破壊することが原因である．
大気中の有機物ヘイズは惑星の居住可能性 (habitability) に関して，紫外線の遮蔽と表面の冷却という影響を与える．しかしこの冷却の効果は， M 型星のまわりでは小さい．これは，M 型星が放射する波長は，有機物ヘイズに対して比較的透明であることが原因である．
さらに，惑星大気中のヘイズの検出可能性について議論するため，スペクトルを計算した．
その結果，GJ 876 の周りの惑星では，ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の (James Webb Space Telescope, JWST) による10 回のトランジット観測で，2.5 µm より短い波長において，ヘイズが存在しない惑星の場合と比べると 2 - 10 σ だけガスの吸収を浅くするという違いが出ることが分かった．
また，メタンと二酸化炭素は > 5 σ で検出可能である．6.3 µm 付近では，ヘイズによる吸収の特徴は 5 σで検出可能となった．しかし近い吸収波長を持つ別の吸収体とヘイズを区別するためには，高いシグナルノイズ比が必要である．
10 パーセクの距離の惑星の直接撮像においては，10 メートルクラスの紫外線・可視光・近赤外線望遠鏡のコロナグラフを用いた観測によって，200 時間の観測において紫外線-青のヘイズの吸収の特徴が > 12 σ で強く検出されるだろう．
論文タイトルの "Pale Orange Dots" は，the Pale Blue Dot のもじりです．ボイジャー1号によって地球から 60 億 km の距離から撮影された地球が，青く淡い点として撮影されたことから，地球およびその写真を "the Pale Blue Dot" と呼ぶようになりました．
なおこの論文のグループは，以前に同じ手法で過去の地球の大気中のヘイズとその影響に関する論文を発表しています．その時の論文タイトルは "The Pale Orange Dot: The Spectrum and Habitability of Hazy Archean Earth" と，"The Pale Orange Dot" が使われています．
今回は系外惑星も含めた多数の惑星を想定した研究となっているため，"Pale Orange Dots" と微妙にタイトルが変わっているようです．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.03136
Esposito et al. (2017)
The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. XIII. The orbital obliquity of three close-in massive planets hosted by dwarf K-type stars: WASP-43, HAT-P-20 and Qatar-2
(TNG での HARPS-N を用いたGAPS プログラム XIII：K 型矮星まわりの 3 つの近接惑星の軌道傾斜角：WASP-43，HAT-P-20，Qatar-2)
ここでは GAPS プロジェクトの一環として，トランジット惑星の公転軸の傾斜角の測定を行った．高精度の視線速度測定を 3.6 m Telescopio Nazionale Galileo (TNG) に設置されている HARPS-N 分光器で行った．その観測結果から，Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター効果) の測定を行って spin-orbit angle を決定した．
また，惑星がトランジットしていない時の視線速度観測データから，惑星の軌道のパラメータを更新した．また，別の複数の 1-2 m 級の望遠鏡で得られた新しいトランジット光度曲線を解析し，惑星と中心星の基本的な物理的パラメータの値を改善した．
ここでは 3 つの非常に重い近接ガス惑星の，新しいトランジット分光観測の結果を報告．観測を行ったのは，WASP-43b，HAT-P-20b，Qatar-2b であり，それぞれ 2.00，7.22，2.62 木星質量，軌道長半径はそれぞれ 0.015，0.036，0.022 AU である．
中心星は 3 つとも有効温度 5000 K 未満の K 型矮星で，それぞれ 4500，4595，4640 K である．この有効温度は，WASP-80 の先例を除けば，これまでにロシター効果が測定された星の中で最も低温なものである．
解析の結果，WASP-43b は spin-orbit angle は 3.5 ± 6.8°，HAT-P-20b では -8.0 ± 6.9° となった．今回の観測対象の中で最も暗い Qatar-2b ではロシター効果は僅かな検出にとどまったが，ベストフィットの値は 15 ± 20°となり，過去の測定と一致した．
測光観測から導かれた中心星の自転周期との組み合わせより，実際の spin-prbit angle は，WASP-43b の系では揃っているが，HAT-P-20b は小さいがしかし有意な傾き 36° (+10, -12) を持つと考えられる．
また，HAT-P-20 と WASP-43 の彩層からの Ca II H & K 輝線の解析から，恒星惑星間相互作用に起因すると思われる，恒星活動の増加の証拠を検出した．
arXiv:1702.03136
Esposito et al. (2017)
The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. XIII. The orbital obliquity of three close-in massive planets hosted by dwarf K-type stars: WASP-43, HAT-P-20 and Qatar-2
(TNG での HARPS-N を用いたGAPS プログラム XIII：K 型矮星まわりの 3 つの近接惑星の軌道傾斜角：WASP-43，HAT-P-20，Qatar-2)
概要
中心星の自転軸に対する惑星の公転軸のなす角度 (spin-orbit angle) は，惑星系の全体的な構造の特徴付けと関連したパラメータであり，中心星に近い巨大惑星の起源を説明するために提案されている異なるシナリオを識別するための重要な観測的な制限である．ここでは GAPS プロジェクトの一環として，トランジット惑星の公転軸の傾斜角の測定を行った．高精度の視線速度測定を 3.6 m Telescopio Nazionale Galileo (TNG) に設置されている HARPS-N 分光器で行った．その観測結果から，Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター効果) の測定を行って spin-orbit angle を決定した．
また，惑星がトランジットしていない時の視線速度観測データから，惑星の軌道のパラメータを更新した．また，別の複数の 1-2 m 級の望遠鏡で得られた新しいトランジット光度曲線を解析し，惑星と中心星の基本的な物理的パラメータの値を改善した．
ここでは 3 つの非常に重い近接ガス惑星の，新しいトランジット分光観測の結果を報告．観測を行ったのは，WASP-43b，HAT-P-20b，Qatar-2b であり，それぞれ 2.00，7.22，2.62 木星質量，軌道長半径はそれぞれ 0.015，0.036，0.022 AU である．
中心星は 3 つとも有効温度 5000 K 未満の K 型矮星で，それぞれ 4500，4595，4640 K である．この有効温度は，WASP-80 の先例を除けば，これまでにロシター効果が測定された星の中で最も低温なものである．
解析の結果，WASP-43b は spin-orbit angle は 3.5 ± 6.8°，HAT-P-20b では -8.0 ± 6.9° となった．今回の観測対象の中で最も暗い Qatar-2b ではロシター効果は僅かな検出にとどまったが，ベストフィットの値は 15 ± 20°となり，過去の測定と一致した．
測光観測から導かれた中心星の自転周期との組み合わせより，実際の spin-prbit angle は，WASP-43b の系では揃っているが，HAT-P-20b は小さいがしかし有意な傾き 36° (+10, -12) を持つと考えられる．
また，HAT-P-20 と WASP-43 の彩層からの Ca II H & K 輝線の解析から，恒星惑星間相互作用に起因すると思われる，恒星活動の増加の証拠を検出した．
[0回]
arXiv:1610.04515