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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.00731
Gerdes et al. (2017)
Discovery and Physical Characterization of a Large Scattered Disk Object at 92 AU
(92 AU の距離の大きな散乱円盤天体の発見と物理的特徴付け)
この天体は，力学的に分離した (dynamically detached，海王星の強い影響下にない) 太陽系外縁天体 (trans-Neptunian object) であり，92 AU の位置で発見された．この天体は，今のところ 2 番目に遠い位置にいる太陽系外縁天体であり，この天体よりも遠方にいるのは準惑星のエリスのみである．(※軌道長半径での比較ではなく，現在の距離での比較)．
この天体は 2014 年から 2016 年の間に行われた Dark Energy Survey で得られたデータの中に，r バンド中に 23.0 等級の明るさの天体として発見された．軌道周期は 1140 年で，軌道長半径は 109 AU，軌道傾斜角は 26.8° である．また，2142 年には 38 AU の位置にある近日点に到達する．
この天体の軌道の積分からは，10 億年のタイムスケールでこの軌道は力学的に安定であり，また海王星との相互作用はごく小さいことが判明した．
さらに，アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA) でこの天体のフォローアップ観測を行った．3 時間の観測から，この天体の熱的放射の Rayleigh-Jeans tail の観測を行った．
その結果，この天体からのシグナルは 7 σ の確度で検出され，天体表面が一様で，かつ球体であることを仮定すると，V バンドでのアルベドが 18.0%で，直径が 541 km であると推定される．
これらの力学的に乱された分布を持つ天体は，古典的カイパーベルト天体の分布を生み出したメカニズムとは大きく異なったメカニズムによって生み出されたはずである．これは，サイズ (Fraser et al. 2014)，色 (Tegler & Romanishin 2000)，アルベド (Brucker et al. 2009)，連星になっている割合 (Noll et al. 2008) が大きく異なることなどによって示唆されている．
散乱円盤の天体は Gladman et al. (2008) によって大きく 2 つに分割されている．
海王星によって散乱された天体 (これは 10 Myr のタイムスケールでの軌道長半径の大きな変動によって示唆される)，そして分離天体 (detached objects，散乱されておらず，軌道共鳴に入っていない，軌道離心率が 0.24 より大きい天体) である．
これらの天体のうち最も長い軌道周期を持つもののいくつかは，近点引数と昇交点黄経において統計的に偶然では有り得ない集まり方をしている．このことから，Planet 9 と呼ばれる遠方のスーパーアース天体が存在するという仮説が提案されている (Trujillo & Sheppard 2014, Batygin & Brown 2016)．
DES は，Dark Energy Camera (DECam, Flaugher et al. 2015) を用いて行われていた，南天の 5000 平方度の可視光でのサーベイ観測である．チリの Cerro Tololo Inter-American Observatory の 4 m Blanco telescope を使用して行われていた．
DES の主目的は，ダークエネルギーの状態方程式に制限をかけるというものである．このカメラは精密宇宙論のための強力な道具であるが，同時に太陽系の遠方天体を同定するのにも適している．例えば，このプロジェクトの一環で，2 つの海王星のトロヤ群小惑星が発見され (Gerdes et al. 2016)，また ”extreme TNO” である 2013 RF98 も発見されている (Abbott et al. 2016)．
軌道離心率：0.651
軌道傾斜角：26.78509°
近日点距離：37.97 AU
近日点通過時刻：2142年1月2日 ± 1654 日
遠日点距離：179.8 AU
軌道周期：1136 年
発見時の太陽からの距離：92.5 AU
r バンドでの実視等級：22.98
V バンドでの実視等級：23.38
絶対等級：H_V = 3.5
アルベド：18%
直径：541 km
この天体を非公式に “DeeDee” と呼んでいる．これは “distant dwarf” が由来である．
arXiv:1702.00731
Gerdes et al. (2017)
Discovery and Physical Characterization of a Large Scattered Disk Object at 92 AU
(92 AU の距離の大きな散乱円盤天体の発見と物理的特徴付け)
概要
準惑星の可能性がある天体 2014 UZ224 (愛称 “DeeDee") の観測と，その物理的な特徴付けについて報告する．この天体は，力学的に分離した (dynamically detached，海王星の強い影響下にない) 太陽系外縁天体 (trans-Neptunian object) であり，92 AU の位置で発見された．この天体は，今のところ 2 番目に遠い位置にいる太陽系外縁天体であり，この天体よりも遠方にいるのは準惑星のエリスのみである．(※軌道長半径での比較ではなく，現在の距離での比較)．
この天体は 2014 年から 2016 年の間に行われた Dark Energy Survey で得られたデータの中に，r バンド中に 23.0 等級の明るさの天体として発見された．軌道周期は 1140 年で，軌道長半径は 109 AU，軌道傾斜角は 26.8° である．また，2142 年には 38 AU の位置にある近日点に到達する．
この天体の軌道の積分からは，10 億年のタイムスケールでこの軌道は力学的に安定であり，また海王星との相互作用はごく小さいことが判明した．
さらに，アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計 (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA) でこの天体のフォローアップ観測を行った．3 時間の観測から，この天体の熱的放射の Rayleigh-Jeans tail の観測を行った．
その結果，この天体からのシグナルは 7 σ の確度で検出され，天体表面が一様で，かつ球体であることを仮定すると，V バンドでのアルベドが 18.0%で，直径が 541 km であると推定される．
散乱円盤天体の特徴と観測
太陽系外縁天体中の散乱円盤 (scattered disk) と 内オールトの雲 (inner Oort cloud) は，古典的なカイパーベルトを超えて数百 AU の距離まで分布している．これらの力学的に乱された分布を持つ天体は，古典的カイパーベルト天体の分布を生み出したメカニズムとは大きく異なったメカニズムによって生み出されたはずである．これは，サイズ (Fraser et al. 2014)，色 (Tegler & Romanishin 2000)，アルベド (Brucker et al. 2009)，連星になっている割合 (Noll et al. 2008) が大きく異なることなどによって示唆されている．
散乱円盤の天体は Gladman et al. (2008) によって大きく 2 つに分割されている．
海王星によって散乱された天体 (これは 10 Myr のタイムスケールでの軌道長半径の大きな変動によって示唆される)，そして分離天体 (detached objects，散乱されておらず，軌道共鳴に入っていない，軌道離心率が 0.24 より大きい天体) である．
これらの天体のうち最も長い軌道周期を持つもののいくつかは，近点引数と昇交点黄経において統計的に偶然では有り得ない集まり方をしている．このことから，Planet 9 と呼ばれる遠方のスーパーアース天体が存在するという仮説が提案されている (Trujillo & Sheppard 2014, Batygin & Brown 2016)．
DES は，Dark Energy Camera (DECam, Flaugher et al. 2015) を用いて行われていた，南天の 5000 平方度の可視光でのサーベイ観測である．チリの Cerro Tololo Inter-American Observatory の 4 m Blanco telescope を使用して行われていた．
DES の主目的は，ダークエネルギーの状態方程式に制限をかけるというものである．このカメラは精密宇宙論のための強力な道具であるが，同時に太陽系の遠方天体を同定するのにも適している．例えば，このプロジェクトの一環で，2 つの海王星のトロヤ群小惑星が発見され (Gerdes et al. 2016)，また ”extreme TNO” である 2013 RF98 も発見されている (Abbott et al. 2016)．
パラメータ
軌道長半径：108.90 AU軌道離心率：0.651
軌道傾斜角：26.78509°
近日点距離：37.97 AU
近日点通過時刻：2142年1月2日 ± 1654 日
遠日点距離：179.8 AU
軌道周期：1136 年
発見時の太陽からの距離：92.5 AU
r バンドでの実視等級：22.98
V バンドでの実視等級：23.38
絶対等級：H_V = 3.5
アルベド：18%
直径：541 km
この天体を非公式に “DeeDee” と呼んでいる．これは “distant dwarf” が由来である．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.02150
Gibson et al. (2017)
VLT/FORS2 comparative transmission spectroscopy II: confirmation of a cloud-deck and Rayleigh scattering in WASP-31b, but no potassium?
(VLT/FORS2 での透過光比較分光 II：WASP-31b での雲層とレイリー散乱の確認と，カリウムの非検出の可能性)
得られたトランジット光度曲線は，機器の系統の影響により破損しているが，この影響は白色光の光度曲線から導かれる共通モードを用いて除去することが出来た．
15 nm の波長ビンにおいて，トランジット深さの精度は ~ 140 ppm であった．ただし精度は波長によって大きく変わる．
今回の FORS2 の観測により，過去のハッブル宇宙望遠鏡 (Hubble Space Telescope, HST) の STIS での観測から示唆されていた，大気中の雲層の存在を確認した．
また，過去の HST/STIS のデータをガウシアンプロセスモデルを用いて再解析した．その結果，過去の測定と非常に良い一致を見せた．
惑星大気のスペクトルは，5300 Å 程度未満の短波長でのレイリー散乱の特徴を再現した．また，長い波長では雲層の存在を再現した．しかし FORS2 での観測では，過去の STIS を用いて検出されていた大きなカリウムの吸収の特徴は排除されたように思われる．HST/STIS のデータからは検出されたものの，その強度と有意性は低くなった (~ 2.5 σ)．
今回の結果と過去の STIS でのカリウムの検出 (~ 4.3 σ) の差異は，地上観測による地球大気成分の混入の結果か，HST/STIS での狭いバンドでの特徴の不定性の過小評価によるものだと考えられる．
arXiv:1702.02150
Gibson et al. (2017)
VLT/FORS2 comparative transmission spectroscopy II: confirmation of a cloud-deck and Rayleigh scattering in WASP-31b, but no potassium?
(VLT/FORS2 での透過光比較分光 II：WASP-31b での雲層とレイリー散乱の確認と，カリウムの非検出の可能性)
概要
Very Large Telescope (VLT) の FORS2 で，ホットジュピター WASP-31b の透過光分光観測を行った．2 回のトランジットを，400 - 840 nm の波長帯で観測した．得られたトランジット光度曲線は，機器の系統の影響により破損しているが，この影響は白色光の光度曲線から導かれる共通モードを用いて除去することが出来た．
15 nm の波長ビンにおいて，トランジット深さの精度は ~ 140 ppm であった．ただし精度は波長によって大きく変わる．
今回の FORS2 の観測により，過去のハッブル宇宙望遠鏡 (Hubble Space Telescope, HST) の STIS での観測から示唆されていた，大気中の雲層の存在を確認した．
また，過去の HST/STIS のデータをガウシアンプロセスモデルを用いて再解析した．その結果，過去の測定と非常に良い一致を見せた．
惑星大気のスペクトルは，5300 Å 程度未満の短波長でのレイリー散乱の特徴を再現した．また，長い波長では雲層の存在を再現した．しかし FORS2 での観測では，過去の STIS を用いて検出されていた大きなカリウムの吸収の特徴は排除されたように思われる．HST/STIS のデータからは検出されたものの，その強度と有意性は低くなった (~ 2.5 σ)．
今回の結果と過去の STIS でのカリウムの検出 (~ 4.3 σ) の差異は，地上観測による地球大気成分の混入の結果か，HST/STIS での狭いバンドでの特徴の不定性の過小評価によるものだと考えられる．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.00448
Wyttenbach et al. (2017)
Hot Exoplanet Atmospheres Resolved with Transit Spectroscopy (HEARTS) I. Detection of hot neutral sodium at high altitudes on WASP-49b
(トランジット分光観測 (HEARTS) 分解された高温の系外惑星大気 I WASP-49b の高高度における高温の中性ナトリウムの検出)
ここでは，系外惑星の上層大気の分光学的サーベイ (HEARTS) の一環として，高温の巨大ガス惑星の比較研究を行い，中心星の輻射が惑星の上層大気にどのように影響を及ぼすか調べた．ここでは，HEARTS による最初の観測を報告する．
今回は，高温の土星質量惑星 WASP-49b を観測した．ESO 3.6 m 望遠鏡の HARPS 高分解能分光器を用いて惑星を観測し，126 のスペクトルを取得した，また WASP-49b の 3 回のトランジットを観測した．
惑星のトランジットスペクトルを解析して大気のモデリングを行った．この際に，恒星起源の可能性がある疑わしいスペクトルに対しては特に注意を払った．
解析の結果，惑星大気中に Na I D 線を分光学的に分解することが出来た．このシグナルは恒星光スペクトルの混入とは考えにくい．
D2 線 (2.0 ± 0.5%) と D1 線 (1.8 ± 0.7%) のコントラストが大きく，これは高温の中性ナトリウム (1960 (+400, -500) K) が高高度 (~ 1.5 惑星半径，~ 45000 km) にあるということを示唆している．この惑星の cloudiness index (雲の存在度を定量的に評価する指数) の推定から，この惑星の大気は，ナトリウムのスペクトル線で観測した高度は雲が存在しない環境であると考えられる．
WASP-49b は evaporation desert (惑星が中心星の輻射の影響で蒸発してしまう領域) の境界に近く，HD 189733b のようにその境界から離れたパラメータを持つ惑星に比べて熱圏の特徴が大きく出ている．
arXiv:1702.00448
Wyttenbach et al. (2017)
Hot Exoplanet Atmospheres Resolved with Transit Spectroscopy (HEARTS) I. Detection of hot neutral sodium at high altitudes on WASP-49b
(トランジット分光観測 (HEARTS) 分解された高温の系外惑星大気 I WASP-49b の高高度における高温の中性ナトリウムの検出)
概要
ホットジュピターの代表例である HD 189733b のトランジット中の，可視光領域での高分解能分光観測から，Na I D 線のスペクトルを検出することができ，惑星の高層大気の極端な環境を探ることが出来る．ここでは，系外惑星の上層大気の分光学的サーベイ (HEARTS) の一環として，高温の巨大ガス惑星の比較研究を行い，中心星の輻射が惑星の上層大気にどのように影響を及ぼすか調べた．ここでは，HEARTS による最初の観測を報告する．
今回は，高温の土星質量惑星 WASP-49b を観測した．ESO 3.6 m 望遠鏡の HARPS 高分解能分光器を用いて惑星を観測し，126 のスペクトルを取得した，また WASP-49b の 3 回のトランジットを観測した．
惑星のトランジットスペクトルを解析して大気のモデリングを行った．この際に，恒星起源の可能性がある疑わしいスペクトルに対しては特に注意を払った．
解析の結果，惑星大気中に Na I D 線を分光学的に分解することが出来た．このシグナルは恒星光スペクトルの混入とは考えにくい．
D2 線 (2.0 ± 0.5%) と D1 線 (1.8 ± 0.7%) のコントラストが大きく，これは高温の中性ナトリウム (1960 (+400, -500) K) が高高度 (~ 1.5 惑星半径，~ 45000 km) にあるということを示唆している．この惑星の cloudiness index (雲の存在度を定量的に評価する指数) の推定から，この惑星の大気は，ナトリウムのスペクトル線で観測した高度は雲が存在しない環境であると考えられる．
WASP-49b は evaporation desert (惑星が中心星の輻射の影響で蒸発してしまう領域) の境界に近く，HD 189733b のようにその境界から離れたパラメータを持つ惑星に比べて熱圏の特徴が大きく出ている．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.00691
Barragán et al. (2017)
EPIC 218916923 b: a low-mass warm Jupiter on a 29-day orbit transiting an active K0 V star
(EPIC 218916923b：活発な K0V 星をトランジットする 29 日周期の低質量の温暖な木星型惑星)
この惑星のトランジットシグナルは，ケプラーの K2 ミッションの Campaign 7 で検出された．K2 の測光観測と，地上からのフォローアップ観測でこの惑星系のパラメータを決定した．惑星の質量は 0.381 木星質量，半径は 0.812 木星半径である．
この惑星は，トランジットする warm Jupiters の中で最も低質量のもののうちのひとつである．惑星の平均密度は 0.88 g cm3 であり，惑星のコア質量が ~ 50 地球質量であるとすると半径と質量を説明できる．
中心星の明るさ (V = 11.653) と比較的短いトランジット継続時間 (~ 5 時間)，また期待される Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター効果) の振幅 (~ 25 m/s) から，EPIC 218916923 は warm Jupiter を持つ系での spin-orbit angle (中心星の自転軸と惑星の後手ん軸の成す角度) を測定する良いターゲットである．
有効温度：5287 K
金属量：[Fe/H] = 0.21
自転周期：17.24 日
質量：0.918 太陽質量
半径：0.860 太陽半径
Gyrochronological age：1.8 Gyr (恒星の自転周期から推定した年齢)
距離：152 pc
質量：0.381 木星質量
半径：0.812 木星半径
平衡温度：555 K
軌道長半径：0.1811 AU
arXiv:1702.00691
Barragán et al. (2017)
EPIC 218916923 b: a low-mass warm Jupiter on a 29-day orbit transiting an active K0 V star
(EPIC 218916923b：活発な K0V 星をトランジットする 29 日周期の低質量の温暖な木星型惑星)
概要
EPIC 218916923b の発見を報告する．この惑星は，トランジットする温暖な木星型惑星 (平衡温度 555 K) であり，29 日周期の軌道にある．また，活発な K0V 星のまわりを公転している．この惑星のトランジットシグナルは，ケプラーの K2 ミッションの Campaign 7 で検出された．K2 の測光観測と，地上からのフォローアップ観測でこの惑星系のパラメータを決定した．惑星の質量は 0.381 木星質量，半径は 0.812 木星半径である．
この惑星は，トランジットする warm Jupiters の中で最も低質量のもののうちのひとつである．惑星の平均密度は 0.88 g cm3 であり，惑星のコア質量が ~ 50 地球質量であるとすると半径と質量を説明できる．
中心星の明るさ (V = 11.653) と比較的短いトランジット継続時間 (~ 5 時間)，また期待される Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター効果) の振幅 (~ 25 m/s) から，EPIC 218916923 は warm Jupiter を持つ系での spin-orbit angle (中心星の自転軸と惑星の後手ん軸の成す角度) を測定する良いターゲットである．
パラメータ
EPIC 218916923
スペクトル型：K0V有効温度：5287 K
金属量：[Fe/H] = 0.21
自転周期：17.24 日
質量：0.918 太陽質量
半径：0.860 太陽半径
Gyrochronological age：1.8 Gyr (恒星の自転周期から推定した年齢)
距離：152 pc
EPIC 218916923b
軌道周期：28.38229 日質量：0.381 木星質量
半径：0.812 木星半径
平衡温度：555 K
軌道長半径：0.1811 AU
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1702.00013
Petigura et al. (2017)
Four Sub-Saturns with Dissimilar Densities: Windows into Planetary Cores and Envelopes
(異なる密度を持った 4 つのサブサターン：惑星の核とエンベロープを知るための手がかり)
今回の観測は，土星より小さいサイズの惑星である，K2-27b, K2-32b, K2-38b, K2-108b が対象である．観測の目標は，これらの惑星の質量と軌道と重元素量の存在度を理解することである．
これらの惑星のサイズはどれも似ているが (4.5 - 5.5 地球半径)，質量は異なる (16 - 60 地球質量)．この事は，これらの惑星のコアとエンベロープ質量の多様性を示唆している．
K2-32b は最も軽い 16.5 ± 2.7 地球質量を持つ．また，この惑星の軌道は，別の 2 つの海王星より小さい惑星との 3:2:1 の軌道周期の尽数関係に近い．
K2-27b と K2-39b はより質量が重く，30.9 ± 4.6 地球質量と 39.8 ± 4.4 地球質量である．またこれらの系からは，他の惑星の存在を示すシグナルは検出されなかった．
K2-108b は最も重く 59.4 ± 4.4 地球質量である．この質量は，この惑星には重元素が 50 地球質量程度存在していることを示唆する．
土星より小さい天体全体では，サイズに対する惑星の質量は大きな多様性があることが分かっている．質量とサイズの間の相関は著しく弱い．そのため，土星より軽い程度の惑星 (sub-Saturn，サブサターン) はサイズに関わらず 6 - 60 地球質量程度の範囲になる．
また，惑星の質量と中心星の金属量の間に強い相関を発見した．この事は，金属量が豊富な円盤から，より重い惑星のコアが誕生したことを示唆している．
最も重い部類の sub-Saturns は，その系内に別の惑星を持つものが少なく，また軌道離心率が若干大きい軌道を持つ傾向にある．これは，過去の段階での力学的な軌道不安定を示唆するものかもしれない．
また，惑星のエンベロープの割合と現在の平衡温度の間には僅かな相関しか見られなかった．これは，原始惑星系円盤から降着した gas sub-Saturns の量を決めるのには，大気の光蒸発は主要な役割を果たさない事を示唆する．
arXiv:1702.00013
Petigura et al. (2017)
Four Sub-Saturns with Dissimilar Densities: Windows into Planetary Cores and Envelopes
(異なる密度を持った 4 つのサブサターン：惑星の核とエンベロープを知るための手がかり)
概要
Keck/HIRES による視線速度観測の結果を報告する．今回の観測は，土星より小さいサイズの惑星である，K2-27b, K2-32b, K2-38b, K2-108b が対象である．観測の目標は，これらの惑星の質量と軌道と重元素量の存在度を理解することである．
これらの惑星のサイズはどれも似ているが (4.5 - 5.5 地球半径)，質量は異なる (16 - 60 地球質量)．この事は，これらの惑星のコアとエンベロープ質量の多様性を示唆している．
K2-32b は最も軽い 16.5 ± 2.7 地球質量を持つ．また，この惑星の軌道は，別の 2 つの海王星より小さい惑星との 3:2:1 の軌道周期の尽数関係に近い．
K2-27b と K2-39b はより質量が重く，30.9 ± 4.6 地球質量と 39.8 ± 4.4 地球質量である．またこれらの系からは，他の惑星の存在を示すシグナルは検出されなかった．
K2-108b は最も重く 59.4 ± 4.4 地球質量である．この質量は，この惑星には重元素が 50 地球質量程度存在していることを示唆する．
土星より小さい天体全体では，サイズに対する惑星の質量は大きな多様性があることが分かっている．質量とサイズの間の相関は著しく弱い．そのため，土星より軽い程度の惑星 (sub-Saturn，サブサターン) はサイズに関わらず 6 - 60 地球質量程度の範囲になる．
また，惑星の質量と中心星の金属量の間に強い相関を発見した．この事は，金属量が豊富な円盤から，より重い惑星のコアが誕生したことを示唆している．
最も重い部類の sub-Saturns は，その系内に別の惑星を持つものが少なく，また軌道離心率が若干大きい軌道を持つ傾向にある．これは，過去の段階での力学的な軌道不安定を示唆するものかもしれない．
また，惑星のエンベロープの割合と現在の平衡温度の間には僅かな相関しか見られなかった．これは，原始惑星系円盤から降着した gas sub-Saturns の量を決めるのには，大気の光蒸発は主要な役割を果たさない事を示唆する．
[0回]
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