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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.05624
Fossati et al. (2016)
Aeronomical constraints to the minimum mass and maximum radius of hot low-mass planets
(高温の低質量惑星の最小質量と最大半径の超高層大気からの制限)
ここでは，早期 G 型星，K 型星，M 型星の周りを公転する，平衡温度 500 K, 1000 K の，5, 10 地球質量の惑星について考える．晴れた大気 (雲が存在しない) を仮定し，またエネルギー律速の大気散逸 (高エネルギーの恒星放射の吸収によって引き起こされる加熱からのみなる) の公式から得られた散逸率と，ボロメトリックな加熱を考慮した流体力学的な大気のコードからの散逸率を比較した．
その結果，ジーンズ散逸パラメータ Λ が 15 - 35 より小さい惑星は “boil-off” 状態であることが分かった．この boil-off 状態は，大気散逸が大気の熱エネルギーと惑星の小さい重力によって駆動されている領域である．
惑星の平衡温度が 1000 K 以上程度と高温で，かつ質量が 5 地球質量以下と軽い場合，Λ < 15 - 35 の値を持つ惑星の大気と惑星半径は小さく収縮するため，それに伴って Λ は 15 - 35 より大きくなる，従って boil-off 状態から外れることになる．この変化は，500 Myr より短い期間に起きる．
また，惑星のロッシュローブ半径が小さくなるため，高温 (平衡温度 1000 K 以上程度) で重い (10 地球質量以下) で Λ < 15 - 35 の惑星でも，M 型星を周回している場合は同じ現象が起きる．
このパラメータ領域の中にある，高齢で水素主体の組成を持つ惑星の場合，Λ は 15 - 35 より大きくなっている必要がある．これは，惑星の最小質量と最大半径に対する強い制限を与える．この制限は，惑星大気中のエアロゾルの存在の予言や惑星質量の制限，あるいはその両方に使うことが出来る．
arXiv:1612.05624
Fossati et al. (2016)
Aeronomical constraints to the minimum mass and maximum radius of hot low-mass planets
(高温の低質量惑星の最小質量と最大半径の超高層大気からの制限)
概要
近年の大量の近接低密度惑星の発見を受け，流体力学的効果とロッシュローブの効果を取り入れて，ジーンズ散逸パラメータ (Jeans escape parameter) を一般化した．ここでは，早期 G 型星，K 型星，M 型星の周りを公転する，平衡温度 500 K, 1000 K の，5, 10 地球質量の惑星について考える．晴れた大気 (雲が存在しない) を仮定し，またエネルギー律速の大気散逸 (高エネルギーの恒星放射の吸収によって引き起こされる加熱からのみなる) の公式から得られた散逸率と，ボロメトリックな加熱を考慮した流体力学的な大気のコードからの散逸率を比較した．
その結果，ジーンズ散逸パラメータ Λ が 15 - 35 より小さい惑星は “boil-off” 状態であることが分かった．この boil-off 状態は，大気散逸が大気の熱エネルギーと惑星の小さい重力によって駆動されている領域である．
惑星の平衡温度が 1000 K 以上程度と高温で，かつ質量が 5 地球質量以下と軽い場合，Λ < 15 - 35 の値を持つ惑星の大気と惑星半径は小さく収縮するため，それに伴って Λ は 15 - 35 より大きくなる，従って boil-off 状態から外れることになる．この変化は，500 Myr より短い期間に起きる．
また，惑星のロッシュローブ半径が小さくなるため，高温 (平衡温度 1000 K 以上程度) で重い (10 地球質量以下) で Λ < 15 - 35 の惑星でも，M 型星を周回している場合は同じ現象が起きる．
このパラメータ領域の中にある，高齢で水素主体の組成を持つ惑星の場合，Λ は 15 - 35 より大きくなっている必要がある．これは，惑星の最小質量と最大半径に対する強い制限を与える．この制限は，惑星大気中のエアロゾルの存在の予言や惑星質量の制限，あるいはその両方に使うことが出来る．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.04372
Brewer et al. (2016)
C/O and O/H Ratios Suggest Some Hot Jupiters Originate Beyond the Snow Line
(C/O 比と O/H 比はいくつかのホットジュピターがスノーライン外側に起源を持つことを示唆する)
円盤の温度分布は，様々な化合物が凝縮する場所に影響を与える．これらの化学的に異なる領域は円盤寿命の間に移動し混合するものの，円盤内で形成される惑星の組成に痕跡を残す．そのため，ホットジュピターの大気組成をその中心星の元素組成と比べた場合，その惑星の形成と移動プロセスに対して制約を与えられる可能性がある．
ここでは，ホットジュピターを持つ 10 の系に対して，恒星と惑星それぞれの炭素と酸素の存在度を比較した．もし惑星が大量の微惑星集積を伴うコア降着で形成され，その後に円盤内を移動してきたのであれば，ホットジュピター大気の O/H 比は恒星より明らかに大きくなり，C/O 比は恒星より小さくなるはずである．
しかし，現在報告されているホットジュピターの元素存在度は，一般的には恒星より大きな C/O 比を持つが，現在までに報告されている O/H と C/O の値については，起源について確実な結論を下すには大きすぎる不定性を持つという事が判明した．
しかし HD 209458b の場合は，中心星 (HD 209458) と比べた時の高い C/O 比の値と少ない O/H 比の値から，この惑星はスノーラインのずっと遠方に起源を持ち，惑星が持つ質量の大部分はガス降着で獲得したものであり，またその後の円盤が失われた状態での惑星移動があったという事を示唆する結果が得られた．
元素存在度に関しては，将来のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡での進化した観測が，より精密な測定を可能にすると期待される．また，現在わずかに見られる傾向を元にすると，ホットジュピターうちの多くの割合は，HD 209458b と同様に，主星と比較して C/O 比が大きく，O/H 比は低い値を示すであろうということを予測する．
スノーラインの内側では，少量の酸素はケイ酸マグネシウムに結合しているが，その他はガス円盤と恒星の酸素組成はほぼ同じである．
数 AU の場所に位置する水のスノーラインと ~ 10 AU に位置するの二酸化炭素のスノーラインの間では，酸素は水氷の中に存在している．しかし一方で，炭素の凝縮物はエネルギー的に有利ではない．そのため，この領域のガス成分は酸素が少なく，しかし炭素は豊富であり，C/O 比は恒星の値および円盤の初期の値よりも大きくなる (Piso et al. 2015など)．
二酸化炭素のスノーラインと，~ 30 AU に位置する一酸化炭素のスノーラインの間は，炭素の二倍の量だけ酸素が凝縮し，さらにガスの O/H 比が減少し C/O 比が増加する．
一酸化炭素のスノーラインの遠方は，炭素と酸素は恒星の存在度のパターンを反映した固体状態にあり，ガスは金属成分が無くなった状態になると考えられる．
惑星が円盤内のどこでその質量の大部分を降着したのか，また固体とガスの降着の割合は，形成されるガス惑星の大気組成に影響を与える．
もしホットジュピター大気の C/O 比が中心星の値より大きくなっていた場合，この惑星は水のスノーライン以遠で形成されたものであると考えられる．ガス惑星の C/O 比が大きく，そして [O/H] が主星より小さい場合，この惑星は大気を水のスノーライン以遠で取り込んで，円盤が無くなった後の軌道移動を経験したと考えられる．
その一方，[O/H] が中心星と同程度もしくは大きい値を持つガス惑星の場合，その惑星はかなりの割合の固体を集積したか，あるいは円盤の中を早い段階で中心星近くに移動してきたかであると考えられる (Madhusudhan et al. 2014)．
木星と土星の場合，炭素の存在度は太陽の光球面と比べてファクターで 3.5 - 7 大きい (Pontoppidan et al. 2014)．しかしこれらの惑星は温度が低いため，水の存在量 (言い換えれば酸素の存在量) の測定は直接サンプリングが必要である (Wong et al. 2004)．
非常に強い輻射を受けているホットジュピターでは太陽系内の冷たいガス惑星とは状況が大きく異なり，10 個の惑星で水が大気中から明確に検出されている (Kreidberg et al. 2015など)．
arXiv:1612.04372
Brewer et al. (2016)
C/O and O/H Ratios Suggest Some Hot Jupiters Originate Beyond the Snow Line
(C/O 比と O/H 比はいくつかのホットジュピターがスノーライン外側に起源を持つことを示唆する)
概要
惑星を持っている恒星の元素組成は，惑星が形成される原始惑星系円盤の初期の組成の指標としての機能を持つ．円盤の温度分布は，様々な化合物が凝縮する場所に影響を与える．これらの化学的に異なる領域は円盤寿命の間に移動し混合するものの，円盤内で形成される惑星の組成に痕跡を残す．そのため，ホットジュピターの大気組成をその中心星の元素組成と比べた場合，その惑星の形成と移動プロセスに対して制約を与えられる可能性がある．
ここでは，ホットジュピターを持つ 10 の系に対して，恒星と惑星それぞれの炭素と酸素の存在度を比較した．もし惑星が大量の微惑星集積を伴うコア降着で形成され，その後に円盤内を移動してきたのであれば，ホットジュピター大気の O/H 比は恒星より明らかに大きくなり，C/O 比は恒星より小さくなるはずである．
しかし，現在報告されているホットジュピターの元素存在度は，一般的には恒星より大きな C/O 比を持つが，現在までに報告されている O/H と C/O の値については，起源について確実な結論を下すには大きすぎる不定性を持つという事が判明した．
しかし HD 209458b の場合は，中心星 (HD 209458) と比べた時の高い C/O 比の値と少ない O/H 比の値から，この惑星はスノーラインのずっと遠方に起源を持ち，惑星が持つ質量の大部分はガス降着で獲得したものであり，またその後の円盤が失われた状態での惑星移動があったという事を示唆する結果が得られた．
元素存在度に関しては，将来のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡での進化した観測が，より精密な測定を可能にすると期待される．また，現在わずかに見られる傾向を元にすると，ホットジュピターうちの多くの割合は，HD 209458b と同様に，主星と比較して C/O 比が大きく，O/H 比は低い値を示すであろうということを予測する．
研究背景
原始惑星系円盤の中で，氷と水蒸気の境界線となるのがスノーラインである．スノーラインの内側では，少量の酸素はケイ酸マグネシウムに結合しているが，その他はガス円盤と恒星の酸素組成はほぼ同じである．
数 AU の場所に位置する水のスノーラインと ~ 10 AU に位置するの二酸化炭素のスノーラインの間では，酸素は水氷の中に存在している．しかし一方で，炭素の凝縮物はエネルギー的に有利ではない．そのため，この領域のガス成分は酸素が少なく，しかし炭素は豊富であり，C/O 比は恒星の値および円盤の初期の値よりも大きくなる (Piso et al. 2015など)．
二酸化炭素のスノーラインと，~ 30 AU に位置する一酸化炭素のスノーラインの間は，炭素の二倍の量だけ酸素が凝縮し，さらにガスの O/H 比が減少し C/O 比が増加する．
一酸化炭素のスノーラインの遠方は，炭素と酸素は恒星の存在度のパターンを反映した固体状態にあり，ガスは金属成分が無くなった状態になると考えられる．
惑星が円盤内のどこでその質量の大部分を降着したのか，また固体とガスの降着の割合は，形成されるガス惑星の大気組成に影響を与える．
もしホットジュピター大気の C/O 比が中心星の値より大きくなっていた場合，この惑星は水のスノーライン以遠で形成されたものであると考えられる．ガス惑星の C/O 比が大きく，そして [O/H] が主星より小さい場合，この惑星は大気を水のスノーライン以遠で取り込んで，円盤が無くなった後の軌道移動を経験したと考えられる．
その一方，[O/H] が中心星と同程度もしくは大きい値を持つガス惑星の場合，その惑星はかなりの割合の固体を集積したか，あるいは円盤の中を早い段階で中心星近くに移動してきたかであると考えられる (Madhusudhan et al. 2014)．
木星と土星の場合，炭素の存在度は太陽の光球面と比べてファクターで 3.5 - 7 大きい (Pontoppidan et al. 2014)．しかしこれらの惑星は温度が低いため，水の存在量 (言い換えれば酸素の存在量) の測定は直接サンプリングが必要である (Wong et al. 2004)．
非常に強い輻射を受けているホットジュピターでは太陽系内の冷たいガス惑星とは状況が大きく異なり，10 個の惑星で水が大気中から明確に検出されている (Kreidberg et al. 2015など)．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.03939
Suzuki et al. (2016)
The Exoplanet Mass-Ratio Function from the MOA-II Survey: Discovery of a Break and Likely Peak at a Neptune Mass
(MOA-II サーベイによる系外惑星の質量頻度関数：分布の変わり目と海王星質量でのピークと思われる構造の発見)
サーベイの感度を，「惑星・恒星質量比」，「射影した惑星・恒星の間隔をアインシュタイン半径で規格化したもの」の関数として決定した．
その結果，質量比の関数は単一のべき乗則ではなく，質量比 10^-4 あたりで傾きの変化があった．これは，中心星の質量の中央値 ~ 0.6 太陽質量に対して ~ 20 地球質量に対応する質量比である．
また，1474 回のアラートイベントのうち，MOA-II サーベイのデータのみでよく特徴づけられる，23 の明確な惑星のシグナルを検出．このサンプルの中での，質量比と間隔の分布は，broken power-law モデルでよくフィットできる．The unbroken power-law モデル (単一のべき乗則で表されるモデル) には不利な解析結果となった．
これらの結果は，スノーライン以遠の惑星のタイプとして，冷たい海王星型惑星が最も一般的であることを示唆する．
arXiv:1612.03939
Suzuki et al. (2016)
The Exoplanet Mass-Ratio Function from the MOA-II Survey: Discovery of a Break and Likely Peak at a Neptune Mass
(MOA-II サーベイによる系外惑星の質量頻度関数：分布の変わり目と海王星質量でのピークと思われる構造の発見)
概要
2007 - 2012 年までの MOA-II マイクロレンズサーベイでの重力マイクロレンズイベントから発見された惑星のシグナルの統計的な解析の結果を報告する．サーベイの感度を，「惑星・恒星質量比」，「射影した惑星・恒星の間隔をアインシュタイン半径で規格化したもの」の関数として決定した．
その結果，質量比の関数は単一のべき乗則ではなく，質量比 10^-4 あたりで傾きの変化があった．これは，中心星の質量の中央値 ~ 0.6 太陽質量に対して ~ 20 地球質量に対応する質量比である．
また，1474 回のアラートイベントのうち，MOA-II サーベイのデータのみでよく特徴づけられる，23 の明確な惑星のシグナルを検出．このサンプルの中での，質量比と間隔の分布は，broken power-law モデルでよくフィットできる．The unbroken power-law モデル (単一のべき乗則で表されるモデル) には不利な解析結果となった．
これらの結果は，スノーライン以遠の惑星のタイプとして，冷たい海王星型惑星が最も一般的であることを示唆する．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.04225
Armstrong et al. (2016)
Variability in the Atmosphere of the Hot Giant Planet HAT-P-7 b
(高温の巨大惑星 HAT-P-7b の大気の変動)
太陽系内の惑星は広範な大気現象を見せる．この大気現象には，安定して存在する風のパターンや，変化する嵐，進化するアノマリーなどがある．また褐色矮星も同様に大気の変動を持つ．しかし巨大系外ガス惑星の大気におけるこのような時間変動は，これまで観測されていなかった．
HAT-P-7b は位相曲線にオフセットがあることが知られている系外惑星である．ここでは，このオフセットの位置に，位相にして -0.086 と 0.143 の間の変動があることを報告する．これは，この惑星の最も明るい点が恒星直下点 (substellar point) から別の場所へたびたびシフトしていることを示唆する結果である．
今回検出されたこの変動は，10 ~ 100 日程度のタイムスケールで発生する．これらの明るさのシフトは惑星大気の変動性を示す兆候であり，惑星の昼側からの熱放射と反射フラックスのバランスの変化から来るものである．これらの現象は，惑星大気中の風速の変動が，昼側の雲の被覆率の変動とエネルギーバランスの変化を引き起こし，その結果として観測された変動を説明することができると考えられる．
この惑星は，ケプラーによって 4 年間継続的に可視光で観測されてきた．また，赤外線ではスピッツァー宇宙望遠鏡でよく観測されている．
可視光と赤外線双方の位相曲線は過去に度々研究されている．惑星が非常に高温であるため，可視光での位相曲線はかなりの割合の熱放射を含んでいる (おそらく最大で 77%)．
また，可視光での位相曲線には，平均的に見ると東方向へのずれがあることが分かっている．これは昼夜間の温度差に起因する，惑星スケールのロスビー波によって作られる全球循環によって引き起こされている．
ホットジュピター大気中での大規模な天候の存在は理論的には予測されているが，可視光の位相曲線での変動には先行研究がなかった．赤外線では 1%のオーダーの変動が予測されており，これもまだ観測されていない．
ここでは，公開されているケプラーの HAT-P-7 の 4 年に渡る観測データを用いた．機器の影響によるトレンドを光度曲線から除き，またこの系の天体暦に合わせて観測結果を組み合わせた．
その結果，peak brightness (惑星の位相曲線で最も明るい時刻) のオフセットの明確な変動を検出した．この変動は位相にして -0.086 と 0.143 まで変化していた．惑星の brightness amplitude にも小さい変動が見られるが，これはノイズ起因のものと思われる．
ではこれらのパラメータの変化を引き起こしている物理機構は何だろうか．潮汐固定されたホットジュピターの大気循環モデルは，強いスーパーローテーションの風の存在を予言する．これは赤外線の位相曲線によって観測されている，ホットジュピターの熱的な hotspot の東方向へのシフトを説明する．
スピッツァー宇宙望遠鏡のトランジット深さの観測から示唆されるこの惑星の昼側の温度 (~ 2800 K) は，何らかの凝縮物が形成されるには高温すぎる．しかし極めて高速な風が低温な夜側からエアロゾルを輸送することが出来る．水平方向の移流の短いタイムスケールにより，夜側で生成したエアロゾルは，朝側の明暗境界線 (terminator) から恒星直下点まで，昼側の高い温度にも関わらず，惑星の夕方側の方向へ向かって最終的に蒸発してしまうまで存在することが出来る．
表面温度が 2000 - 2200 K の HAT-P-7b 的な惑星の循環モデルでは，凝縮物は Al2O3 (corundum, コランダム) と CaTiO3 (perovskite, ペロブスカイト) で，これらは夜側の 100 mbar 程度の高度で凝縮する．これらの凝縮物は惑星の朝側の明暗境界線に存在でき，そこから昼側に輸送される．
昼側や朝の明暗境界線での雲の比率は，大気の移流とエアロゾルの蒸発のタイムスケールによって決まると考えられる．風速が速い場合は移流のタイムスケールが短くなるため，エアロゾルが蒸発してしまう前に昼側の大気中でより遠くまで到達することが出来る．
また，速い風速は熱的 hotspot を惑星の夕方側の明暗境界線側へ動かすだろう．従ってケプラーの光度曲線で検出されたこれらの位相オフセットの変動のもっともらしい原因は，スーパーローテーションジェットの速度の変動だろうと考えられる．
この非周期的な風速の変動の機構は不明だが，考えられる可能性としては，その中心星に近い軌道による，極めて大きな潮汐力が挙げられる．
移流してきたエアロゾルの集積による昼側のアルベドの増加は，高層大気の冷却を引き起こし，これは昼夜間の温度差を減少させる．従って，結果としてスーパーローテーションの流れを弱くする可能性がある．これは昼側へのエアロゾルの輸送を減少する可能性があり，それによって風速，昼側のアルベド，昼側の温度の振動を引き起こすフィードバック機構を作る可能性がある．これが観測されている位相曲線のピークのシフトを説明する．
今回の系外惑星大気の変動の検出は，惑星天気の時間次元の変化は太陽系の外の惑星でも調べることが出来ることを意味する．これまでに観測されている系外惑星の種類は多様性に富んでおり，太陽系にないタイプの惑星も含む．そのため，力学的な大気変動を説明する新しいモデルが必要である．
将来の宇宙空間からの観測，例えば CHEOPS，JWST，PLATO と ARIEL はこのようなデータを増やし，また時間的に分解された系外惑星の大気のサンプルを作り出すだろう．
arXiv:1612.04225
Armstrong et al. (2016)
Variability in the Atmosphere of the Hot Giant Planet HAT-P-7 b
(高温の巨大惑星 HAT-P-7b の大気の変動)
概要
系外惑星はその主星を公転する過程で反射と放射をするため，特有の位相曲線をつくる．この光を観測することで，離れた惑星の大気と表面を研究することができる．太陽系内の惑星は広範な大気現象を見せる．この大気現象には，安定して存在する風のパターンや，変化する嵐，進化するアノマリーなどがある．また褐色矮星も同様に大気の変動を持つ．しかし巨大系外ガス惑星の大気におけるこのような時間変動は，これまで観測されていなかった．
HAT-P-7b は位相曲線にオフセットがあることが知られている系外惑星である．ここでは，このオフセットの位置に，位相にして -0.086 と 0.143 の間の変動があることを報告する．これは，この惑星の最も明るい点が恒星直下点 (substellar point) から別の場所へたびたびシフトしていることを示唆する結果である．
今回検出されたこの変動は，10 ~ 100 日程度のタイムスケールで発生する．これらの明るさのシフトは惑星大気の変動性を示す兆候であり，惑星の昼側からの熱放射と反射フラックスのバランスの変化から来るものである．これらの現象は，惑星大気中の風速の変動が，昼側の雲の被覆率の変動とエネルギーバランスの変化を引き起こし，その結果として観測された変動を説明することができると考えられる．
HAT-P-7b について
HAT-P-7b は，1.4 木星半径の大きさのホットジュピターである．軌道周期は 2.20 日である．表面は極めて高温で，昼側の輝度温度は 2860 K，また平衡温度は 2200 K である．この惑星は，ケプラーによって 4 年間継続的に可視光で観測されてきた．また，赤外線ではスピッツァー宇宙望遠鏡でよく観測されている．
可視光と赤外線双方の位相曲線は過去に度々研究されている．惑星が非常に高温であるため，可視光での位相曲線はかなりの割合の熱放射を含んでいる (おそらく最大で 77%)．
また，可視光での位相曲線には，平均的に見ると東方向へのずれがあることが分かっている．これは昼夜間の温度差に起因する，惑星スケールのロスビー波によって作られる全球循環によって引き起こされている．
ホットジュピター大気中での大規模な天候の存在は理論的には予測されているが，可視光の位相曲線での変動には先行研究がなかった．赤外線では 1%のオーダーの変動が予測されており，これもまだ観測されていない．
ここでは，公開されているケプラーの HAT-P-7 の 4 年に渡る観測データを用いた．機器の影響によるトレンドを光度曲線から除き，またこの系の天体暦に合わせて観測結果を組み合わせた．
その結果，peak brightness (惑星の位相曲線で最も明るい時刻) のオフセットの明確な変動を検出した．この変動は位相にして -0.086 と 0.143 まで変化していた．惑星の brightness amplitude にも小さい変動が見られるが，これはノイズ起因のものと思われる．
惑星大気の変動
この peak offset の変動を引き起こしている物理過程について注目する．ここでは，過去の半解析モデルを用いて，観測された変動についての考察を行う．このモデルは主に，ボンドアルベド，熱の再分配効率，cloud reflectivity boosting factor，凝縮温度に依存する．これらのパラメータの変動が観測された変動を引き起こしていると考えられる．ではこれらのパラメータの変化を引き起こしている物理機構は何だろうか．潮汐固定されたホットジュピターの大気循環モデルは，強いスーパーローテーションの風の存在を予言する．これは赤外線の位相曲線によって観測されている，ホットジュピターの熱的な hotspot の東方向へのシフトを説明する．
スピッツァー宇宙望遠鏡のトランジット深さの観測から示唆されるこの惑星の昼側の温度 (~ 2800 K) は，何らかの凝縮物が形成されるには高温すぎる．しかし極めて高速な風が低温な夜側からエアロゾルを輸送することが出来る．水平方向の移流の短いタイムスケールにより，夜側で生成したエアロゾルは，朝側の明暗境界線 (terminator) から恒星直下点まで，昼側の高い温度にも関わらず，惑星の夕方側の方向へ向かって最終的に蒸発してしまうまで存在することが出来る．
表面温度が 2000 - 2200 K の HAT-P-7b 的な惑星の循環モデルでは，凝縮物は Al2O3 (corundum, コランダム) と CaTiO3 (perovskite, ペロブスカイト) で，これらは夜側の 100 mbar 程度の高度で凝縮する．これらの凝縮物は惑星の朝側の明暗境界線に存在でき，そこから昼側に輸送される．
昼側や朝の明暗境界線での雲の比率は，大気の移流とエアロゾルの蒸発のタイムスケールによって決まると考えられる．風速が速い場合は移流のタイムスケールが短くなるため，エアロゾルが蒸発してしまう前に昼側の大気中でより遠くまで到達することが出来る．
また，速い風速は熱的 hotspot を惑星の夕方側の明暗境界線側へ動かすだろう．従ってケプラーの光度曲線で検出されたこれらの位相オフセットの変動のもっともらしい原因は，スーパーローテーションジェットの速度の変動だろうと考えられる．
この非周期的な風速の変動の機構は不明だが，考えられる可能性としては，その中心星に近い軌道による，極めて大きな潮汐力が挙げられる．
移流してきたエアロゾルの集積による昼側のアルベドの増加は，高層大気の冷却を引き起こし，これは昼夜間の温度差を減少させる．従って，結果としてスーパーローテーションの流れを弱くする可能性がある．これは昼側へのエアロゾルの輸送を減少する可能性があり，それによって風速，昼側のアルベド，昼側の温度の振動を引き起こすフィードバック機構を作る可能性がある．これが観測されている位相曲線のピークのシフトを説明する．
今回の系外惑星大気の変動の検出は，惑星天気の時間次元の変化は太陽系の外の惑星でも調べることが出来ることを意味する．これまでに観測されている系外惑星の種類は多様性に富んでおり，太陽系にないタイプの惑星も含む．そのため，力学的な大気変動を説明する新しいモデルが必要である．
将来の宇宙空間からの観測，例えば CHEOPS，JWST，PLATO と ARIEL はこのようなデータを増やし，また時間的に分解された系外惑星の大気のサンプルを作り出すだろう．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.04332
Jackson et al. (2016)
A New Model of Roche-lobe Overflow for Short-Period Gaseous Planets and Binary Stars
(短周期ガス惑星と連星のロッシュローブオーバーフローの新しいモデル)
ここでは，過去のモデルを改良することで，惑星周りの広がった大気を含み，また任意の質量比の semi-detached binary system 内における質量輸送の改良モデルを提案する．またこの新しい表式を，仮説上の惑星系，確認されている惑星系，あるいは惑星候補が発見されている系に適用して質量放出率を推定し，蒸発的質量放出のモデルと比較した．
その結果，ロッシュローブオーバーフロー (Roche lobe overflow) は軌道周期 ~ 2 日までのホットネプチューンで著しいことが分かった．一方ホットジュピターでは，より内側の軌道周期 ~ 0.5 日の状態のみオーバーフローが重要である．
具体例として，CoRoT-24b はおそらく 1 Gyr の間に地球質量以上を失っている．またホットジュピター WASP-12b は 1 Myr の間に地球質量を失っており，T Tauri 星 PTFO8-8695 の周りに存在が推定されている惑星は，おそらく数 Myr のうちに大気を失う．
さらにここでは，質量輸送に伴う惑星の公転軌道の拡大は，これまでに考慮されてきたよりも効果が小さいことを指摘する．これは，恒星に降着したガスが系の角運動量のいくらかを奪うからである．
しかしシンプルなスケーリングの議論からは，ロッシュローブオーバーフローは安定に保たれるだろうと示唆される．結果として，最近発見された超短周期軌道 (1 日未満) の小さい惑星はホットジュピターやホットネプチューンの残骸ではないと考えられる．
ここで提案されている新しいモデルは，Modues for Experiments in Stellar Astrophyics (MESA) に含まれている．
arXiv:1612.04332
Jackson et al. (2016)
A New Model of Roche-lobe Overflow for Short-Period Gaseous Planets and Binary Stars
(短周期ガス惑星と連星のロッシュローブオーバーフローの新しいモデル)
概要
いくつかの近接ガス惑星はロッシュローブが接触している状態に近く，過去の研究では潮汐減衰によって主星が主系列段階にあるうちにホットジュピターのロッシュローブが接触すると示されている．ここでは，過去のモデルを改良することで，惑星周りの広がった大気を含み，また任意の質量比の semi-detached binary system 内における質量輸送の改良モデルを提案する．またこの新しい表式を，仮説上の惑星系，確認されている惑星系，あるいは惑星候補が発見されている系に適用して質量放出率を推定し，蒸発的質量放出のモデルと比較した．
その結果，ロッシュローブオーバーフロー (Roche lobe overflow) は軌道周期 ~ 2 日までのホットネプチューンで著しいことが分かった．一方ホットジュピターでは，より内側の軌道周期 ~ 0.5 日の状態のみオーバーフローが重要である．
具体例として，CoRoT-24b はおそらく 1 Gyr の間に地球質量以上を失っている．またホットジュピター WASP-12b は 1 Myr の間に地球質量を失っており，T Tauri 星 PTFO8-8695 の周りに存在が推定されている惑星は，おそらく数 Myr のうちに大気を失う．
さらにここでは，質量輸送に伴う惑星の公転軌道の拡大は，これまでに考慮されてきたよりも効果が小さいことを指摘する．これは，恒星に降着したガスが系の角運動量のいくらかを奪うからである．
しかしシンプルなスケーリングの議論からは，ロッシュローブオーバーフローは安定に保たれるだろうと示唆される．結果として，最近発見された超短周期軌道 (1 日未満) の小さい惑星はホットジュピターやホットネプチューンの残骸ではないと考えられる．
ここで提案されている新しいモデルは，Modues for Experiments in Stellar Astrophyics (MESA) に含まれている．
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