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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.02072
Wittenmyer et al. (2016)
The Anglo-Australian Planet Search XXV: A Candidate Massive Saturn Analog Orbiting HD 30177
(The Anglo-Australian Planet Search XXV：HD 30177 を公転する重い土星候補天体)
この恒星の周りには，過去の観測で既に重い惑星 HD 30177b が発見されている (軌道長半径 3.8 AU，最小質量 9.7 木星質量)．
今回発見されたのは HD 30177c である．この系における土星的な存在であると言える．軌道長半径は 9.9 AU，最小質量は 7.6 木星質量である．
パラメータのベストフィット解では，上記の解析よりやや中心星に近い ~ 7 AU 程度の値を示すが，詳細な N 体力学シミュレーションによるとこの惑星配置は不安定である．より長周期で低軌道離心率の解の浅い極小値が力学的に安定であると分かり，従ってここではこの長周期軌道を採用した．
ここで提案した ~ 32 年周期の軌道は不完全であり，この系のさらなる観測と，その他の恒星周りの長周期の惑星の観測によって，土星と似たような軌道間隔 ~ 10 AU である遠距離のガス惑星を持つ系のグループについて明らかにする必要があるだろう．
距離：54.7 pc
質量：0.951 太陽質量 (Takeda et al. 2007) or 1.05 太陽質量 (Santos et al. 2013) or 0.988 太陽質量 (Sousa et al. 2011)
金属量：[Fe/H] = 0.33 (Franchini et al. 2014)
有効温度：5580 K
年齢：11.6 Gyr
中心星は年老いた太陽類似星で，太陽の質量との差は 5%以内である．太陽からおおよそ 54.7 pc の距離にあり，金属量は太陽の概ね二倍である．
惑星の HD 30177b は Tinney et al. (2003) によって検出され，後に Butler et al. (2006) によってパラメータの情報が更新された．
軌道周期：11613 日
軌道離心率：e=0.22
最小質量：7.6 木星質量
軌道長半径：9.89 AU
なお，力学的に不安定なベストフィット解は，軌道周期 7601 日，軌道離心率 e = 0.31，最小質量 3.32 木星質量，軌道長半径 7.45 AU であった．
arXiv:1612.02072
Wittenmyer et al. (2016)
The Anglo-Australian Planet Search XXV: A Candidate Massive Saturn Analog Orbiting HD 30177
(The Anglo-Australian Planet Search XXV：HD 30177 を公転する重い土星候補天体)
概要
視線速度法によって，HD 30177 の周りに長周期の巨大惑星を発見した．この恒星の周りには，過去の観測で既に重い惑星 HD 30177b が発見されている (軌道長半径 3.8 AU，最小質量 9.7 木星質量)．
今回発見されたのは HD 30177c である．この系における土星的な存在であると言える．軌道長半径は 9.9 AU，最小質量は 7.6 木星質量である．
パラメータのベストフィット解では，上記の解析よりやや中心星に近い ~ 7 AU 程度の値を示すが，詳細な N 体力学シミュレーションによるとこの惑星配置は不安定である．より長周期で低軌道離心率の解の浅い極小値が力学的に安定であると分かり，従ってここではこの長周期軌道を採用した．
ここで提案した ~ 32 年周期の軌道は不完全であり，この系のさらなる観測と，その他の恒星周りの長周期の惑星の観測によって，土星と似たような軌道間隔 ~ 10 AU である遠距離のガス惑星を持つ系のグループについて明らかにする必要があるだろう．
パラメータ
HD 30177
スペクトル型：G8V距離：54.7 pc
質量：0.951 太陽質量 (Takeda et al. 2007) or 1.05 太陽質量 (Santos et al. 2013) or 0.988 太陽質量 (Sousa et al. 2011)
金属量：[Fe/H] = 0.33 (Franchini et al. 2014)
有効温度：5580 K
年齢：11.6 Gyr
中心星は年老いた太陽類似星で，太陽の質量との差は 5%以内である．太陽からおおよそ 54.7 pc の距離にあり，金属量は太陽の概ね二倍である．
惑星の HD 30177b は Tinney et al. (2003) によって検出され，後に Butler et al. (2006) によってパラメータの情報が更新された．
HD 30177c
(※安定な長周期の解からのパラメータ)軌道周期：11613 日
軌道離心率：e=0.22
最小質量：7.6 木星質量
軌道長半径：9.89 AU
なお，力学的に不安定なベストフィット解は，軌道周期 7601 日，軌道離心率 e = 0.31，最小質量 3.32 木星質量，軌道長半径 7.45 AU であった．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.01616
Guo et al. (2016)
The metallicity distribution and hot Jupiter rate of the Kepler field: Hectochelle High-resolution spectroscopy for 776 Kepler target stars
(ケプラー視野内における金属量分布とホットジュピターの存在頻度：ケプラー観測対象の 776 星のヘクトシェル高分解能分光観測)
この違いを説明するための一つの仮説は，2 つのサーベイは異なる金属量分布の恒星を対象としているのではないかというものである．この仮説を検証するために，ケプラーで観測した多数の恒星のの金属量の分布を，Hectochelle multi-fiber 高分解能分光装置で観測した．
測定した金属量の分布は，平均値 [M/H] = -0.045 で特徴づけられ，過去のケプラーの観測範囲の恒星に関する研究と整合的であった．
これに比べ，California Planet Search の視線速度観測でのサンプルは，金属量の分布は平均で [M/H] = -0.005 であった．また，コルモゴロフ・スミルノフ検定によると，これらのサンプルは異なる母集団から来ている．
また両サンプルの解析の結果，2 つのサンプル間の金属量の違いはホットジュピターの存在頻度の違いを説明するには不十分であることが分かった．違いを説明するためには，金属量の違いは 0.2 - 0.3 程度無ければいけない．
結論として，その他の要因，例えば連星の混入や恒星の情報の不完全さなどが原因だろうと考えられる．
arXiv:1612.01616
Guo et al. (2016)
The metallicity distribution and hot Jupiter rate of the Kepler field: Hectochelle High-resolution spectroscopy for 776 Kepler target stars
(ケプラー視野内における金属量分布とホットジュピターの存在頻度：ケプラー観測対象の 776 星のヘクトシェル高分解能分光観測)
概要
ケプラーのトランジットサーベイによって推定されているホットジュピターの存在頻度は，太陽近傍の恒星を対象とした視線速度法によるサーベイによる存在頻度の推定値のおおよそ半分となっている．この違いを説明するための一つの仮説は，2 つのサーベイは異なる金属量分布の恒星を対象としているのではないかというものである．この仮説を検証するために，ケプラーで観測した多数の恒星のの金属量の分布を，Hectochelle multi-fiber 高分解能分光装置で観測した．
測定した金属量の分布は，平均値 [M/H] = -0.045 で特徴づけられ，過去のケプラーの観測範囲の恒星に関する研究と整合的であった．
これに比べ，California Planet Search の視線速度観測でのサンプルは，金属量の分布は平均で [M/H] = -0.005 であった．また，コルモゴロフ・スミルノフ検定によると，これらのサンプルは異なる母集団から来ている．
また両サンプルの解析の結果，2 つのサンプル間の金属量の違いはホットジュピターの存在頻度の違いを説明するには不十分であることが分かった．違いを説明するためには，金属量の違いは 0.2 - 0.3 程度無ければいけない．
結論として，その他の要因，例えば連星の混入や恒星の情報の不完全さなどが原因だろうと考えられる．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.01739
Staab et al. (2016)
SALT observations of the Chromospheric Activity of Transiting Planet Hosts: Mass Loss and Star Planet Interactions
(トランジット惑星を持つ恒星の彩層活動の SALT 観測：質量放出と恒星・惑星相互作用)
それぞれの星において，Southern African Large Telescope (SALT) の Robert Stobie Spectrograph を用いて観測し，Mount Wilson Ca II H & K S-index を計算した．
WASP-43 の活動度は，他の似た年齢の恒星に比べて異常に高かった．また，測定された活動度は知られている主系列星の値の中でも最も高い部類であった．また WASP-103 も，系の年齢から期待される値よりも高いという暫定的な証拠を得た．
WASP-43 と WASP-103 では，恒星-惑星相互作用が Ca II H & K の core emission を大きくしている可能性がある．
WASP-51/HAT-P-30, WASP-72 の活動度は異常に低かった．特に後者は主系列星と進化した星どちらのものより低かった．これは，惑星からの質量放出による恒星周囲での吸収が効いている可能性があるが，その他にも星間物質中での吸収も寄与する可能性がある．
短周期惑星を持つことが分かっている恒星のうち 4 分の 1 は，活動度が非常に低い．恒星・惑星間相互作用は観測される彩層活動度を上げ，また周囲にある物質による吸収は観測される彩層活動を下げる効果があるため，Ca II H & K の活動度は年齢の指標としては信頼性が低くなる．
惑星からの質量放出による吸収によって活動度が抑えられている系は，透過分光観測によって惑星の組成を探査するための良い対象である．
arXiv:1612.01739
Staab et al. (2016)
SALT observations of the Chromospheric Activity of Transiting Planet Hosts: Mass Loss and Star Planet Interactions
(トランジット惑星を持つ恒星の彩層活動の SALT 観測：質量放出と恒星・惑星相互作用)
概要
ホットジュピターを持つ 4 つの恒星，WASP-43, WASP-51/HAT-P-30, WASP-72, WASP-103 の彩層活動を測定した．これは，恒星の近距離にいる天体 (ホットジュピターのような惑星) による恒星活動の異常を調べることを目的とした観測である．それぞれの星において，Southern African Large Telescope (SALT) の Robert Stobie Spectrograph を用いて観測し，Mount Wilson Ca II H & K S-index を計算した．
WASP-43 の活動度は，他の似た年齢の恒星に比べて異常に高かった．また，測定された活動度は知られている主系列星の値の中でも最も高い部類であった．また WASP-103 も，系の年齢から期待される値よりも高いという暫定的な証拠を得た．
WASP-43 と WASP-103 では，恒星-惑星相互作用が Ca II H & K の core emission を大きくしている可能性がある．
WASP-51/HAT-P-30, WASP-72 の活動度は異常に低かった．特に後者は主系列星と進化した星どちらのものより低かった．これは，惑星からの質量放出による恒星周囲での吸収が効いている可能性があるが，その他にも星間物質中での吸収も寄与する可能性がある．
短周期惑星を持つことが分かっている恒星のうち 4 分の 1 は，活動度が非常に低い．恒星・惑星間相互作用は観測される彩層活動度を上げ，また周囲にある物質による吸収は観測される彩層活動を下げる効果があるため，Ca II H & K の活動度は年齢の指標としては信頼性が低くなる．
惑星からの質量放出による吸収によって活動度が抑えられている系は，透過分光観測によって惑星の組成を探査するための良い対象である．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.01648
White et al. (2016)
1.3 mm ALMA Observations of the Fomalhaut Debris System
(フォーマルハウトのデブリ系の ALMA 1.3 mm での観測)
観測は感度 17 µJy で解像度は 0.28 arcsec (7.66 pc の距離で 2.1 AU に相当する) である．これはフォーマルハウトの主要なデブリリングのミリメートルサイズの粒子に対する，これまでで最も高解像度の観測である．
観測の結果，デブリリングは 130 AU 周辺に強く集中しており，ガウス分布に従っている．ミリメートルの spectral index は -2.62 に制限することが出来た．
この観測で検出された中心の光源は点源と区別の出来ないものであり，もっとも確からしいフラックスは 0.90 ± 0.12 mJy であった．この誤差には機器較正の不定性を含む．このことは，遠赤外線観測から存在が示唆されているどんな内側のデブリ構造も，中心付近からの放射にはわずかしか寄与していないということを示唆する．
さらに観測された恒星からのフラックスは，恒星の光球面の温度の黒体放射から外挿して予測される値の 70% 以下であった．この結果は，ミリ波における中心星起源の放射特性が正しく理解されない限りは，空間分解されていない内側のデブリの情報について完全に特徴づけることは出来ないという事を強く意味するものである．
arXiv:1612.01648
White et al. (2016)
1.3 mm ALMA Observations of the Fomalhaut Debris System
(フォーマルハウトのデブリ系の ALMA 1.3 mm での観測)
概要
ALMA Band 6 (1.3 mm/233 GHz) で，フォーマルハウトとそのデブリ円盤の観測を行った．観測は感度 17 µJy で解像度は 0.28 arcsec (7.66 pc の距離で 2.1 AU に相当する) である．これはフォーマルハウトの主要なデブリリングのミリメートルサイズの粒子に対する，これまでで最も高解像度の観測である．
観測の結果，デブリリングは 130 AU 周辺に強く集中しており，ガウス分布に従っている．ミリメートルの spectral index は -2.62 に制限することが出来た．
この観測で検出された中心の光源は点源と区別の出来ないものであり，もっとも確からしいフラックスは 0.90 ± 0.12 mJy であった．この誤差には機器較正の不定性を含む．このことは，遠赤外線観測から存在が示唆されているどんな内側のデブリ構造も，中心付近からの放射にはわずかしか寄与していないということを示唆する．
さらに観測された恒星からのフラックスは，恒星の光球面の温度の黒体放射から外挿して予測される値の 70% 以下であった．この結果は，ミリ波における中心星起源の放射特性が正しく理解されない限りは，空間分解されていない内側のデブリの情報について完全に特徴づけることは出来ないという事を強く意味するものである．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1612.00848
Wilson et al. (2016)
First Detection of Hydrogen in the β Pictoris Gas Disk
(がか座ベータ星のガス円盤中の水素の初検出)
ここでは，ハッブル宇宙望遠鏡の Cosmic Origins Spectrograph (COS) を用いて，円盤内に最も多く存在する元素である水素を，HI ライマンアルファ線を用いて観測した．ここでは，地球コロナの大気光によるライマンアルファ線の混入を減らすための新しい技術を用いた．
観測の結果，安定なガス円盤中の水素の柱密度は恒星の視線速度で測定したところ log(NH/1 cm2) << 18.5 であった．
観測されたライマンアルファ放射のスペクトル線のプロファイルは非対称であり，これは HI ががか座ベータ星に対して全体の速度 41 km s-1 で恒星に降着しており，またその降着ガスの柱密度は log(NH/1 cm2) = 18.6 であることによって説明できるという説を提唱する．
この大きな水素の柱密度からは，大部分の水素ガスは円盤内のダストから来たものではないということが示唆される．ここで観測された恒星に落下していく水素ガスは，蒸発する系外彗星から生じた水の解離によるものだという仮説を立てた．
arXiv:1612.00848
Wilson et al. (2016)
First Detection of Hydrogen in the β Pictoris Gas Disk
(がか座ベータ星のガス円盤中の水素の初検出)
概要
若い近傍の恒星であるがか座ベータ星 (β Pictoris, β Pic) はダストとガスから成るデブリ円盤に囲まれており，無数の蒸発している系外彗星や微惑星，また少なくとも 1 個の惑星 (がか座ベータ星b) を持っている．この円盤の傾きは edge-on (円盤平面をほぼ真横から見ている状態) であり，地球から観測すると，惑星形成環境の研究のために吸収分光観測を使うことで，デブリ円盤についての有意義な情報を得ることが出来る．ここでは，ハッブル宇宙望遠鏡の Cosmic Origins Spectrograph (COS) を用いて，円盤内に最も多く存在する元素である水素を，HI ライマンアルファ線を用いて観測した．ここでは，地球コロナの大気光によるライマンアルファ線の混入を減らすための新しい技術を用いた．
観測の結果，安定なガス円盤中の水素の柱密度は恒星の視線速度で測定したところ log(NH/1 cm2) << 18.5 であった．
観測されたライマンアルファ放射のスペクトル線のプロファイルは非対称であり，これは HI ががか座ベータ星に対して全体の速度 41 km s-1 で恒星に降着しており，またその降着ガスの柱密度は log(NH/1 cm2) = 18.6 であることによって説明できるという説を提唱する．
この大きな水素の柱密度からは，大部分の水素ガスは円盤内のダストから来たものではないということが示唆される．ここで観測された恒星に落下していく水素ガスは，蒸発する系外彗星から生じた水の解離によるものだという仮説を立てた．
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