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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1608.08993
Kirk et al. (2016)
Transmission spectroscopy of the inflated exoplanet WASP-52b, and evidence for a bright region on the stellar surface
(膨張した系外惑星 WASP-52b の透過分光観測と，恒星表面の明るい領域を示す証拠)
その結果，惑星大気のオパシティ (opacity, 不透明度) はレイリー散乱が主な原因ではないと考えられる．また，大気の透過スペクトルは，雲がある大気のような波長依存性の無いオパシティと整合的な結果であった．
また，トランジット中 (in-transit) のスペクトルにアノマリーを検出した．これは恒星活動によって引き起こされていると考えられる．
この恒星活動は黒点のような暗い領域ではなく，太陽における白斑 (faculae) に似た明るい領域とするとシンプルにモデル化することが出来る．仮に黒点だとしてモデリングすると，過去の研究によるこの系の惑星・恒星の半径比よりも大きな値が必要になる．
0.46 木星質量，1.27 木星半径で，平均密度は 0.299 g cm-3 である．軌道周期は 1.75 日で，中心星はスペクトル型 K2V，質量が 0.87 太陽質量，半径が 0.79 太陽半径である．
惑星が比較的大きく中心星が小さいため，トランジット深さは 2.7%と深い．また惑星大気のスケールハイトは 731 km と推定される．
白斑であるとすると，過去の観測結果における惑星系のパラメータともよく合う結果となる．しかし 2 つの黒点のような暗い領域の存在を仮定しても光度曲線を再現することは出来すが，恒星と惑星の半径比が過去の観測と合わなくなる．
また恒星表面の白斑の存在を考慮したモデルの場合，可視光での赤い波長へ向かって惑星の見かけの半径が増大する．これは，Na I のスペクトル線のウィング部分だと解釈も出来る．
arXiv:1608.08993
Kirk et al. (2016)
Transmission spectroscopy of the inflated exoplanet WASP-52b, and evidence for a bright region on the stellar surface
(膨張した系外惑星 WASP-52b の透過分光観測と，恒星表面の明るい領域を示す証拠)
概要
非常に大きく膨張した半径を持つホットジュピター WASP-52b の透過光分光観測を行った．SDSS の u', g' での同時測光観測と，Na I 線 (sodium doublet) 中心のフィルターを用いた，4.2 m William Herschel 望遠鏡にある ULTRACAM での観測を行った．その結果，惑星大気のオパシティ (opacity, 不透明度) はレイリー散乱が主な原因ではないと考えられる．また，大気の透過スペクトルは，雲がある大気のような波長依存性の無いオパシティと整合的な結果であった．
また，トランジット中 (in-transit) のスペクトルにアノマリーを検出した．これは恒星活動によって引き起こされていると考えられる．
この恒星活動は黒点のような暗い領域ではなく，太陽における白斑 (faculae) に似た明るい領域とするとシンプルにモデル化することが出来る．仮に黒点だとしてモデリングすると，過去の研究によるこの系の惑星・恒星の半径比よりも大きな値が必要になる．
WASP-52 系について
この系では，WASP-52b がトランジット法によって発見されている (Hebrard et al. 2013)．0.46 木星質量，1.27 木星半径で，平均密度は 0.299 g cm-3 である．軌道周期は 1.75 日で，中心星はスペクトル型 K2V，質量が 0.87 太陽質量，半径が 0.79 太陽半径である．
惑星が比較的大きく中心星が小さいため，トランジット深さは 2.7%と深い．また惑星大気のスケールハイトは 731 km と推定される．
観測結果の考察
トランジット中のアノマリー
トランジット光度曲線が，トランジット中に奇妙な形状を示した．これは，黒点を横切ったか，白斑を横切ったかだと推測される．白斑であるとすると，過去の観測結果における惑星系のパラメータともよく合う結果となる．しかし 2 つの黒点のような暗い領域の存在を仮定しても光度曲線を再現することは出来すが，恒星と惑星の半径比が過去の観測と合わなくなる．
惑星大気の透過スペクトルについて
今回の透過光のスペクトル中には，広いナトリウムの吸収は検出されなかった．これは大気に雲が存在することによる影響である可能性がある．しかし narrow line core が存在する可能性については否定できない．また恒星表面の白斑の存在を考慮したモデルの場合，可視光での赤い波長へ向かって惑星の見かけの半径が増大する．これは，Na I のスペクトル線のウィング部分だと解釈も出来る．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1608.08643
Moses et al. (2016)
On the Composition of Young, Directly Imaged Giant Planets
(若く，直接撮像されている巨大惑星の組成について)
これらの非平衡過程は，期待される大気の特性，例えばスペクトルの振る舞いや大気の熱的構造，惑星の冷却の過程などを変えうる．また，惑星全体の元素の存在比を混同させることもある．特に元素比は，惑星の形成機構の理解に非常に重要な知見を与えるものである．
ここでは，熱/光化学力学と輸送のモデルを用いて，直接撮像されている惑星の組成とスペクトルにはどのような化学反応が影響を及ぼすか調査した．この研究では，HR 8766b はエリダヌス座51番性b のような特定の "若い木星" に対する結果を，惑星の有効温度，表面重力，受けている紫外線フラックス，大気深部での対流強度などの関数として得ることが出来た．
その結果，若い木星状惑星では，quenching が重要であることがわかった．化学平衡状態を仮定した予測よりも，CO/CH4 と N2/NH3 比はずっと大きくなり，水の混合比は数倍小さくなった．
光化学反応も重要であり，CO2，HCN は光化学的に重要な生成物である．
有効温度が 700 K 程度以下の若い木星型惑星は，トランジットしているホットジュピターとも，太陽系のガス惑星とも異なり，光化学的には興味深いレジームにあると言える．
arXiv:1608.08643
Moses et al. (2016)
On the Composition of Young, Directly Imaged Giant Planets
(若く，直接撮像されている巨大惑星の組成について)
概要
過去 10 年で，中心星から離れた軌道にある若い巨大ガス惑星が撮像され．その特性が特徴づけられるなどの大きな進歩があった．それらのうちいくつかには，大気中における輸送によって引き起こされる quenching のような非平衡過程の存在を示すものもあった．これは，これらの惑星は中心星から離れているにも関わらず，光化学反応が重要であるという事を示している．これらの非平衡過程は，期待される大気の特性，例えばスペクトルの振る舞いや大気の熱的構造，惑星の冷却の過程などを変えうる．また，惑星全体の元素の存在比を混同させることもある．特に元素比は，惑星の形成機構の理解に非常に重要な知見を与えるものである．
ここでは，熱/光化学力学と輸送のモデルを用いて，直接撮像されている惑星の組成とスペクトルにはどのような化学反応が影響を及ぼすか調査した．この研究では，HR 8766b はエリダヌス座51番性b のような特定の "若い木星" に対する結果を，惑星の有効温度，表面重力，受けている紫外線フラックス，大気深部での対流強度などの関数として得ることが出来た．
その結果，若い木星状惑星では，quenching が重要であることがわかった．化学平衡状態を仮定した予測よりも，CO/CH4 と N2/NH3 比はずっと大きくなり，水の混合比は数倍小さくなった．
光化学反応も重要であり，CO2，HCN は光化学的に重要な生成物である．
有効温度が 700 K 程度以下の若い木星型惑星は，トランジットしているホットジュピターとも，太陽系のガス惑星とも異なり，光化学的には興味深いレジームにあると言える．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1608.08257
Borgniet et al. (2016)
Extrasolar planets and brown dwarfs around AF-type stars. IX. The HARPS southern sample
(AF 型星のまわりの系外惑星と褐色矮星 IX：HARPS 南天サンプル)
この研究の目的は，主系列段階の重い AF 型星まわりでの巨大ガス惑星の探査である．これらのタイプの恒星における巨大ガス惑星の存在度を統計的に調査し，進化した恒星まわりや低質量の主系列星まわりと比較を行うことを目指す．
欧州南天天文台 (European Southern Observatory, ESO) の La Silla observatory にある 3.6 m 望遠鏡に設置されている HARPS 分光器を用い，108 個の主系列段階の AF 星を観測した，これらの恒星は，B-V 光度が -0.04 〜 0.58，質量が 1.1 - 3.6 太陽質量の範囲にある．
巨大ガス惑星の探査に関しては，F6V 型の矮星 (主系列星) である HD 111998 の周りに，最小質量が 4.51 木星質量，軌道周期が 826 日の天体を発見した．
また，スペクトル型が F6IV-V の HD 60532 のまわりに検出されていた 2 惑星についても新しいデータを取得した．
さらに，分光連星の検出に関して，長周期の視線速度変動か大きな視線速度変動 (あるいはその両方) を示す，合計 14 個の伴星を検出した．
これまでの統計より，軌道周期が 1 - 1000 日の褐色矮星 (最小質量が 13 - 80 木星質量) が AF 型星まわりに存在する割合は，2 (+5, -2)% から 2.6 (+6.7, -2.6)%であった (中心星が 1.1 - 1.5 太陽質量である場合と，1.5 - 3 太陽質量である場合のそれぞれ)．同じ軌道周期の範囲内の木星質量の天体 (最小質量が 1 - 13 木星質量) の場合は同じく，4 (+5.9, -0.9)% から 6.3 (+15.9, -6.3)%であった．
軌道周期が 1 - 100 日の範囲にある木星質量天体に限ると，2 (+5.2, -2)% から 3.9 (+9.9, -3.9)%であった．
誤差の大きさを考えると，これらの結果は太陽型の主系列星まわりの値と大きな違いはないと言える．
低質量の M 型矮星では，存在頻度は ~ 10%とされている (Bonfis et al. 2013)．これもコア降着モデルと整合的な傾向である (Laughlin et al. 2004など)．
しかしこの傾向が，より重い AF 型星でも見られるかどうかは不明である．
重い恒星 (1.2 - 3.5 太陽質量) でスペクトル型が AF (B9V - A0V から F6V - F7V の範囲) の恒星では，スペクトル線が少ないことと，FGK 型星よりも速く自転していることから，視線速度による惑星探査がしづらい．
その代わりに，進化した恒星まわりでの視線速度観測は行われている．これは，恒星が進化するとスペクトル線が増え，自転速度も AF 星の主系列段階より遅くなるからである．過去の研究では，1.2 - 2.2 太陽質量の GK 型準巨星まわりの ~ 160 個の観測対象では，軌道長半径が最大 2.5 AU までの 0.8 木星質量より重い巨大ガス惑星は 11 ± 2%の頻度で存在すると考えられている (Johnson et al. 2008, 2010)．
1 - 5 太陽質量の赤色巨星では，~ 2.5 太陽質量までは巨大ガス惑星の存在頻度が上昇し，1.8 - 2.2 太陽質量の範囲で ~ 15%となっている (Reffert et al. 2015)．2.5 - 5 太陽質量の範囲では頻度が低下する．これは 373 個の GK 星の ~ 12 年間に及ぶ観測結果にもとづいているが，異論も存在する．
等級：6.11
金属量：[Fe/H] = 0.07
有効温度：6557 K
質量：1.18 太陽質量
半径：1.45 太陽半径
軌道離心率：0.03
最小質量：4.51 木星質量
arXiv:1608.08257
Borgniet et al. (2016)
Extrasolar planets and brown dwarfs around AF-type stars. IX. The HARPS southern sample
(AF 型星のまわりの系外惑星と褐色矮星 IX：HARPS 南天サンプル)
概要
重い A, F 型の恒星は，これまで視線速度法による伴星のサーベイ観測はされない状態であった．これは，これらの恒星はスペクトル線が少なく自転が高速であるため，これまでの視線速度観測による伴星探査の障害となっているからである．この研究の目的は，主系列段階の重い AF 型星まわりでの巨大ガス惑星の探査である．これらのタイプの恒星における巨大ガス惑星の存在度を統計的に調査し，進化した恒星まわりや低質量の主系列星まわりと比較を行うことを目指す．
欧州南天天文台 (European Southern Observatory, ESO) の La Silla observatory にある 3.6 m 望遠鏡に設置されている HARPS 分光器を用い，108 個の主系列段階の AF 星を観測した，これらの恒星は，B-V 光度が -0.04 〜 0.58，質量が 1.1 - 3.6 太陽質量の範囲にある．
巨大ガス惑星の探査に関しては，F6V 型の矮星 (主系列星) である HD 111998 の周りに，最小質量が 4.51 木星質量，軌道周期が 826 日の天体を発見した．
また，スペクトル型が F6IV-V の HD 60532 のまわりに検出されていた 2 惑星についても新しいデータを取得した．
さらに，分光連星の検出に関して，長周期の視線速度変動か大きな視線速度変動 (あるいはその両方) を示す，合計 14 個の伴星を検出した．
これまでの統計より，軌道周期が 1 - 1000 日の褐色矮星 (最小質量が 13 - 80 木星質量) が AF 型星まわりに存在する割合は，2 (+5, -2)% から 2.6 (+6.7, -2.6)%であった (中心星が 1.1 - 1.5 太陽質量である場合と，1.5 - 3 太陽質量である場合のそれぞれ)．同じ軌道周期の範囲内の木星質量の天体 (最小質量が 1 - 13 木星質量) の場合は同じく，4 (+5.9, -0.9)% から 6.3 (+15.9, -6.3)%であった．
軌道周期が 1 - 100 日の範囲にある木星質量天体に限ると，2 (+5.2, -2)% から 3.9 (+9.9, -3.9)%であった．
誤差の大きさを考えると，これらの結果は太陽型の主系列星まわりの値と大きな違いはないと言える．
研究背景
中心星の質量とそのまわりでの惑星形成にかんして，コア降着モデルによると，巨大ガス惑星の存在頻度は中心星の質量が上がるにつれ大きくなると予想されている．Kennedy & Kenyon (2008) によると，巨大ガス惑星の存在頻度は，中心星が 0.4 - 3 太陽質量の間では線形に増加する (1 太陽質量のとき 6%) としている．この傾向は，F, G, K 型 (スペクトル型が F7V - F8V から K 型の中期程度まで) のまわりでは多かれ少なかれ確認されている．例えば，Cumming et al. (2008) などでは，軌道長半径が最大で 4 - 5 AU の範囲内で，0.3 - 10 木星質量の惑星は 9 - 10 %の確率で存在するとされている．低質量の M 型矮星では，存在頻度は ~ 10%とされている (Bonfis et al. 2013)．これもコア降着モデルと整合的な傾向である (Laughlin et al. 2004など)．
しかしこの傾向が，より重い AF 型星でも見られるかどうかは不明である．
重い恒星 (1.2 - 3.5 太陽質量) でスペクトル型が AF (B9V - A0V から F6V - F7V の範囲) の恒星では，スペクトル線が少ないことと，FGK 型星よりも速く自転していることから，視線速度による惑星探査がしづらい．
その代わりに，進化した恒星まわりでの視線速度観測は行われている．これは，恒星が進化するとスペクトル線が増え，自転速度も AF 星の主系列段階より遅くなるからである．過去の研究では，1.2 - 2.2 太陽質量の GK 型準巨星まわりの ~ 160 個の観測対象では，軌道長半径が最大 2.5 AU までの 0.8 木星質量より重い巨大ガス惑星は 11 ± 2%の頻度で存在すると考えられている (Johnson et al. 2008, 2010)．
1 - 5 太陽質量の赤色巨星では，~ 2.5 太陽質量までは巨大ガス惑星の存在頻度が上昇し，1.8 - 2.2 太陽質量の範囲で ~ 15%となっている (Reffert et al. 2015)．2.5 - 5 太陽質量の範囲では頻度が低下する．これは 373 個の GK 星の ~ 12 年間に及ぶ観測結果にもとづいているが，異論も存在する．
パラメータ
HD 111998
スペクトル型：F5V等級：6.11
金属量：[Fe/H] = 0.07
有効温度：6557 K
質量：1.18 太陽質量
半径：1.45 太陽半径
HD 111998b
軌道周期：825.9 日軌道離心率：0.03
最小質量：4.51 木星質量
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1608.06955
Stern et al. (2016)
New Horizons Constraints on Charon's Present Day Atmosphere
(ニューホライズンズによるカロンの現在の大気への制約)
分析の結果，カロンの大気成分として想定されている 14 種類の原子・分子種について，検出を示す明確な証拠は得られなかった．想定されている全原子・分子種について，0.3 nbar 未満であるという上限値が得られた．この値は，これまでの観測からの上限値 (15 - 110 nbar) の制限よりも厳しいものである (Sicardy et al. 2006など)．
例として，窒素分子大気は 3σ の確度で上限が 4.2 pbar であった．その他の種についても，メタンが 0.3 pbar，一酸化炭素が 1.2 pbar，水素分子が 2.0 pbar，水素原子が 0.7 pbar の上限であり，最も上限値が高かったのが窒素分子に対する上限値であった．
arXiv:1608.06955
Stern et al. (2016)
New Horizons Constraints on Charon's Present Day Atmosphere
(ニューホライズンズによるカロンの現在の大気への制約)
概要
ニューホライズンズが 2015 年 7 月にフライバイした際の観測結果から，冥王星の衛星カロンの現在の大気の分析を行った．フライバイの際は，太陽からの紫外線のカロンによる掩蔽観測，紫外線の大気光観測，粒子観測等を行った．分析の結果，カロンの大気成分として想定されている 14 種類の原子・分子種について，検出を示す明確な証拠は得られなかった．想定されている全原子・分子種について，0.3 nbar 未満であるという上限値が得られた．この値は，これまでの観測からの上限値 (15 - 110 nbar) の制限よりも厳しいものである (Sicardy et al. 2006など)．
例として，窒素分子大気は 3σ の確度で上限が 4.2 pbar であった．その他の種についても，メタンが 0.3 pbar，一酸化炭素が 1.2 pbar，水素分子が 2.0 pbar，水素原子が 0.7 pbar の上限であり，最も上限値が高かったのが窒素分子に対する上限値であった．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1608.06660
Konopacky et al. (2016)
Discovery of a Substellar Companion to the Nearby Debris Disk Host HR 2562
(デブリ円盤を持つ近傍の星 HR 2562 での準恒星天体の発見)
GPI による高精度アストロメトリ観測により，伴星が中心性と同じ固有運動を持っていることが確認できた．
J, H, K バンドでの撮像データから，HR 2562 B はスペクトル的に L/T 遷移天体と形態的に似ていることが判明した．スペクトル型は L7 前後である．また光度は log(L/Lsun) = -4.62 である．
褐色矮星の進化モデルと観測された光度 より，質量は 30 ± 15 木星質量と推定された (系の年齢が 300 - 900 Myr という推定値を元にしている)．
中心星の年齢推定の不定性は大きい物の，スペクトル観測と測光観測からは，HR 2562 B は若い天体であることが示唆される．
中心星の周りにはハーシェルによってデブリ円盤があることが確認されている．位置角より，この褐色矮星は円盤と同一平面上にあるとう解釈と整合的であると考えられる．また，デブリ円盤より内側に存在している．
デブリ円盤の内側の穴の広がりの測定は，HR 2562 B の質量に制約をつけるほどの精度は内．しかし将来的な観測でデブリ円盤の穴の広がりから伴星質量への制約を与えられるかもしれない．
この褐色矮星は，デブリ円盤の内側の穴の内部に発見された初めての褐色矮星質量天体である．この天体は，星周円盤内における重水素燃焼限界以上の質量を持つ天体の形成機構を調べるための良い対象であると考えられる．
arXiv:1608.06660
Konopacky et al. (2016)
Discovery of a Substellar Companion to the Nearby Debris Disk Host HR 2562
(デブリ円盤を持つ近傍の星 HR 2562 での準恒星天体の発見)
概要
デブリ円盤を持つことがわかっている恒星 HR 2562 のまわりに褐色矮星 HR 2562 B を発見した．この発見は Gemini Planet Imager (GPI) を用いて直接撮像で行われた．伴星の中心星に対する射影距離は 20.3 AU であった．GPI による高精度アストロメトリ観測により，伴星が中心性と同じ固有運動を持っていることが確認できた．
J, H, K バンドでの撮像データから，HR 2562 B はスペクトル的に L/T 遷移天体と形態的に似ていることが判明した．スペクトル型は L7 前後である．また光度は log(L/Lsun) = -4.62 である．
褐色矮星の進化モデルと観測された光度 より，質量は 30 ± 15 木星質量と推定された (系の年齢が 300 - 900 Myr という推定値を元にしている)．
中心星の年齢推定の不定性は大きい物の，スペクトル観測と測光観測からは，HR 2562 B は若い天体であることが示唆される．
中心星の周りにはハーシェルによってデブリ円盤があることが確認されている．位置角より，この褐色矮星は円盤と同一平面上にあるとう解釈と整合的であると考えられる．また，デブリ円盤より内側に存在している．
デブリ円盤の内側の穴の広がりの測定は，HR 2562 B の質量に制約をつけるほどの精度は内．しかし将来的な観測でデブリ円盤の穴の広がりから伴星質量への制約を与えられるかもしれない．
この褐色矮星は，デブリ円盤の内側の穴の内部に発見された初めての褐色矮星質量天体である．この天体は，星周円盤内における重水素燃焼限界以上の質量を持つ天体の形成機構を調べるための良い対象であると考えられる．
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