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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1607.08147
Venot et al. (2016)
Influence of Stellar Flares on the Chemical Composition of Exoplanets and Spectra
(恒星のフレアの系外惑星の化学組成とスペクトルへの影響)
例えば恒星の大気の擾乱があり，これは惑星の組成の推定やスペクトルへの影響が有り得る．また，惑星が定常状態の大気を持っているという仮定から，誤った推定を行う可能性もある．
ここでは，恒星のフレアイベントによる擾乱に注目した．
恒星でのフレアは，系外惑星大気に衝突する光子フラックスを大きく上昇させることになる．場合によっては，とりわけ M 型星においては，この光子フラックスの突然の上昇は数時間継続する．そのため，恒星フレアが惑星大気の化学組成に影響を及ぼすかどうか，また観測されるスペクトルが変化するか考察を行った．
1 次元の熱・光化学モデルを用い，AD Leo (しし座AD星) なわりの 2 つの惑星候補が持つと考えられる中性の大気組成への適用を行った．
2 つの惑星を中心星から別の距離に置き，大気温度をそれぞれ 412 K と 1303 K とした．AD Leo はフレアの発生が観測されている活発な恒星であり，フレアの分光観測データをモデルに利用している．
計算の結果，入射する光子フラックスは，水素原子やアンモニア等の重要な化学種を，~ 1 bar の深さまで変化させることが判明した．これは仮にトランジット中であれば，惑星のスペクトルを最大で 150 ppm 変化させる．
また，どちらの惑星のモデルでも，フレア前の定常状態とは大きく異なるフレア後の定常状態があることも分かった．
これらの変化は，もし十分にシグナル・ノイズ比が小さい観測が行われた場合は，現在の技術でも将来の技術でも検出することが出来ると考えられる．
arXiv:1607.08147
Venot et al. (2016)
Influence of Stellar Flares on the Chemical Composition of Exoplanets and Spectra
(恒星のフレアの系外惑星の化学組成とスペクトルへの影響)
概要
3000 個を超える系外惑星がこれまでに検出され，今後はより多くの系外惑星の分光観測が行われることになる．将来の観測機器 (JWST，E-ELT，PLATO，Ariel など) によって，現在得られているものよりも詳細な惑星の分光学的なデータが供給されることが期待される．例えば恒星の大気の擾乱があり，これは惑星の組成の推定やスペクトルへの影響が有り得る．また，惑星が定常状態の大気を持っているという仮定から，誤った推定を行う可能性もある．
ここでは，恒星のフレアイベントによる擾乱に注目した．
恒星でのフレアは，系外惑星大気に衝突する光子フラックスを大きく上昇させることになる．場合によっては，とりわけ M 型星においては，この光子フラックスの突然の上昇は数時間継続する．そのため，恒星フレアが惑星大気の化学組成に影響を及ぼすかどうか，また観測されるスペクトルが変化するか考察を行った．
1 次元の熱・光化学モデルを用い，AD Leo (しし座AD星) なわりの 2 つの惑星候補が持つと考えられる中性の大気組成への適用を行った．
2 つの惑星を中心星から別の距離に置き，大気温度をそれぞれ 412 K と 1303 K とした．AD Leo はフレアの発生が観測されている活発な恒星であり，フレアの分光観測データをモデルに利用している．
計算の結果，入射する光子フラックスは，水素原子やアンモニア等の重要な化学種を，~ 1 bar の深さまで変化させることが判明した．これは仮にトランジット中であれば，惑星のスペクトルを最大で 150 ppm 変化させる．
また，どちらの惑星のモデルでも，フレア前の定常状態とは大きく異なるフレア後の定常状態があることも分かった．
これらの変化は，もし十分にシグナル・ノイズ比が小さい観測が行われた場合は，現在の技術でも将来の技術でも検出することが出来ると考えられる．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1607.07859
Lam et al. (2016)
From Dense Hot Jupiter to Low Density Neptune: The Discovery of WASP-127b, WASP-136b and WASP-138b
(高密度のホットジュピターか低密度の海王星質量惑星：WASP-127b, WASP-136b, WASP-138b の発見)
WASP-127b は大きく膨張した半径を持つ，大型の海王星型惑星である．これは WASP サーベイで発見されている惑星の中でも最も軽い部類に入る．
この惑星は密度が小さく，圧力スケールハイトが 2500 km と大きく広がった大気を持っている．そのため．大気のトランジット分光観測の対象として適している．
WASP-136b は進化した準巨星の周りにある惑星である．また WASP-138b は理論的な予測と整合的な半径を持っており，内部に重元素からなる ~ 10 地球質量の固体コアを持つことが示唆される．
等級：10.15
有効温度：5639 K
金属量：[Fe/H] = -0.18
質量：1.08 太陽質量
半径：1.42 太陽半径
距離：102 pc
質量：0.16 木星質量
半径：1.41 木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.055 倍
軌道長半径：0.0522 AU
平衡温度：1417 K
等級：9.98
有効温度：6260 K
金属量：[Fe/H] = -0.18
質量：1.41 太陽質量
半径：2.21 太陽半径
距離：164 pc
質量：1.51 木星質量
半径：1.38 木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.581 倍
軌道長半径：0.0661 AU
平衡温度：1742 K
等級：11.81
有効温度：6272 K
金属量：[Fe/H] = -0.09
質量：1.22 太陽質量
半径：1.36 太陽半径
距離：308 pc
質量：1.22 木星質量
半径：1.09 木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.92 倍
軌道長半径：0.0494 AU
平衡温度：1590 K
視線速度の観測には，Observatoire de Haute-Provence (オート=プロバンス天文台) にある 1.93 m 望遠鏡の SOPHIE と，チリの La Silla にある 1.2 m Euler-Swiss 望遠鏡の CORALIE のそれぞれの分光器を用いている．
測光観測のフォローアップには，Euler-Swiss 望遠鏡 のEulerCam，チリ La Silla 天文台の TRAPPIST，La Palma の Observatorio del Roque de los Muchachos (ロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台) にある Liverpool 望遠鏡の RISE カメラ，スペイン Celar Alto の German-Spanish Astronomical Center の Zeiss 1.23 m 望遠鏡を用いている．
Fortney et al. (2007) でのコアなしの構造・進化モデルにおいて，軌道長半径 0.045 AU，年齢が 4.5 Gyr の太陽型星まわりの環境を考えると，このモデルによる予測半径よりも 30%大きい．
arXiv:1607.07859
Lam et al. (2016)
From Dense Hot Jupiter to Low Density Neptune: The Discovery of WASP-127b, WASP-136b and WASP-138b
(高密度のホットジュピターか低密度の海王星質量惑星：WASP-127b, WASP-136b, WASP-138b の発見)
概要
SuperWASP サーベイで系外惑星を発見した．WASP-127b は大きく膨張した半径を持つ，大型の海王星型惑星である．これは WASP サーベイで発見されている惑星の中でも最も軽い部類に入る．
この惑星は密度が小さく，圧力スケールハイトが 2500 km と大きく広がった大気を持っている．そのため．大気のトランジット分光観測の対象として適している．
WASP-136b は進化した準巨星の周りにある惑星である．また WASP-138b は理論的な予測と整合的な半径を持っており，内部に重元素からなる ~ 10 地球質量の固体コアを持つことが示唆される．
パラメータ
WASP-127 系
WASP-127
スペクトル型：G5等級：10.15
有効温度：5639 K
金属量：[Fe/H] = -0.18
質量：1.08 太陽質量
半径：1.42 太陽半径
距離：102 pc
WASP-113b
軌道周期：4.178062 日質量：0.16 木星質量
半径：1.41 木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.055 倍
軌道長半径：0.0522 AU
平衡温度：1417 K
WASP-136 系
WASP-136
スペクトル型：F5等級：9.98
有効温度：6260 K
金属量：[Fe/H] = -0.18
質量：1.41 太陽質量
半径：2.21 太陽半径
距離：164 pc
WASP-136b
軌道周期：5.215357 日質量：1.51 木星質量
半径：1.38 木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.581 倍
軌道長半径：0.0661 AU
平衡温度：1742 K
WASP-138 系
WASP-138
スペクトル型：F9等級：11.81
有効温度：6272 K
金属量：[Fe/H] = -0.09
質量：1.22 太陽質量
半径：1.36 太陽半径
距離：308 pc
WASP-138b
軌道周期：3.634433 日質量：1.22 木星質量
半径：1.09 木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.92 倍
軌道長半径：0.0494 AU
平衡温度：1590 K
観測
トランジットの測光観測には，Super-WASP サーベイの望遠鏡を用いている．視線速度の観測には，Observatoire de Haute-Provence (オート=プロバンス天文台) にある 1.93 m 望遠鏡の SOPHIE と，チリの La Silla にある 1.2 m Euler-Swiss 望遠鏡の CORALIE のそれぞれの分光器を用いている．
測光観測のフォローアップには，Euler-Swiss 望遠鏡 のEulerCam，チリ La Silla 天文台の TRAPPIST，La Palma の Observatorio del Roque de los Muchachos (ロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台) にある Liverpool 望遠鏡の RISE カメラ，スペイン Celar Alto の German-Spanish Astronomical Center の Zeiss 1.23 m 望遠鏡を用いている．
議論
WASP-127b は平均密度が木星の 0.07 倍であり，密度が分かっているものの中でももっとも低密度な部類の惑星である．WASP サーベイで発見された惑星の中では，WASP-139b に次いで軽い (Hellier et al. 2016)．Fortney et al. (2007) でのコアなしの構造・進化モデルにおいて，軌道長半径 0.045 AU，年齢が 4.5 Gyr の太陽型星まわりの環境を考えると，このモデルによる予測半径よりも 30%大きい．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1607.06970
Bannister et al. (2016)
OSSOS: IV. Discovery of a dwarf planet candidate in the 9:2 resonance
(OSSOS: IV．9:2 共鳴にある準惑星候補天体の発見)
2015 RR245 の軌道は離心率が大きく (~ 0.586)，軌道長半径は ~ 82 AU，近日点距離は 34 AU であった．また，アルベドを 12%と仮定すると，天体の直径は ~ 670 km である．
OSSOS と Pan-STARRS1 のでのアストロメトリ観測より，この天体は海王星と 9:2 平均運動共鳴 (mean motion resonance, MMR) に入っていることが分かった．2015 RR245 は，海王星と 9:2 共鳴に入っている初めての太陽系外縁天体 (Trans-Neptunian Objects, TNOs) である．
解析の結果，この天体と同じような軌道を持つ粒子は，数億年程度のタイムスケールで海王星との共鳴から離れたり再び戻ったりする．このことからこの天体は，海王星との重力遭遇によって共鳴への捕獲と散乱の間を行き来する，準安定で長寿命の遠距離太陽系外縁天体の一員として形成されたことが示唆される．
今回の新しい 9:2 共鳴をしている太陽系外縁天体の発見は，散乱円盤中の天体の長期進化における共鳴の役割を強調するものである．また，現在の太陽系の外縁部においては，共鳴に入っている天体の数が多いという見方を補強するものである．
軌道離心率：0.5859
軌道傾斜角：7.553°
arXiv:1607.06970
Bannister et al. (2016)
OSSOS: IV. Discovery of a dwarf planet candidate in the 9:2 resonance
(OSSOS: IV．9:2 共鳴にある準惑星候補天体の発見)
概要
Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) による，準惑星候補天体 2015 RR245 の発見とその軌道について報告する．2015 RR245 の軌道は離心率が大きく (~ 0.586)，軌道長半径は ~ 82 AU，近日点距離は 34 AU であった．また，アルベドを 12%と仮定すると，天体の直径は ~ 670 km である．
OSSOS と Pan-STARRS1 のでのアストロメトリ観測より，この天体は海王星と 9:2 平均運動共鳴 (mean motion resonance, MMR) に入っていることが分かった．2015 RR245 は，海王星と 9:2 共鳴に入っている初めての太陽系外縁天体 (Trans-Neptunian Objects, TNOs) である．
解析の結果，この天体と同じような軌道を持つ粒子は，数億年程度のタイムスケールで海王星との共鳴から離れたり再び戻ったりする．このことからこの天体は，海王星との重力遭遇によって共鳴への捕獲と散乱の間を行き来する，準安定で長寿命の遠距離太陽系外縁天体の一員として形成されたことが示唆される．
今回の新しい 9:2 共鳴をしている太陽系外縁天体の発見は，散乱円盤中の天体の長期進化における共鳴の役割を強調するものである．また，現在の太陽系の外縁部においては，共鳴に入っている天体の数が多いという見方を補強するものである．
2015 RR245 の軌道要素
軌道長半径：81.86 AU軌道離心率：0.5859
軌道傾斜角：7.553°
[1回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1607.06007
Rich et al. (2016)
Thermal Infrared Imaging and Atmospheric Modeling of VHS J125601.92-125723.9 b: Evidence for Moderately Thick Clouds and Equilibrium Carbon Chemistry in a Hierarchical Triple System
(VHS J125601.92-125723.9 b の熱赤外線撮像と大気モデリング：階層的三重星系における炭素の科学へ行こうとやや厚い雲の証拠)
今回の補償光学 (adaptive optics, AO) を用いた撮像観測で，中心星の VHS J125601.92-125723.9 が連星であることを部分的に空間分解した．連星間は 0.106" の角度であり，両者の明るさはほぼ等しい．
また，惑星質量天体の VHS J125601.92-125723.9 b は，L' バンドでの光度は HR 8799b, c, d, e (いずれも直接撮像で発見された惑星) と類似している．しかし，H-M' の色ではこれらよりも赤い色を示す．これは，HR 8799b, c, d, e よりも M' バンドでのフラックス密度が大きいことを示し，VHS J125601.92-125723.9 b の大気内では非平衡炭素化学が弱いことを示唆している．
また，化学平衡状態を仮定した大気モデルと，可視から熱赤外線領域でのスペクトルエネルギー分布 (spectral energy distribution, SED) が良く一致した，ここで仮定したモデルは，HR 8799b の 5 µm でのフラックスでは一致しなかったものである．
VHS J125601.92-125723.9 b はやや厚い雲を持っている事を示唆する観測結果である．しかし，HR 8799b, c, d, e で示唆されているほど厚い雲ではないと考えられる．
この系の年齢は少なくとも 200 Myr であり，連星である中心星はどちらも少なくとも 58 木星質量であると考えられる．
またこの系で得られた幾つかの特性は，最近言われている．この系が AB Dor moving group (かじき座AB運動星団) の一員であるという主張と非整合的なものであった．
この系までの距離は，12.7 pc もしくは 17.1 pc である．これより，VHS J125601.92-125723.9 b の質量は 10.5 - 26.2 木星質量の間の値を取ると考えられる．
検出限界から考えると，6 - 8 AU までの範囲には，VHS J125601.92-125723.9 b よりも重い天体は存在しない．従って，VHS J125601.92-125723.9 b を現在の位置のような外側まで散乱させることが出来る，2 つ目の天体は存在しないだろうと思われる．
なお，中心星の VHS J125601.92-125723.9 が連星であることは，Stone et al. (2016) でも同時期に報告がある．
arXiv:1607.06007
Rich et al. (2016)
Thermal Infrared Imaging and Atmospheric Modeling of VHS J125601.92-125723.9 b: Evidence for Moderately Thick Clouds and Equilibrium Carbon Chemistry in a Hierarchical Triple System
(VHS J125601.92-125723.9 b の熱赤外線撮像と大気モデリング：階層的三重星系における炭素の科学へ行こうとやや厚い雲の証拠)
概要
近傍の M 型矮星 VHS J125601.92-125723.9 系を，すばる望遠鏡の IRCS L', M' バンドでの撮像観測を行った．この恒星は，~ 102 AU の距離に ~ 11 木星質量の天体を持つという報告がされている (Gauza et al. 2015)．今回の補償光学 (adaptive optics, AO) を用いた撮像観測で，中心星の VHS J125601.92-125723.9 が連星であることを部分的に空間分解した．連星間は 0.106" の角度であり，両者の明るさはほぼ等しい．
また，惑星質量天体の VHS J125601.92-125723.9 b は，L' バンドでの光度は HR 8799b, c, d, e (いずれも直接撮像で発見された惑星) と類似している．しかし，H-M' の色ではこれらよりも赤い色を示す．これは，HR 8799b, c, d, e よりも M' バンドでのフラックス密度が大きいことを示し，VHS J125601.92-125723.9 b の大気内では非平衡炭素化学が弱いことを示唆している．
また，化学平衡状態を仮定した大気モデルと，可視から熱赤外線領域でのスペクトルエネルギー分布 (spectral energy distribution, SED) が良く一致した，ここで仮定したモデルは，HR 8799b の 5 µm でのフラックスでは一致しなかったものである．
VHS J125601.92-125723.9 b はやや厚い雲を持っている事を示唆する観測結果である．しかし，HR 8799b, c, d, e で示唆されているほど厚い雲ではないと考えられる．
この系の年齢は少なくとも 200 Myr であり，連星である中心星はどちらも少なくとも 58 木星質量であると考えられる．
またこの系で得られた幾つかの特性は，最近言われている．この系が AB Dor moving group (かじき座AB運動星団) の一員であるという主張と非整合的なものであった．
この系までの距離は，12.7 pc もしくは 17.1 pc である．これより，VHS J125601.92-125723.9 b の質量は 10.5 - 26.2 木星質量の間の値を取ると考えられる．
検出限界から考えると，6 - 8 AU までの範囲には，VHS J125601.92-125723.9 b よりも重い天体は存在しない．従って，VHS J125601.92-125723.9 b を現在の位置のような外側まで散乱させることが出来る，2 つ目の天体は存在しないだろうと思われる．
なお，中心星の VHS J125601.92-125723.9 が連星であることは，Stone et al. (2016) でも同時期に報告がある．
※注釈
VHS は，VISTA Hemisphere Survey の略称である．これは 2009 年より欧州南天天文台 (European Southern Observatory, ESO) がチリに持つ Cerro Paranal Observatory で運用されている，口径 4 m の VISTA 望遠鏡を用いて行われているサーベイ観測の名称である．
なお，VISTA は Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy の略称である．
VHS は，VISTA Hemisphere Survey の略称である．これは 2009 年より欧州南天天文台 (European Southern Observatory, ESO) がチリに持つ Cerro Paranal Observatory で運用されている，口径 4 m の VISTA 望遠鏡を用いて行われているサーベイ観測の名称である．
なお，VISTA は Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy の略称である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1607.05272
Wang et al. (2016)
The Orbit and Transit Prospects for β Pictoris b constrained with One Milliarcsecond Astrometry
(1 ミリ秒角アストロメトリで制約されたがか座ベータ星b の軌道とトランジットの可能性)
その結果，がか座ベータ星b は 10 σ の確度でトランジットしないという結論を得た．しかしがか座ベータ星b のヒル球はトランジットを起こす．従って，若く進化中の系外惑星の周惑星環境に関する情報を得る希少な機会であると考えられる．
\sqrt[3]{\left(\frac{m}{3M}\right)} "r_{\rm H}\approx a\left(1-e\right)\sqrt[3]{\left(\frac{m}{3M}\right)}")
を用いると，ヒル半径は 1.165 AU (59.9 秒角) となる．
ここで a は軌道長半径，e は軌道離心率，m は惑星質量，M は中心星質量である．
得られたがか座ベータ星b の軌道から推定した，主星へのみかけの再接近時の距離は 9.9 秒角 (射影距離 0.19 AU) であるため，惑星本体はトランジットを起こさないものの，惑星のヒル球はトランジットを起こす．
2017 年 4 月 3 日 ：ヒル球トランジットの開始 (ingress)
2017 年 6 月 20 日：ヒル球の 1/2 地点のトランジットの開始
2017 年 8 月 31 日：主星への惑星の最接近 (トランジットの中心)
2017 年 11 月 12 日：ヒル球の 1/2 地点のトランジットの終了 (egress)
2018 年 1 月 29 日：ヒル球トランジットの終了
がか座ベータ星の赤経を考えると，地上からの観測はほとんどの地点では不可能である．その期間中の南極の地上望遠鏡や，南極上空へ行くことの出来る航空機搭載型の望遠鏡，また宇宙望遠鏡であれば観測することが出来る．
ヒル球のトランジットで何が見られるかは不明である．
衛星を持つ場合，衛星のトランジットが発生する可能性はある．例えばガニメデサイズの衛星を持つ場合，トランジットの減光は 2.7 mmag，イオサイズであれば 1.9 mmag となり，トランジット継続時間は ~ 2 日となる．ただし中心星は変光星であるため，注意深いモデリングが必要である．
あるいは，若い惑星であるため，周惑星円盤 (circumplanetary disk) や環があるかもしれない．例えば，1SWASP J140747.93-394542.6 (J1407) のようなものである (Kenworthy & Mamajek 2015)．この J1407 は年齢が 14 Myr であり，0.6 AU の大きさの円盤を持っていることが，トランジット光度曲線の形状から示唆されている (Mamajek et al. 2012)．
arXiv:1607.05272
Wang et al. (2016)
The Orbit and Transit Prospects for β Pictoris b constrained with One Milliarcsecond Astrometry
(1 ミリ秒角アストロメトリで制約されたがか座ベータ星b の軌道とトランジットの可能性)
概要
Gemini Planet Imager (GPI) は，系外惑星系のアストロメトリ (位置天文学) 観測からの惑星の軌道を決定することが目標である．ここでは，その解析手順，観測戦略 (angular and spectral differential imaging) と，データリダクション手法 (Karhunen-Lo`eve Image Projection algorithm) について述べる．また，これを GPI で得られたがか座ベータ星b (β Pic b, β Pictoris b) の観測結果に適用した．その結果，がか座ベータ星b は 10 σ の確度でトランジットしないという結論を得た．しかしがか座ベータ星b のヒル球はトランジットを起こす．従って，若く進化中の系外惑星の周惑星環境に関する情報を得る希少な機会であると考えられる．
ヒル球トランジットの可能性
がか座ベータ星b の特徴とトランジットの可能性
がか座ベータ星b 形成の初期条件が hot-start だと仮定し，進化トラックから 12.7 木星質量 (Morzinski et al. 2015) とする．また，マルコフチェーンモンテカルロ (Markov chain Monte Carlo, MCMC) 計算より得られた軌道長半径，軌道離心率，中心星質量と，ヒル半径の近似式 (Hamilton & Barns 1992)を用いると，ヒル半径は 1.165 AU (59.9 秒角) となる．
ここで a は軌道長半径，e は軌道離心率，m は惑星質量，M は中心星質量である．
得られたがか座ベータ星b の軌道から推定した，主星へのみかけの再接近時の距離は 9.9 秒角 (射影距離 0.19 AU) であるため，惑星本体はトランジットを起こさないものの，惑星のヒル球はトランジットを起こす．
ヒル球トランジットの予測
トランジット継続時間は長い．ヒル球トランジットの予定は以下のとおりである．2017 年 4 月 3 日 ：ヒル球トランジットの開始 (ingress)
2017 年 6 月 20 日：ヒル球の 1/2 地点のトランジットの開始
2017 年 8 月 31 日：主星への惑星の最接近 (トランジットの中心)
2017 年 11 月 12 日：ヒル球の 1/2 地点のトランジットの終了 (egress)
2018 年 1 月 29 日：ヒル球トランジットの終了
がか座ベータ星の赤経を考えると，地上からの観測はほとんどの地点では不可能である．その期間中の南極の地上望遠鏡や，南極上空へ行くことの出来る航空機搭載型の望遠鏡，また宇宙望遠鏡であれば観測することが出来る．
ヒル球のトランジットで何が見られるかは不明である．
衛星を持つ場合，衛星のトランジットが発生する可能性はある．例えばガニメデサイズの衛星を持つ場合，トランジットの減光は 2.7 mmag，イオサイズであれば 1.9 mmag となり，トランジット継続時間は ~ 2 日となる．ただし中心星は変光星であるため，注意深いモデリングが必要である．
あるいは，若い惑星であるため，周惑星円盤 (circumplanetary disk) や環があるかもしれない．例えば，1SWASP J140747.93-394542.6 (J1407) のようなものである (Kenworthy & Mamajek 2015)．この J1407 は年齢が 14 Myr であり，0.6 AU の大きさの円盤を持っていることが，トランジット光度曲線の形状から示唆されている (Mamajek et al. 2012)．
[0回]
JWST：James Webb Space Telescope (ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡)，2018 年秋に打ち上げが予定されている赤外線宇宙望遠鏡．
E-ELT：European Extremely Large Telescope，2024 年観測開始予定の大型地上望遠鏡．複数の大型の鏡を組み合わせ，口径 39.3 m の望遠鏡となる予定．定まった日本語名称は無いが，「欧州超大型望遠鏡」あたり？
PLATO：Planetary Transits and Oscillations of stars，2024 年打ち上げ予定の，系外惑星のトランジットや恒星の変動を観測するための宇宙望遠鏡．ESA (European Space Agency, 欧州宇宙機関) の宇宙望遠鏡．直訳すると「惑星のトランジットと恒星の振動」．
Ariel：Atmospheric Remote-Sensing Infrared Exoplanet Large-survey，ESA が計画している宇宙望遠鏡．ESA の長期計画 Cosmic Vision において，Medium Class の 4 番目 (M4) の採用候補となっている宇宙望遠鏡の計画 (未決定)．なお PLATO は M3 に採用された計画．直訳すると「大気リモートセンシング赤外線系外惑星大規模探査」あたり？