灼熱の木星へようこそ

【2016/07/17 (日) 10:21】 | 天文・宇宙物理
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1606.09352
Han et al. (2016)
OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048Lb: a Giant Planet Orbiting a Low-mass Bulge Star Discovered by High-cadence Microlensing Surveys
(OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048Lb：高頻度マイクロレンズサーベイによって発見された銀河バルジの低質量星を公転する巨大惑星)

概要

重力マイクロレンズ法を用いた惑星 OGLE-2015-BLG-0051/KMT-2015-BLG-0048Lb の検出を報告する．

観測結果のベイズ解析より，星は銀河バルジに属する星である事が分かった．惑星は 0.72 木星質量，低質量の M 型星まわりを公転しており，投影距離は 0.73 AU である．
中心星の質量は 0.10 太陽質量，距離は 8.2 kpc である．

重力マイクロレンズによる系外惑星探査について

重力マイクロレンズによる系外惑星探査には，Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE, Udalski et al. 2015) のグループや，Microlensing Observation in Astrophysics (MOA, Bond et al. 2001) がある．
この他には，Wise チームも 1.0 m 望遠鏡を用いて 2011 年に参入した (Shvartzvald et al. 2014)．

これに加えて，Korea Microlensing Telescope Network (KMT-Net) は 2015 年にスタートした．今回の惑星発見報告は，KMT と OGLE の合同で行われたものである．

KMT-Net では，チリのセロ・トロロにある Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO) に設置された設備 KMT CTIO，南アフリカの South African Astronomical Observatory (SAAO) に設置された KMT SAAO，オーストラリアのサイディング・スプリング天文台 (Siding Spring Observatory, SSO) の KMT SSO の 3 箇所での観測を行っている．いずれも口径 1.6 m で，9K × 9K CCD を搭載している．

今回のイベントでは，KMT SSO はオンラインではなかったため，残りの 2 つで観測をこなっている．

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【2016/07/16 (土) 16:49】 | 天文・宇宙物理
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1606.08376
Pavlov et al. (2016)
Determining parameters of Moon's orbital and rotational motion from LLR observations using GRAIL and IERS-recommended models
(GRAIL と IERS 推奨モデルを用いた LLR 観測による月の軌道と自転運動のパラメータ決定)

概要

この研究の目的は，DE430 のために開発された月の軌道と自転運動のモデルを，最新の天文学的，地球力学的，地球物理学的，および月物理学的なモデルと組み合わせることである．

※注釈
DE とは Development Ephemeris の事であり，NASA のジェット推進研究所 (JPL) が編纂した，月・惑星用の天体暦を指す．DE430 は DE405 の後継に相当する．

参考：
暦の改訂について（2016） - 国立天文台暦計算室

レーザーの反射を用いた測距観測である Lunar laser ranging (LLR, 月レーザー測距実験) の 1970 - 2013 までの観測から，月の軌道と秤動のパラメータを決定した．

その結果，LLR 観測をフィットした後の残差からは，IERS Conventions が推奨した地球のモデルとその解は，既存の月のモデルとよく合うことが判明した．

分析の結果，測距地点と月面上の 5 つの再帰反射器 (retroreflector) の性格な位置を決定した．また，月の液体コアと固体マントルの境界での散逸が示唆され，月内部に液体コアが存在することが示された．また，潮汐散逸は地球と月の双方において強いことが判明した．

結果として，月の軌道長半径は年間 38.20 mm のペースで拡大していることが判明した．

また，平均視黄経の潮汐加速は -25.90" / cy² であり，また月の軌道離心率は 1 年あたり 1.48 × 10^-11 増加している．

主な結果

一般的に使用されている地球の重力ポテンシャルのモデルは，LLR の観測結果を解析するのに適切である．
IAU 2000/2006 の歳差・章動モデル + IERS C04 EOP series は，LLR 観測の解析に適切である．ただし，1984年以前のものを除く．
軌道の変化は，de/dt ~ -25.901" / cy², da/dt ~ 38.204 mm / 年である．

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【2016/07/15 (金) 20:26】 | 天文・宇宙物理
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1606.07218
Heng (2016)
A Cloudiness Index for Transiting Exoplanets Based on the Sodium and Potassium Lines: Tentative Evidence for Hotter Atmospheres Being Less Cloudy at Visible Wavelengths
(ナトリウムとカリウムのスペクトル線を基準にしたトランジット惑星の雲量指数：可視光波長では高温の大気は雲が少ないという暫定的な証拠)

概要

ここでは，トランジット惑星の雲量 (cloudiness) を定量的に評価するための無次元量を定義する．ここでの雲量は，惑星大気の透過スペクトル中のナトリウムとカリウムのスペクトル線の中心と，スペクトル線の形状のウィング部分で評価をする．

また，この雲量の指数を導出するに当たり，トランジットの測定からの等温スケールハイトを示す代数公式を再検討した．その結果，Lecaverier et al. (2008) と Bennecke & Seager (2012) での公式は同一である事を示す．前者は平均分子量の値を仮定して温度を推定していたが，後者はその逆を行っている．また，より重要なのは，これらの論文中の公式は雲の多い大気と雲のない大気を区別するのには使用できないということである．

論文中で定義した雲量を評価するための指数を，7 つの高温なガス惑星に適用した．
その結果，WASP-17b, WASP-31b, HAT-P-1b は可視光の範囲内では雲が存在しない大気を持つことが示された．また，より強く日射を受けている惑星においては，サブミクロンサイズの粒子からなる雲が少ないという暫定的な傾向が得られた．

また，ナトリウムとカリウムの大気中の存在量の導出も行った．その結果，WASP-17b, WASP-31b, HAT-P-1b では ~ 10² cm^-3 であり，その他の惑星では面密度の上限値が得られた．

これらの傾向を確定させる，あるいは否定するためには，より高精度でのナトリウム・カリウムの線スペクトルの観測が必要である．

Cloudiness Index

Cloudiness index の定義には，トランジット透過光のスペクトルにおける，ナトリウムとカリウムの線の形状を用いる．スペクトル線の中心部分とウィングの部分でのトランジット半径の差を ΔR とする．この時，ΔR は

$\Delta R=H\cdot\ln\left[\lambda_{0}\Phi^{-1}\left(2\pi Hg\right)^{-1/2}\right]$

となる (Heng et al. 2015)．ここで，λ₀ はスペクトル線の中心の波長である．

線の形状はローレンツ因子でよく表すことが出来る．

$\Phi=\frac{A_{21}\lambda^{2}\lambda_{0}^{2}}{4\pi c^{2}\left(\lambda-\lambda_{0}\right)^{2}}$

ここで，A₂₁ はアインシュタインの A 係数，c は光速である．また，H は大気のスケールハイトである．

実際の観測で得られた差分を ΔR_obs とし，cloudiness index を

$C\equiv\Delta R/\Delta R_{\rm obs}$

と定義する．
完全に雲がない (cloud free) 大気であれば C = 1 となり，おおむね cloud free であれば C ~ 1 となり．また雲の多い大気の場合は C >> 1 となる．

Cloudiness Index の傾向

全体的には，惑星の平衡温度が高いほど雲量指数 C が低くなるという傾向が見られる．ただし観測の誤差が大きいためこの結果は暫定的なものである．特により低温な惑星の場合は，トランジット半径の測定の不定性が大きいため，C の誤差も大きなものとなる．

この結果とは対照的に，ホットジュピターの幾何学的アルベドは，惑星の平衡温度，表面重力，中心星の金属量との相関が見られないとの報告がある (Heng & Demory 2013)．物理的には，仮にこの傾向が本当だとすると，サブミクロンサイズの粒子は大気がより強く日射を受けている場合は少なくなる事を示唆する．

また，C と表面重力，惑星質量との関連は不明瞭であった．

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【2016/07/14 (木) 19:50】 | 天文・宇宙物理
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1606.06882
Alsubai et al. (2016)
Qatar Exoplanet Survey : Qatar-3b, Qatar-4b and Qatar-5b
(Qatar Exoplanet Survey : Qatar-3b, Qatar-4b と Qatar-5b)

概要

Qatar Exoplanet Survey (QES) による，トランジット惑星 Qatar-3b, Qatar-4b と Qatar-5b の発見を報告する．これらはホットジュピターに分類される惑星である．

トランジットでの検出の他に，視線速度観測から質量の決定を行った．また，有意な軌道離心率は検出されなかった．3 惑星は重いホットジュピターであり，また Qatar-5 は惑星を持つ恒星の中でも最も金属量が多いもののうちの一つである．

パラメータ

Qatar-3 系

Qatar-3

等級：12.88
スペクトル型：G0V
有効温度：6007 K
金属量：[M/H] = -0.041
質量：1.145 太陽質量
半径：1.272 太陽半径
光度：1.90 太陽光度
年齢：4.079 Gyr

Qatar-3b

軌道周期：2.5079204 日
軌道長半径：0.03783 AU
質量：4.31 木星質量
半径：1.096 木星半径
平均密度：4.0 g cm^-3
平衡温度：1681 K

Qatar-4 系

Qatar-4

等級：13.60
スペクトル型：K1V
有効温度：5219 K
金属量：[M/H] = 0.166
質量：0.954 太陽質量
半径：1.115 太陽半径
光度：0.829 太陽光度
年齢：12.90 Gyr

Qatar-4b

軌道周期：1.8053949 日
軌道長半径：0.02861 AU
質量：5.85 木星質量
半径：1.552 木星半径
平均密度：1.94 g cm^-3
平衡温度：1570 K

Qatar-5 系

Qatar-5

等級：12.82
スペクトル型：G2V
有効温度：5747 K
金属量：[M/H] = 0.377
質量：1.128 太陽質量
半径：1.076 太陽半径
光度：1.138 太陽光度
年齢：5.47 Gyr

Qatar-5b

軌道周期：2.8792319 日
軌道長半径：0.04127 AU
質量：4.32 木星質量
半径：1.107 木星半径
平均密度：3.95 g cm^-3
平衡温度：1415 K

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【2016/07/13 (水) 18:59】 | 天文・宇宙物理
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