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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1605.06942
Santos et al. (2016)
An extreme planetary system around HD219828. One long-period super Jupiter to a hot-neptune host star
(HD 219828 まわりの極端な惑星系 長周期の重い木星型惑星と高温の海王星型惑星)
ここでは，HD 219828 まわりの惑星系についての報告を行う．この恒星は明るく金属量の多い星であり，ホットネプチューンの発見が報告されている系である．
この系を，HARPS, SOPHIE, ELODIE を用いて視線速度観測を行った．また，恒星のスペクトルから，恒星の特徴付けや化学組成の調査，恒星活動による偽の惑星シグナルの調査も行った．さらに系の安定性や，惑星の軌道要素，惑星の質量への制限のために力学的な解析も行った．
観測の結果，軌道周期 13.1 日，最小質量 15.1 木星質量，軌道離心率 0.81 の伴星 HD 219828c を発見した．また同じ観測データから，既に発見されていた，軌道周期 3.83 日，最小質量 21 地球質量のホットネプチューン HD 219828b の存在を確認した．
力学的な解析から，この系は安定であり，また HD 219828b の平衡状態での軌道離心率は 0 に近いことが分かった．
この系は幾つかの点において極端かつ独特な系である．一つは，全ての系外惑星系と比較して，惑星同士の質量比が非常に大きいという点である．
また，この系の様な，「ホットネプチューン + 重い長周期の伴星」という惑星系は，「ホットジュピター + 重い長周期の伴星」という組み合わせよりも多いことが示唆される．このことは，ホットネプチューンの形成過程はホットジュピターの場合とは異なる可能性を示唆する．
質量が大きく，長周期で軌道離心率が大きい伴星である HD 219828c は，Gaia によるアストロメトリ (位置天文学) 検出の良い対象である．また同様に，直接撮像や高精度分光観測による大気観測という点からも良い対象である．アストロメトリの場合，この天体の真の質量と軌道配置を知ることが出来る．
仮に HD 219828b のトランジットが観測された場合，HD 219828 b, c の 2 天体の相互軌道傾斜角を含めてこの系を完全に特徴づけることが出来る．HD 219828c の真の質量が判明すれば，巨大ガス惑星と褐色矮星の間の天体のベンチマーク的な存在になるだろう．
この際，さらに長周期の伴星の存在を示唆するシグナルも見られていたが，特定には至っていなかった．
距離：77.9 pc
等級：V = 8.04
光度：3.08 太陽光度
質量：1.23 太陽質量
有効温度：5891 K
金属量：[Fe/H] = 0.19
自転周期：28.7 日 もしくは 31.7 日
データは van Leeuwen (2007), Bressan et al. (2012) より．自転周期は Noyes et al. (1984), Mamajek & Hillenbrand (2008) より．
この恒星は，主系列段階からはわずかに進化している，低活動度の恒星である．
軌道離心率：0.059
最小質量：21.0 地球質量
軌道長半径：0.045 AU
軌道離心率：0.8115
最小質量：15.1 木星質量
軌道長半径：5.96 AU
多くの複数惑星系では，惑星同士の質量比は ~ 10 以下であり，200 を超えることは稀である．今回の発見以外では，太陽系の木星と水星の質量比が 4000，GJ 676 A (2 つのスーパーアースと 2 つの木星型惑星) で ~ 353 (Anglada-Escude & Tuomi 2012)，ケプラー94 (ホットネプチューンと軌道周期 820 日の木星型惑星) で，軌道平面が同一とした場合に ~ 288 (Marcy et al. 2014)，ケプラー454 (スーパーアースと軌道周期 524 日の木星型惑星) の ~ 207 (Gettel et al. 2016) が，特に大きな質量比を持つ複数惑星系である．
ホットジュピターを持つ恒星が長周期の惑星 (伴星) をどれくらい持っているのかという点について，視線速度観測と直接撮像からは，5 - 20 AU の範囲内に 1 - 20 木星質量の惑星・褐色矮星を持つ確率は ~ 50%と推定されている (Bryan et al. 2016)．これは通常の恒星の連星率と近い値である．
しかし，より低質量の短周期惑星を持つ恒星については調べられていない．系外惑星のカタログ (exoplanet.eu) を元にすると，ホットジュピターを持つ系の場合，40 惑星系のうち 4 つ (~ 10%) が複数惑星系である．この場合，4 つの惑星系全てで外側の惑星は大きな質量 (0.1 木星質量以上) を持つ．
一方，ホットネプチューンを持つ系の場合，38 惑星系のうち 28 個 (~ 74%) が複数惑星系である．このうち 16 個は巨大ガス惑星 (0.1 木星質量以上) を持ち，12 個 (~ 32%) が海王星か地球サイズの低質量の惑星を持つ．
(exoplanet.eu からのサンプル抽出においては，バイアスを無くす為の抽出を行っているため，全ホットジュピター・ホットネプチューンの統計は取っていない．)
これらの統計より，「ホットネプチューン + 長周期の伴星」という系は，「ホットジュピター + 長周期の伴星」という系よりも多く存在することが分かる．これは，ホットネプチューンとホットジュピターでは形成過程が異なる事を意味する可能性がある．
arXiv:1605.06942
Santos et al. (2016)
An extreme planetary system around HD219828. One long-period super Jupiter to a hot-neptune host star
(HD 219828 まわりの極端な惑星系 長周期の重い木星型惑星と高温の海王星型惑星)
概要
これまでにおよそ 2000 個もの系外惑星が確認されており，その特徴は非常に幅広い範囲に渡っている．この広い多様性は，惑星系生と進化のプロセスへのヒントを与える．ここでは，HD 219828 まわりの惑星系についての報告を行う．この恒星は明るく金属量の多い星であり，ホットネプチューンの発見が報告されている系である．
この系を，HARPS, SOPHIE, ELODIE を用いて視線速度観測を行った．また，恒星のスペクトルから，恒星の特徴付けや化学組成の調査，恒星活動による偽の惑星シグナルの調査も行った．さらに系の安定性や，惑星の軌道要素，惑星の質量への制限のために力学的な解析も行った．
観測の結果，軌道周期 13.1 日，最小質量 15.1 木星質量，軌道離心率 0.81 の伴星 HD 219828c を発見した．また同じ観測データから，既に発見されていた，軌道周期 3.83 日，最小質量 21 地球質量のホットネプチューン HD 219828b の存在を確認した．
力学的な解析から，この系は安定であり，また HD 219828b の平衡状態での軌道離心率は 0 に近いことが分かった．
この系は幾つかの点において極端かつ独特な系である．一つは，全ての系外惑星系と比較して，惑星同士の質量比が非常に大きいという点である．
また，この系の様な，「ホットネプチューン + 重い長周期の伴星」という惑星系は，「ホットジュピター + 重い長周期の伴星」という組み合わせよりも多いことが示唆される．このことは，ホットネプチューンの形成過程はホットジュピターの場合とは異なる可能性を示唆する．
質量が大きく，長周期で軌道離心率が大きい伴星である HD 219828c は，Gaia によるアストロメトリ (位置天文学) 検出の良い対象である．また同様に，直接撮像や高精度分光観測による大気観測という点からも良い対象である．アストロメトリの場合，この天体の真の質量と軌道配置を知ることが出来る．
仮に HD 219828b のトランジットが観測された場合，HD 219828 b, c の 2 天体の相互軌道傾斜角を含めてこの系を完全に特徴づけることが出来る．HD 219828c の真の質量が判明すれば，巨大ガス惑星と褐色矮星の間の天体のベンチマーク的な存在になるだろう．
観測の背景
HD 219828 のまわりには，視線速度法によって海王星質量の天体が検出されていた (Mero et al. 2007)．この際，さらに長周期の伴星の存在を示唆するシグナルも見られていたが，特定には至っていなかった．
系のパラメータ
HD 219828
スペクトル型：G0IV距離：77.9 pc
等級：V = 8.04
光度：3.08 太陽光度
質量：1.23 太陽質量
有効温度：5891 K
金属量：[Fe/H] = 0.19
自転周期：28.7 日 もしくは 31.7 日
データは van Leeuwen (2007), Bressan et al. (2012) より．自転周期は Noyes et al. (1984), Mamajek & Hillenbrand (2008) より．
この恒星は，主系列段階からはわずかに進化している，低活動度の恒星である．
HD 219828b
周期：3.834887 日軌道離心率：0.059
最小質量：21.0 地球質量
軌道長半径：0.045 AU
HD 219828c
周期：4791 日軌道離心率：0.8115
最小質量：15.1 木星質量
軌道長半径：5.96 AU
観測の統計とホットネプチューンの形成について
HD 219828 まわりの 2 惑星は，太陽型星まわりの惑星の質量分布における，大質量側と低質量側の端に位置している．仮に両者の軌道が同一平面上にあるとすると，2 惑星の質量の比は ~ 229 となる．これは複数の惑星が発見されている系外惑星系の中でも特に質量比が大きい部類である．多くの複数惑星系では，惑星同士の質量比は ~ 10 以下であり，200 を超えることは稀である．今回の発見以外では，太陽系の木星と水星の質量比が 4000，GJ 676 A (2 つのスーパーアースと 2 つの木星型惑星) で ~ 353 (Anglada-Escude & Tuomi 2012)，ケプラー94 (ホットネプチューンと軌道周期 820 日の木星型惑星) で，軌道平面が同一とした場合に ~ 288 (Marcy et al. 2014)，ケプラー454 (スーパーアースと軌道周期 524 日の木星型惑星) の ~ 207 (Gettel et al. 2016) が，特に大きな質量比を持つ複数惑星系である．
ホットジュピターを持つ恒星が長周期の惑星 (伴星) をどれくらい持っているのかという点について，視線速度観測と直接撮像からは，5 - 20 AU の範囲内に 1 - 20 木星質量の惑星・褐色矮星を持つ確率は ~ 50%と推定されている (Bryan et al. 2016)．これは通常の恒星の連星率と近い値である．
しかし，より低質量の短周期惑星を持つ恒星については調べられていない．系外惑星のカタログ (exoplanet.eu) を元にすると，ホットジュピターを持つ系の場合，40 惑星系のうち 4 つ (~ 10%) が複数惑星系である．この場合，4 つの惑星系全てで外側の惑星は大きな質量 (0.1 木星質量以上) を持つ．
一方，ホットネプチューンを持つ系の場合，38 惑星系のうち 28 個 (~ 74%) が複数惑星系である．このうち 16 個は巨大ガス惑星 (0.1 木星質量以上) を持ち，12 個 (~ 32%) が海王星か地球サイズの低質量の惑星を持つ．
(exoplanet.eu からのサンプル抽出においては，バイアスを無くす為の抽出を行っているため，全ホットジュピター・ホットネプチューンの統計は取っていない．)
これらの統計より，「ホットネプチューン + 長周期の伴星」という系は，「ホットジュピター + 長周期の伴星」という系よりも多く存在することが分かる．これは，ホットネプチューンとホットジュピターでは形成過程が異なる事を意味する可能性がある．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1605.05376
Porter et al. (2016)
Red, Rough, Fast, and Perturbed: New Horizons Observations of KBO (15810) 1994 JR1 from the Kuiper Belt
(赤く，粗く，早く，そして擾乱を受けている：ニューホライズンズによるカイパーベルト天体 (15810) 1994 JR1 の観測)
これは，冥王星を除くカイパーベルト天体の初めての接近観測である．また，小型のカイパーベルト天体に対する初めての接近観測でもある．
地上観測とハッブル宇宙望遠鏡による小さい位相角からの観測と，ニューホライズンズの LORRI による大きな位相角からの観測の組み合わせより，0.6 - 58° の位相曲線を作成した．これは，カイパーベルト天体の位相曲線としては初めてのものである．
観測の結果，JR 1 は粗い表面を持つことが判明した．また地形の平均の傾斜度が 37°である．また比較的速い自転をしており，周期は 5.47 時間であった．なお現在の JR1 は冥王星から 2.7 AU の距離にある．
アストロメトリデータより，高精度の軌道の決定を行った．その結果，240 万年ごとに冥王星に接近する軌道を持ち，接近の際は冥王星の擾乱を受けることが分かった．
11 月の観測の期間中，この天体をハッブル宇宙望遠鏡で 2 色の同時観測を行った．その結果，非常に赤いスペクトルのスロープを示すことが分かった．
この観測結果は，ニューホライズンズの延長ミッション (New Horizons-Kuiper Belt Extended Mission) での将来のカイパーベルト天体観測の基礎となるだろう．
冥王星フライバイ後に，JR1 の観測も行われた．
なお，冥王星フライバイ後は，2019 年 1 月 1 日に 2014 MU69 に接近する予定である (Porter et al. 2015)．
この天体は冥王星に近い位置にいるため (現在は 2.7 AU の距離)，de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2012) では，JR1 は冥王星の準衛星 (quasi-sattelite) であるという説が提案された．準衛星とは，一定期間の間冥王星の近傍に滞在する軌道を持つが，重力的には束縛されていない天体のことである．しかし JR1 が冥王星の準衛星かどうかは，軌道の決定精度の問題で不確実であると考えられている．
軌道離心率：0.1244
不変面に対する傾斜角：3.48°
自転周期：5.47 時間
直径：~ 250 km
幾何学的アルベド：0.04
表面の粗度は 37° であり，クレーターが多い表面であることを示唆する．
海王星による擾乱によって，JR1 と冥王星は 240 万年ごとに接近する．この時，冥王星によっても擾乱をうける．
arXiv:1605.05376
Porter et al. (2016)
Red, Rough, Fast, and Perturbed: New Horizons Observations of KBO (15810) 1994 JR1 from the Kuiper Belt
(赤く，粗く，早く，そして擾乱を受けている：ニューホライズンズによるカイパーベルト天体 (15810) 1994 JR1 の観測)
概要
冥王星探査機のニューホライズンズ (New Horizons) で，3:2 共鳴をしているカイパーベルト天体 (Kuiper Belt Object, KBO) である (15810) 1994 JR1 (以下 JR1 と呼称) を観測した．観測は 2 回，2015 年 11 月 2 日に 1.85 AU の距離から，2016 年 4 月 7 日に 0.71 AU の距離から，ニューホライズンズに搭載されている LOng Range Reconnaissance Imager (LORRI) によって行われた．これは，冥王星を除くカイパーベルト天体の初めての接近観測である．また，小型のカイパーベルト天体に対する初めての接近観測でもある．
地上観測とハッブル宇宙望遠鏡による小さい位相角からの観測と，ニューホライズンズの LORRI による大きな位相角からの観測の組み合わせより，0.6 - 58° の位相曲線を作成した．これは，カイパーベルト天体の位相曲線としては初めてのものである．
観測の結果，JR 1 は粗い表面を持つことが判明した．また地形の平均の傾斜度が 37°である．また比較的速い自転をしており，周期は 5.47 時間であった．なお現在の JR1 は冥王星から 2.7 AU の距離にある．
アストロメトリデータより，高精度の軌道の決定を行った．その結果，240 万年ごとに冥王星に接近する軌道を持ち，接近の際は冥王星の擾乱を受けることが分かった．
11 月の観測の期間中，この天体をハッブル宇宙望遠鏡で 2 色の同時観測を行った．その結果，非常に赤いスペクトルのスロープを示すことが分かった．
この観測結果は，ニューホライズンズの延長ミッション (New Horizons-Kuiper Belt Extended Mission) での将来のカイパーベルト天体観測の基礎となるだろう．
(15810) 1994 JR1 について
ニューホライズンズによる観測
ニューホライズンズは，2006 年 1 月 19 日に打ち上げられ，2007 年 2 月に木星で重力アシストを行った．その後 2015 年 7 月 14 日に冥王星から 13700 km の位置をフライバイした．冥王星フライバイ後に，JR1 の観測も行われた．
なお，冥王星フライバイ後は，2019 年 1 月 1 日に 2014 MU69 に接近する予定である (Porter et al. 2015)．
(15810) 1994 JR1 の発見と観測
(15810) 1994 JR1 (JR1) は，海王星と 2:3 の軌道共鳴をおこしているカイパーベルト天体である．1994 年に，Roque de los Muchachos Observatory の Issac Newton 望遠鏡を用いて発見された (Irwin et al. 1995)．この天体は，冥王星・カロンを含めて 13 番目に発見されたカイパーベルト天体である．この天体は冥王星に近い位置にいるため (現在は 2.7 AU の距離)，de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2012) では，JR1 は冥王星の準衛星 (quasi-sattelite) であるという説が提案された．準衛星とは，一定期間の間冥王星の近傍に滞在する軌道を持つが，重力的には束縛されていない天体のことである．しかし JR1 が冥王星の準衛星かどうかは，軌道の決定精度の問題で不確実であると考えられている．
パラメータ
軌道長半径：39.41 AU軌道離心率：0.1244
不変面に対する傾斜角：3.48°
自転周期：5.47 時間
直径：~ 250 km
幾何学的アルベド：0.04
その他の特徴
V - R は 0.76 であり，非常に赤っぽい色をしたカイパーベルト天体である．表面の粗度は 37° であり，クレーターが多い表面であることを示唆する．
海王星による擾乱によって，JR1 と冥王星は 240 万年ごとに接近する．この時，冥王星によっても擾乱をうける．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1605.05091
Raetz et al. (2016)
YETI observations of the young transiting planet candidate CVSO 30 b
(若いトランジット惑星候補 CVSO 30b の YETI による観測)
内側の惑星である CVSO 30b は，弱輝線おうし座T型星 (weak-lined T-Tauri star) である CVSO 30 まわりのトランジット惑星候補である．この天体を，アジア，ヨーロッパ，南アメリカにある 5 つの Young Exoplanet Transit Initiative (YETI) の望遠鏡を用いて，合計 3 年間，144 夜に渡る観測をし，33 の減光イベントを検出した．また，さらに 2 季は 3 つの望遠鏡を用いてフォローアップ観測を行った．
その結果，減光イベントの光度曲線は時によって変化することが判明した．また，消失したり再出現したりすることも分かった．
観測された 38 の減光イベントのモデリングを行った結果，星，惑星，天体の配置などに関して，発見報告論文での値と比べるとやや小さいものの，概ね一致した．減光周期は先行研究よりも 1.36 秒短くなり，また精度は 100 倍上がっている．
もし CVSO 30b が歳差する軌道にある巨大ガス惑星である場合，歳差周期は先行観測での報告より短い．もしこの惑星の存在が確認されれば，これまでで最も若いトランジット惑星となる．また，惑星形成や軌道移動のタイムスケールに対して重要な制限を与えるだろう．
arXiv:1605.05091
Raetz et al. (2016)
YETI observations of the young transiting planet candidate CVSO 30 b
(若いトランジット惑星候補 CVSO 30b の YETI による観測)
概要
CVSO 30 は，一般的な星の周りで短周期のトランジット惑星候補と直接撮像による惑星候補が発見された初めての例であり，ユニークな若い低質量の星である．内側の惑星である CVSO 30b は，弱輝線おうし座T型星 (weak-lined T-Tauri star) である CVSO 30 まわりのトランジット惑星候補である．この天体を，アジア，ヨーロッパ，南アメリカにある 5 つの Young Exoplanet Transit Initiative (YETI) の望遠鏡を用いて，合計 3 年間，144 夜に渡る観測をし，33 の減光イベントを検出した．また，さらに 2 季は 3 つの望遠鏡を用いてフォローアップ観測を行った．
その結果，減光イベントの光度曲線は時によって変化することが判明した．また，消失したり再出現したりすることも分かった．
観測された 38 の減光イベントのモデリングを行った結果，星，惑星，天体の配置などに関して，発見報告論文での値と比べるとやや小さいものの，概ね一致した．減光周期は先行研究よりも 1.36 秒短くなり，また精度は 100 倍上がっている．
もし CVSO 30b が歳差する軌道にある巨大ガス惑星である場合，歳差周期は先行観測での報告より短い．もしこの惑星の存在が確認されれば，これまでで最も若いトランジット惑星となる．また，惑星形成や軌道移動のタイムスケールに対して重要な制限を与えるだろう．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1605.05315
Schmidt et al. (2016)
Direct Imaging discovery of a second planet candidate around the possibly transiting planet host CVSO 30
(トランジット惑星候補を持つ CVSO 30 まわりの二番目の惑星候補の直接撮像による発見)
25 Ori 星団 (25 Orionis, オリオン座の領域にある星団) において，直接撮像で惑星などの伴星の探索を行った．この星団の年齢は数百万年である．この中で特に，若い M3 型星である CVSO 30 の観測を行った．この星は，初めてトランジット惑星候補が検出された T Tauri star (おうし座T型星，主系列段階に至る前の若い星) である．
ハイコントラストの測光観測と分光観測を，Very Large Telescope (VLT)，Keck 望遠鏡，Calar Alto 天文台で行った．その結果，CVSO 30 まわりに惑星候補を発見した．
J, H, K バンドの測光観測から，スペクトル型としては，晩期の巨星，早期 T 型矮星，早期 M 型矮星，自由浮遊惑星 (free-floating planet) と整合的であった．背景の銀河など，その他の可能性は 3.5 σ で排除された．
また，Lucky imaging の z' バンドの検出限界より，早期 M 型矮星の可能性は除去された．また，質量は 10 木星質量より小さいと考えられる．もし重力的に束縛されている天体である場合は，CVSO 30c となる．
分光観測からは，若い (< 10 Myr) L - T 型の惑星の可能性が高いと考えられる．観測と最も合う質量は，4 - 5 木星質量である．
CVSO 30 は，一般的な星が近接した軌道を持つ惑星と大きな軌道を持つ惑星の両方を持っている初めての系である．これらの惑星は，軌道周期はそれぞれ 10.76 時間と ~ 27000 年であり，この軌道の起源は惑星・惑星散乱であるかもしれない．
光度：0.25 太陽光度
半径：1.39 太陽半径 もしくは 1.07 太陽半径 もしくは 1.03 太陽半径
有効温度：3470 K
年齢：およそ 2.39 Myr
別名として，2MASS J05250755+0134243 や，PTF J052507.55+013424.3 がある．
軌道長半径：0.00838 AU
質量：3.0 - 5.5 木星質量
半径：1.91 木星半径 もしくは 1.64 木星半径
既にトランジット法で検出されている惑星候補天体．別名として PTFO 8-8695b というものもある．
軌道長半径：662 AU (投影距離)
質量：4.3 - 4.7 木星質量
半径：1.63 木星半径
有効温度：1600 K
arXiv:1605.05315
Schmidt et al. (2016)
Direct Imaging discovery of a second planet candidate around the possibly transiting planet host CVSO 30
(トランジット惑星候補を持つ CVSO 30 まわりの二番目の惑星候補の直接撮像による発見)
概要
直接撮像は，特に若い星回りでの大きな軌道を持つ惑星の発見で成果を上げている．直接撮像で発見された惑星はアストロメトリ (位置天文学) 的にフォローアップ観測することができ，また分光観測を行うことも出来る．そのため，初期の太陽系に関する我々の理解を深めるためにも重要である．25 Ori 星団 (25 Orionis, オリオン座の領域にある星団) において，直接撮像で惑星などの伴星の探索を行った．この星団の年齢は数百万年である．この中で特に，若い M3 型星である CVSO 30 の観測を行った．この星は，初めてトランジット惑星候補が検出された T Tauri star (おうし座T型星，主系列段階に至る前の若い星) である．
ハイコントラストの測光観測と分光観測を，Very Large Telescope (VLT)，Keck 望遠鏡，Calar Alto 天文台で行った．その結果，CVSO 30 まわりに惑星候補を発見した．
J, H, K バンドの測光観測から，スペクトル型としては，晩期の巨星，早期 T 型矮星，早期 M 型矮星，自由浮遊惑星 (free-floating planet) と整合的であった．背景の銀河など，その他の可能性は 3.5 σ で排除された．
また，Lucky imaging の z' バンドの検出限界より，早期 M 型矮星の可能性は除去された．また，質量は 10 木星質量より小さいと考えられる．もし重力的に束縛されている天体である場合は，CVSO 30c となる．
分光観測からは，若い (< 10 Myr) L - T 型の惑星の可能性が高いと考えられる．観測と最も合う質量は，4 - 5 木星質量である．
CVSO 30 は，一般的な星が近接した軌道を持つ惑星と大きな軌道を持つ惑星の両方を持っている初めての系である．これらの惑星は，軌道周期はそれぞれ 10.76 時間と ~ 27000 年であり，この軌道の起源は惑星・惑星散乱であるかもしれない．
※注釈
CVSO は，CIDA Variability Survey in Ori の略称．また，CIDA は Ventro de Investigaciones De Astronomia という研究機関名の略称．
CVSO は，CIDA の Venezuela National Astronomical Observatory にある QUEST カメラを用いたサーベイ観測のカタログであり，CVSO 30 の "30" はそのカタログ中での番号である．
なお，QUEST は Quasar Equatorial Survey Team から取られている．
CVSO は，CIDA Variability Survey in Ori の略称．また，CIDA は Ventro de Investigaciones De Astronomia という研究機関名の略称．
CVSO は，CIDA の Venezuela National Astronomical Observatory にある QUEST カメラを用いたサーベイ観測のカタログであり，CVSO 30 の "30" はそのカタログ中での番号である．
なお，QUEST は Quasar Equatorial Survey Team から取られている．
パラメータ
CVSO 30
質量：0.34 太陽質量 もしくは 0.44 太陽質量光度：0.25 太陽光度
半径：1.39 太陽半径 もしくは 1.07 太陽半径 もしくは 1.03 太陽半径
有効温度：3470 K
年齢：およそ 2.39 Myr
別名として，2MASS J05250755+0134243 や，PTF J052507.55+013424.3 がある．
CVSO 30b
軌道周期：0.448413 日軌道長半径：0.00838 AU
質量：3.0 - 5.5 木星質量
半径：1.91 木星半径 もしくは 1.64 木星半径
既にトランジット法で検出されている惑星候補天体．別名として PTFO 8-8695b というものもある．
CVSO 30c
軌道周期：~ 27250 年軌道長半径：662 AU (投影距離)
質量：4.3 - 4.7 木星質量
半径：1.63 木星半径
有効温度：1600 K
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1605.04291
Osborn et al. (2016)
EPIC212521166 b: a Neptune-mass planet with Earth-like density
(EPIC212521166 b：地球に近い密度を持つ海王星質量の惑星)
K2 による測光観測と HARPS による視線速度法の観測から，この惑星は半径が 2.6 ± 0.1 地球半径，質量が 18.3 ± 2.8 地球質量の惑星であることが判明した．この質量は，海王星より小さい半径を持つ惑星 (mini-Neptune) の中では最も大きいものである．
自重による圧縮を考慮した場合，この地球に類似した密度を持つ惑星は，18 地球質量の地球的なコアと 0.2 地球質量の水素大気であるというモデルとよく一致するが，大量の水を持った惑星である可能性もある．
中心星からの距離が 0.1 AU 程度であり，主星の年齢が 8 ± 3 Gyr と古いことを考慮しても，極端紫外線による大気の蒸発や潮汐の影響を大きく受けてエンベロープを失ったとは考えづらい．しかし原始惑星系円盤内での惑星移動によって現在の位置まで来たとすると，厚い水素大気を持っていないことは謎である．
中心星は等級が 11.9 と明るいため，フォローアップ観測の対象として適している．またこの惑星系はレアで重要な系であると考えられる．
これらの惑星の例として，超低密度の海王星サイズの惑星 (HD 97658b, Henry et al. 2011など)，岩石を含んだスーパーアース (BD+20594b, Espinoza et al. 2016 や ケプラー10c, Dumusque et al. 2014など)，もしかしたら巨大ガス惑星が蒸発したあとに残るコアかもしれない超高密度スーパーアース (ケプラー131c, Marcy et al. 2014) など多岐にわたっている．中心星の等級が V = 12 より明るい場合，地上からのフォローアップ観測，ロシター効果の測定による軌道傾斜角の測定，惑星大気の観測などの対象として適している．
質量：0.739 太陽質量
半径：0.713 太陽半径
年齢：8 Gyr
距離：118.0 pc
有効温度：5010 K
金属量：[Fe/H] = -0.343 dex
軌道離心率：0.051
軌道長半径：0.10213 AU
質量：18.3 地球質量
半径：2.605 地球半径
平均密度：5.7 g cm-3
平衡温度：640 K
また，中心星は 50 ± 5 日周期のサインカーブでの光度変化があり，この光度変化が表面の黒点と中心星の自転による変動だとすると，年齢は 11 ± 5 Gyr と推定される (Angus et al. 2015)．この値は，恒星モデルからの推定値と同程度の値である．
観測された遅い自転と古い年齢は，HARPS スペクトルで得られた自転速度の上限値 (2.7 km s-1 未満，自転周期 9.2 日以上) や，リチウムが検出限界以下だった ([Li/H] < 0.2) という結果によっても支持される．
さらに最近，Nissen et al. (2015) では，イットリウムとマグネシウムの存在比 [Y/Mg] が恒星の年齢推定に使えるということが示唆された．このことは後に Tucci Maia et al. (2016) によって追確認された．
この指標を用いると，年齢は 8.1 ± 2.8 Gyr と推定される．
異なる 3 つの手法はどれも，この星が古い恒星であることを示しており，これはこの星の金属量が少ないことの説明になるかもしれない．
また変わったことに，この中心星は他の金属欠乏星によく見られる，α元素 (ケイ素，マグネシウムなど) の増加 (Adibekyan et al. 2012) が見られないが，純粋な α元素である酸素は豊富に存在する ([O/Fe] = 0.35)．
また他の惑星のトランジットが無いかについても調べたが，検出はされなかった．そのため，惑星が同一平面上にあると考えた場合，90%の確度で，周期 30 日未満，半径 1 地球半径以上の惑星は存在しないと考えられる．
この惑星の平均密度は地球と近い 5.7 ± 1.1 g cm-3 だが，鉄とシリケイトの 2 層モデルではこの惑星の構造を説明することは出来ない．水か水素・ヘリウム，あるいはその両方といった，低密度の揮発性物質が必要である．
Zeng & Sasselov (2013) の 3 層のモデルを用いると，9 地球質量の地球的なコア (MgSiO3が ~ 70%，Fe が ~ 30%) の上に，9 地球質量の水が存在する場合は，質量・半径共に説明が可能である．
また，Adams et al. (2008) や Lopez & Fortney (2014) のモデルを用いると，18.1 地球質量の鉄コア + シリケイトマントルの上に，0.2 地球質量，0.4 地球半径分の水素・ヘリウムエンベロープがあると考えても説明可能である．
また，これらの中間的な組成でも説明が可能である．
これらの結果より，惑星質量における水素の比率は 1%未満であることが分かる．
そのためこれらの惑星の存在は，コア降着におけるガスの獲得の最小質量が ~ 10 地球質量程度になるという従来の見積が，過小評価である可能性を示唆する．あるいは，ガスが降着した後にガスエンベロープを除去するプロセスの存在を示唆する．
ガスの散逸について，惑星が受ける極端紫外線から推定を行った．
K 型星の中でも極端紫外線で特に明るい星の極端紫外線光度の平均値を用いて質量散逸率を計算すると，2 × 109 g s-1 となった．この値は，10 Gyr の期間に 0.13 地球質量を失うだけの質量散逸率である (des Etangs 2007)．従って，形成後にガスを散逸させるのは難しい．
そのため，はじめから高密度な惑星として，原始惑星系円盤のガスが光蒸発した後に形成された可能性がある．
しかし，0.1 AU の距離でその場形成したと考えると，太陽系の値の 5000%の重元素の量が必要となる (Schlichting 2014)．従って，より外側で形成された後に移動してきた可能性が高い．この惑星の離心率はゼロではないため，力学的な軌道進化の結果かもしれない．しかし，Kozai 機構に典型的な高軌道離心率 (> 0.25) である可能性は排除される．従って円盤内での軌道移動の結果であるというのがもっともらしい考えである．
この場合，10 地球質量を超える天体が円盤内を軌道移動したということと，惑星が厚い水素大気を持っていないということは対立する．そのため，かつては複数惑星系であり，その中での他の惑星との巨大衝突とその後の降着が軌道移動の説明となるかもしれない (Boley et al. 2015)．また，これは水素大気の欠乏も説明可能である (Lin et al. 2015)．さらに，系の年齢が年老いているということもこの説には整合する．これは，時間が経てば経つほど複数惑星系で力学的不安定が発生する確率は上昇するからである．
arXiv:1605.04291
Osborn et al. (2016)
EPIC212521166 b: a Neptune-mass planet with Earth-like density
(EPIC212521166 b：地球に近い密度を持つ海王星質量の惑星)
概要
ケプラーの K2 ミッションによる新しい惑星 EPIC 212521166b の発見を報告する．この惑星は，金属量に乏しい古い K3 型矮星まわりを 13.8637 日の周期で公転する惑星である．K2 による測光観測と HARPS による視線速度法の観測から，この惑星は半径が 2.6 ± 0.1 地球半径，質量が 18.3 ± 2.8 地球質量の惑星であることが判明した．この質量は，海王星より小さい半径を持つ惑星 (mini-Neptune) の中では最も大きいものである．
自重による圧縮を考慮した場合，この地球に類似した密度を持つ惑星は，18 地球質量の地球的なコアと 0.2 地球質量の水素大気であるというモデルとよく一致するが，大量の水を持った惑星である可能性もある．
中心星からの距離が 0.1 AU 程度であり，主星の年齢が 8 ± 3 Gyr と古いことを考慮しても，極端紫外線による大気の蒸発や潮汐の影響を大きく受けてエンベロープを失ったとは考えづらい．しかし原始惑星系円盤内での惑星移動によって現在の位置まで来たとすると，厚い水素大気を持っていないことは謎である．
中心星は等級が 11.9 と明るいため，フォローアップ観測の対象として適している．またこの惑星系はレアで重要な系であると考えられる．
大きいスーパーアースと小型の海王星型惑星
大きいスーパーアースと小型の海王星型惑星 (いわゆる mini-Neptune) は興味深い研究対象である．この惑星は，地球型惑星と巨大ガス惑星の中間に位置している．そのため，これらの惑星の存在は巨大ガス惑星の形成過程に制限を与える可能性がある (Hansen & Murray 2012)．これらの惑星の例として，超低密度の海王星サイズの惑星 (HD 97658b, Henry et al. 2011など)，岩石を含んだスーパーアース (BD+20594b, Espinoza et al. 2016 や ケプラー10c, Dumusque et al. 2014など)，もしかしたら巨大ガス惑星が蒸発したあとに残るコアかもしれない超高密度スーパーアース (ケプラー131c, Marcy et al. 2014) など多岐にわたっている．中心星の等級が V = 12 より明るい場合，地上からのフォローアップ観測，ロシター効果の測定による軌道傾斜角の測定，惑星大気の観測などの対象として適している．
パラメータ
EPIC 212521166
スペクトル型：K3V質量：0.739 太陽質量
半径：0.713 太陽半径
年齢：8 Gyr
距離：118.0 pc
有効温度：5010 K
金属量：[Fe/H] = -0.343 dex
EPIC 212521166b
軌道周期：13.86373 日軌道離心率：0.051
軌道長半径：0.10213 AU
質量：18.3 地球質量
半径：2.605 地球半径
平均密度：5.7 g cm-3
平衡温度：640 K
系の特徴
中心星の年齢と自転
中心星の EPIC 212521166 の年齢は，恒星モデルからは 8 ± 5 Gyr と推定される．また，中心星は 50 ± 5 日周期のサインカーブでの光度変化があり，この光度変化が表面の黒点と中心星の自転による変動だとすると，年齢は 11 ± 5 Gyr と推定される (Angus et al. 2015)．この値は，恒星モデルからの推定値と同程度の値である．
観測された遅い自転と古い年齢は，HARPS スペクトルで得られた自転速度の上限値 (2.7 km s-1 未満，自転周期 9.2 日以上) や，リチウムが検出限界以下だった ([Li/H] < 0.2) という結果によっても支持される．
さらに最近，Nissen et al. (2015) では，イットリウムとマグネシウムの存在比 [Y/Mg] が恒星の年齢推定に使えるということが示唆された．このことは後に Tucci Maia et al. (2016) によって追確認された．
この指標を用いると，年齢は 8.1 ± 2.8 Gyr と推定される．
異なる 3 つの手法はどれも，この星が古い恒星であることを示しており，これはこの星の金属量が少ないことの説明になるかもしれない．
星の組成と惑星
この惑星は，Buchhave et al. (2014) によって示された，小さい惑星は金属量が小さい星の周りに多いという傾向と合う．しかし 18 地球質量もの固体コアは，このような金属欠乏星には大きすぎる．この質量は，Courcol et al. (2016) による，海王星類似の系外惑星における質量 - 金属量の関係よりも 3 地球質量も大きいものである．また変わったことに，この中心星は他の金属欠乏星によく見られる，α元素 (ケイ素，マグネシウムなど) の増加 (Adibekyan et al. 2012) が見られないが，純粋な α元素である酸素は豊富に存在する ([O/Fe] = 0.35)．
TTV などによる他の惑星
PASTIS model を用い，2.6 秒の精度でトランジット時刻変動 (transit timing variation, TTV) を調べた．その結果，有意な TTV は検出されなかった．また他の惑星のトランジットが無いかについても調べたが，検出はされなかった．そのため，惑星が同一平面上にあると考えた場合，90%の確度で，周期 30 日未満，半径 1 地球半径以上の惑星は存在しないと考えられる．
惑星の組成と形成
惑星の構造モデルと水素含有量
質量が 18.3 地球質量，半径が 2.6 地球質量というのは，海王星より小さいサイズを持つ惑星の中では最も重い部類である．この惑星の平均密度は地球と近い 5.7 ± 1.1 g cm-3 だが，鉄とシリケイトの 2 層モデルではこの惑星の構造を説明することは出来ない．水か水素・ヘリウム，あるいはその両方といった，低密度の揮発性物質が必要である．
Zeng & Sasselov (2013) の 3 層のモデルを用いると，9 地球質量の地球的なコア (MgSiO3が ~ 70%，Fe が ~ 30%) の上に，9 地球質量の水が存在する場合は，質量・半径共に説明が可能である．
また，Adams et al. (2008) や Lopez & Fortney (2014) のモデルを用いると，18.1 地球質量の鉄コア + シリケイトマントルの上に，0.2 地球質量，0.4 地球半径分の水素・ヘリウムエンベロープがあると考えても説明可能である．
また，これらの中間的な組成でも説明が可能である．
これらの結果より，惑星質量における水素の比率は 1%未満であることが分かる．
惑星形成・進化理論への示唆
最近は 10 - 20 地球質量を持つ高密度の惑星が発見されつつある．これらは大量の水素ガスの降着が無かったと考えられるものも存在する．そのためこれらの惑星の存在は，コア降着におけるガスの獲得の最小質量が ~ 10 地球質量程度になるという従来の見積が，過小評価である可能性を示唆する．あるいは，ガスが降着した後にガスエンベロープを除去するプロセスの存在を示唆する．
ガスの散逸について，惑星が受ける極端紫外線から推定を行った．
K 型星の中でも極端紫外線で特に明るい星の極端紫外線光度の平均値を用いて質量散逸率を計算すると，2 × 109 g s-1 となった．この値は，10 Gyr の期間に 0.13 地球質量を失うだけの質量散逸率である (des Etangs 2007)．従って，形成後にガスを散逸させるのは難しい．
そのため，はじめから高密度な惑星として，原始惑星系円盤のガスが光蒸発した後に形成された可能性がある．
しかし，0.1 AU の距離でその場形成したと考えると，太陽系の値の 5000%の重元素の量が必要となる (Schlichting 2014)．従って，より外側で形成された後に移動してきた可能性が高い．この惑星の離心率はゼロではないため，力学的な軌道進化の結果かもしれない．しかし，Kozai 機構に典型的な高軌道離心率 (> 0.25) である可能性は排除される．従って円盤内での軌道移動の結果であるというのがもっともらしい考えである．
この場合，10 地球質量を超える天体が円盤内を軌道移動したということと，惑星が厚い水素大気を持っていないということは対立する．そのため，かつては複数惑星系であり，その中での他の惑星との巨大衝突とその後の降着が軌道移動の説明となるかもしれない (Boley et al. 2015)．また，これは水素大気の欠乏も説明可能である (Lin et al. 2015)．さらに，系の年齢が年老いているということもこの説には整合する．これは，時間が経てば経つほど複数惑星系で力学的不安定が発生する確率は上昇するからである．
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この天体に関しては「(15810) 1994 JR1 は冥王星の準衛星である」という記述がしばしばあるものの，軌道の特徴から冥王星の準衛星である可能性があるという説が提唱されただけであり，冥王星の準衛星かどうかはそもそも確定していない．
なお，最近のニューホライズンズによるより詳細な観測を元にして，「この天体は冥王星の準衛星ではない」という否定的な見解が出されている．
参考リンク：New Horizons Collects First Science on a Post-Pluto Object | NASA