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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1605.00616
Bolmont et al. (2016)
Water loss from Earth-sized planets in the habitable zones of ultracool dwarfs: Implications for the planets of TRAPPIST-1
(極めて低温な矮星のハビタブルゾーン内の地球サイズ惑星からの水の散逸：TRAPPIST-1 の惑星への応用)
ここでは，ハビタブルゾーン前 (pre-habitable zone) の惑星における水の散逸を，UCD からの XUV (極端紫外線) 放射の上限値と，1 次元の輻射流体力学計算を取り入れて計算した．計算では全ての範囲の UCD に対して調べたが，特に最近発見が報告された TRAPPIST-1 (0.08 太陽質量) まわりの惑星，TRAPPIST-1b, c, d にも注目した．
計算の結果，遠紫外線による水分子の光分解反応と，XUV による水素分子の惑星からの散逸の効果を最大化した場合でも，中心星質量が 0.04 - 0.06 太陽質量の "sweet spot" の範囲内においては，ハビタブルゾーン内の惑星の水はかなりの量生き残ることが分かった．
また TRAPPIST-1 まわりの惑星については，TRAPPIST-1b, c の 2 惑星は最大で地球の海の 4 倍の水を失うが，周期次第ではハビタブルゾーンにあると考えられる TRAPPIST-1d の場合は，初期の水の量次第ではハビタブルな量の水を残すと予想される．
TRAPPIST-1 は UCD まわりの惑星からの水の散逸に対する強い制限を与え，また惑星の大気の特徴付けに関しても重要な対象である．
Ultracool dwarf について，Gizis et al. (2000) では，スペクトル型が M7 とそれより晩期 (より低温な M8, M9 など) の M 型星のことを "Ultracool M dwarfs" と呼称しています．また，TRAPPIST-1b, c, d の発見報告論文である Gillon et al. (2016) では，有効温度 2700 K 未満の低温の天体を ultracool dwarfs と呼称し，水素核融合を起こせない褐色矮星もこの中に含んでいます．
arXiv:1605.00616
Bolmont et al. (2016)
Water loss from Earth-sized planets in the habitable zones of ultracool dwarfs: Implications for the planets of TRAPPIST-1
(極めて低温な矮星のハビタブルゾーン内の地球サイズ惑星からの水の散逸：TRAPPIST-1 の惑星への応用)
概要
極めて低温な矮星 (ultracool dwarfs, UCD) とは，スペクトル型が M6 よりも晩期の低質量の恒星から褐色矮星までを含む天体の総称である．※注釈："ultracool dwarfs" の定まった日本語訳は存在しないと思われる．
UCD は形成後単調に冷えていくため，UCD まわりのハビタブルゾーンは時間の経過とともに内側へ移動する．もし UCD まわりの惑星が水を持っていた場合， UCD のハビタブルゾーン内の惑星は，液体の水が存在するには高温すぎる暴走温室状態 (runaway greenhouse) を，ハビタブルゾーンに入る前に経験しているはずである．このような惑星は初期の高温な状態の間に干からびてしまい，ハビタブルゾーンに入る頃には乾いて荒れ果てた状態になっていると予想される．ここでは，ハビタブルゾーン前 (pre-habitable zone) の惑星における水の散逸を，UCD からの XUV (極端紫外線) 放射の上限値と，1 次元の輻射流体力学計算を取り入れて計算した．計算では全ての範囲の UCD に対して調べたが，特に最近発見が報告された TRAPPIST-1 (0.08 太陽質量) まわりの惑星，TRAPPIST-1b, c, d にも注目した．
計算の結果，遠紫外線による水分子の光分解反応と，XUV による水素分子の惑星からの散逸の効果を最大化した場合でも，中心星質量が 0.04 - 0.06 太陽質量の "sweet spot" の範囲内においては，ハビタブルゾーン内の惑星の水はかなりの量生き残ることが分かった．
また TRAPPIST-1 まわりの惑星については，TRAPPIST-1b, c の 2 惑星は最大で地球の海の 4 倍の水を失うが，周期次第ではハビタブルゾーンにあると考えられる TRAPPIST-1d の場合は，初期の水の量次第ではハビタブルな量の水を残すと予想される．
TRAPPIST-1 は UCD まわりの惑星からの水の散逸に対する強い制限を与え，また惑星の大気の特徴付けに関しても重要な対象である．
Ultracool dwarf について，Gizis et al. (2000) では，スペクトル型が M7 とそれより晩期 (より低温な M8, M9 など) の M 型星のことを "Ultracool M dwarfs" と呼称しています．また，TRAPPIST-1b, c, d の発見報告論文である Gillon et al. (2016) では，有効温度 2700 K 未満の低温の天体を ultracool dwarfs と呼称し，水素核融合を起こせない褐色矮星もこの中に含んでいます．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.07406
Hodosán et al. (2016)
Lightning as a possible source of the radio emission on HAT-P-11b
(HAT-P-11b の電波放射の考えうる起源としての雷)
Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，系外惑星 HAT-P-11b の電波でのトランジット観測を行い，検出された電波放射の一部は惑星に由来することを示唆した．ここではそのシグナルが本当であるとし，この電波放射が惑星大気中での雷現象によって発生しうるかどうかについて調べた．
その結果．HAT-P-11b で検出されたシグナルを説明するためには，地球における最大級の雷雲活動の 530 倍の雷密度を持つ雷雲が必要であるということが判明した．しかし，現在の検出技術では可視光領域ではその雷は検出不可能である．
また，このような雷活動に伴う化学反応によって HCN が生成され，条件次第では嵐の発生後 2 - 3 年の間観測可能になる場合がある．この特徴は，L バンド (3.0 - 4.0 µm) と N バンド (7.5 - 14.5 µm) の赤外線領域に現れる．従って，将来的な赤外線と電波観測の組み合わせによって，太陽系外における雷の検出が可能となるだろう．
この観測によると，150 MHz で平均 3.87 mJy の電波が検出された．惑星が中心星の背後を通過している間 (secondary eclipse，二次食) は電波は検出されなかった．この観測が行われたのは 2009 年のことである．しかし，続く 2010 年での観測では，電波は検出されなかった．
この 150 MHz の電波シグナルが本当であり，なおかつ惑星起源であった場合，電波を発生させている現象は一時的なものであると考えられる．Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，この一時的な電波検出の原因として，惑星の磁場と恒星からのコロナ質量放出，あるいは恒星の磁場との相互作用を提案している．
この電波シグナルが本当である場合，サイクロトロンメーザー放出が電波源である事は考えにくい．それは，この場合は通常電波が偏光するためである (Weibel 1959, Vorgul & Helling 2016)．しかし Lecavelier des Etangs et al. (2013) では偏光は検出されなかった．また，もし検出された mJy オーダーの電波がサイクロトロン放射である場合，惑星の磁場強度として 50 G という大きな値が必要となる．
雷に起因する電波放射は地球では観測されており，金星でもその徴候が捉えられている (Russel et al. 2008など)．ガス惑星では，木星 (Gurnett et al. 1979など)，土星 (Fischer et al. 2006など)，天王星 (Zarka & Pederson 1986)，海王星 (Aplin 2013) で検出報告がある．さらに褐色矮星大からの雷由来の電波を示唆する観測もある (Bailey et al. 2014)．
また，雷によって放出される電波は偏光を起こさない (Shao & Jacobson 2002)．従って，惑星からの偏光していない電波放射は，大気中での雷が原因である可能性がある．
2010 - 2011 年に土星で発生した嵐では，雷の発生密度は 1.4 × 10-7 flashes km-2 h-1 であった (1 平方 km，1 時間あたりの雷の発生回数)．HAT-P-11b からの電波を説明するためには，この発生密度の ~ 3.8 × 108 倍が必要である．
しかし雷雲は同時に発生することが可能であり，嵐のサイズが 2000 km とした場合，雷の発生密度は 1.5 × 10-3 flashes km-2 h-1 となる．これは HAT-P-11b からの電波を説明するために必要な値である 53 flashes km-2 h-1 よりも 3.5 × 104 倍小さい値である．
観測可能性について議論するため，生成された HCN の各圧力における化学的な寿命と，その高度における力学的タイムスケールの比較を行った．化学的寿命が力学的タイムスケールよりも短い場合，HCN は上空に輸送されるよりも早く破壊される．その逆であれば，HCN は化学的寿命がより長い上空へと輸送される事ができる．
仮に圧力が ≲ 0.1 bar の大気上層で雷が発生し HCN が生成された場合，HCN は化学的寿命が 2 - 3 年程度の上空 (圧力が mbar オーダーになる高度) まで輸送される．しかし ~ 1bar 程度で HCN が生成された場合，HCN は観測されるより前に急速に破壊されてしまう．
arXiv:1604.07406
Hodosán et al. (2016)
Lightning as a possible source of the radio emission on HAT-P-11b
(HAT-P-11b の電波放射の考えうる起源としての雷)
概要
太陽系内の惑星では，雷に誘起された電波放射の観測が報告されている．系外惑星における雷に伴う電波放射の検出の試みもあるが，現在までに明確な検出の報告は存在しない．Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，系外惑星 HAT-P-11b の電波でのトランジット観測を行い，検出された電波放射の一部は惑星に由来することを示唆した．ここではそのシグナルが本当であるとし，この電波放射が惑星大気中での雷現象によって発生しうるかどうかについて調べた．
その結果．HAT-P-11b で検出されたシグナルを説明するためには，地球における最大級の雷雲活動の 530 倍の雷密度を持つ雷雲が必要であるということが判明した．しかし，現在の検出技術では可視光領域ではその雷は検出不可能である．
また，このような雷活動に伴う化学反応によって HCN が生成され，条件次第では嵐の発生後 2 - 3 年の間観測可能になる場合がある．この特徴は，L バンド (3.0 - 4.0 µm) と N バンド (7.5 - 14.5 µm) の赤外線領域に現れる．従って，将来的な赤外線と電波観測の組み合わせによって，太陽系外における雷の検出が可能となるだろう．
研究背景
HAT-P-11b の電波トランジット観測
Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，HAT-P-11b の電波トランジット観測の結果が報告された．この惑星は，4.7 地球半径，26 地球質量，軌道長半径が 0.053 AU の短周期惑星である．この観測によると，150 MHz で平均 3.87 mJy の電波が検出された．惑星が中心星の背後を通過している間 (secondary eclipse，二次食) は電波は検出されなかった．この観測が行われたのは 2009 年のことである．しかし，続く 2010 年での観測では，電波は検出されなかった．
この 150 MHz の電波シグナルが本当であり，なおかつ惑星起源であった場合，電波を発生させている現象は一時的なものであると考えられる．Lecavelier des Etangs et al. (2013) では，この一時的な電波検出の原因として，惑星の磁場と恒星からのコロナ質量放出，あるいは恒星の磁場との相互作用を提案している．
この電波シグナルが本当である場合，サイクロトロンメーザー放出が電波源である事は考えにくい．それは，この場合は通常電波が偏光するためである (Weibel 1959, Vorgul & Helling 2016)．しかし Lecavelier des Etangs et al. (2013) では偏光は検出されなかった．また，もし検出された mJy オーダーの電波がサイクロトロン放射である場合，惑星の磁場強度として 50 G という大きな値が必要となる．
電波源としての雷
サイクロトロンメーザー以外の電波源としては，大気中での雷が考えられる．雷に起因する電波放射は地球では観測されており，金星でもその徴候が捉えられている (Russel et al. 2008など)．ガス惑星では，木星 (Gurnett et al. 1979など)，土星 (Fischer et al. 2006など)，天王星 (Zarka & Pederson 1986)，海王星 (Aplin 2013) で検出報告がある．さらに褐色矮星大からの雷由来の電波を示唆する観測もある (Bailey et al. 2014)．
また，雷によって放出される電波は偏光を起こさない (Shao & Jacobson 2002)．従って，惑星からの偏光していない電波放射は，大気中での雷が原因である可能性がある．
モデル
雷雲のモデル
惑星における雷雲のエネルギー的特徴については，土星で発生した嵐を参考した．この嵐は，土星探査機カッシーニによって観測されたものである．Fischer et al. (2011) による土星の静電放電 (Saturnian Electrostatic Discharges, SED) 発生の分析を行った．これによると，SED の発生頻度は 10 s-1であった．2010 - 2011 年に土星で発生した嵐では，雷の発生密度は 1.4 × 10-7 flashes km-2 h-1 であった (1 平方 km，1 時間あたりの雷の発生回数)．HAT-P-11b からの電波を説明するためには，この発生密度の ~ 3.8 × 108 倍が必要である．
しかし雷雲は同時に発生することが可能であり，嵐のサイズが 2000 km とした場合，雷の発生密度は 1.5 × 10-3 flashes km-2 h-1 となる．これは HAT-P-11b からの電波を説明するために必要な値である 53 flashes km-2 h-1 よりも 3.5 × 104 倍小さい値である．
雷による化学反応と生成物の観測可能性
Lewis (1980) では，雷によって 2 × 10-10 kg J-1 の割合で HCN が生成されると推定している．観測可能性について議論するため，生成された HCN の各圧力における化学的な寿命と，その高度における力学的タイムスケールの比較を行った．化学的寿命が力学的タイムスケールよりも短い場合，HCN は上空に輸送されるよりも早く破壊される．その逆であれば，HCN は化学的寿命がより長い上空へと輸送される事ができる．
仮に圧力が ≲ 0.1 bar の大気上層で雷が発生し HCN が生成された場合，HCN は化学的寿命が 2 - 3 年程度の上空 (圧力が mbar オーダーになる高度) まで輸送される．しかし ~ 1bar 程度で HCN が生成された場合，HCN は観測されるより前に急速に破壊されてしまう．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.07424
Fortney et al. (2016)
The Hunt for Planet Nine: Atmosphere, Spectra, Evolution, and Detectability
(第九惑星の捜索：大気，スペクトル，進化と検出可能性)
Planet Nine に対してもっともらしいと考えられる範囲の質量と内部構造に対して，モデルから得られた有効温度の上限値は，質量が 5 - 20 地球質量の場合，~ 35 - 50 K であり，取りうる半径は 3 - 6 地球半径であった．ただし半径に関しては水素・ヘリウムエンベロープの質量割合に依存する．
また，大気の温度構造とスペクトルのモデリングも行った．大気は低温であるため，大気は顕著なメタンの凝縮を伴うと考えられる．そのため，単純な海王星的な大気とは異なる特徴を示すだろうと考えられる．スペクトルの計算からは，可視光の範囲内では分子の吸収は大きく欠乏しており，高い幾何学的アルベドを持つ，レイリー散乱が卓越した大気を持つと予想される．
大気の温度構造の判別法に関しては，メタン雲よりも上空におけるメタンの混合比と．雲頂での圧力が分かるような雲による散乱が見られる波長が有効であると考えられる．また，仮に大気が薄い場合は表面反射も観測されるだろう．
大気中のメタンが凝縮により欠乏していた場合，赤外線における水素分子の衝突励起吸収による不透明度 (collision-induced opacity) により，惑星は WISE で観測した際のカラーは，赤ではなくむしろ非常に青っぽく見えるだろうと予想される．また，場合によっては WISE の検出限界の境界あたりの光度を持つ可能性がある．また，3 - 5 µm での熱フラックスは，単純な黒体よりも 20 桁程度大きくなる．
さらに，これらの結果を元にして全ての WISE Source Catalog から該当する天体が存在しないか調べたが，Planet Nine に相当する天体は検出されなかった．
内部構造は，氷と岩石の混合比が 2 : 1 であるコアの上に，水素・ヘリウムのエンベロープが存在するという 2 層構造を考えている．
惑星全体の質量に対するコア質量の割合は，
また，惑星の位置は，太陽から 1000 AU の場所 (アルベドがゼロの時に平衡温度が 9 K) となる状態を想定して熱進化の計算を行った．なお，太陽からの入射光への依存性も調べたが，影響は非常に小さかった．
初期条件として，惑星は hot start (Marley et al. 2007) で形成されたと仮定し，その後断熱冷却をすると考えた．
表面の温度は，質量が 12 地球質量以下の場合は，天王星の上限値である ~ 40 K，50 地球質量の sub-Saturn の場合は ~ 60 K であった．
注意点としては，このモデルは海王星の内部熱流束の観測値はよく再現できているが，天王星については過大評価してしまう (観測値より大きな値になってしまう) という事が分かっている (Hubbard et al. 1995)．そのため，ここで出てきた温度はあくまで上限値である．
太陽系内に "第九惑星" (しばしば Planet Nine というニックネームで呼ばれる) が存在する可能性がある，という研究 (Batygin & Brown 2016) が発表されて話題になりましたが，その後に多数の後追い論文が出されました．これもそのうちの一つで，もし Planet Nine が存在した場合に，どのような大気の特徴を持つか，どのように観測されうるかという点について，天王星と海王星のモデルをベースにして調べたというものです．
またモデル計算より，パラメータ次第では WISE の観測にかかっている可能性があるという事で WISE のデータも調べていますが，該当する天体は検出されなかったとのことです．
arXiv:1604.07424
Fortney et al. (2016)
The Hunt for Planet Nine: Atmosphere, Spectra, Evolution, and Detectability
(第九惑星の捜索：大気，スペクトル，進化と検出可能性)
概要
太陽系内に存在する可能性が指摘されている "第九惑星" (Planet Nine) の特性を，天王星や海王星のモデリングに使われている手法を用いて研究した．Planet Nine に対してもっともらしいと考えられる範囲の質量と内部構造に対して，モデルから得られた有効温度の上限値は，質量が 5 - 20 地球質量の場合，~ 35 - 50 K であり，取りうる半径は 3 - 6 地球半径であった．ただし半径に関しては水素・ヘリウムエンベロープの質量割合に依存する．
また，大気の温度構造とスペクトルのモデリングも行った．大気は低温であるため，大気は顕著なメタンの凝縮を伴うと考えられる．そのため，単純な海王星的な大気とは異なる特徴を示すだろうと考えられる．スペクトルの計算からは，可視光の範囲内では分子の吸収は大きく欠乏しており，高い幾何学的アルベドを持つ，レイリー散乱が卓越した大気を持つと予想される．
大気の温度構造の判別法に関しては，メタン雲よりも上空におけるメタンの混合比と．雲頂での圧力が分かるような雲による散乱が見られる波長が有効であると考えられる．また，仮に大気が薄い場合は表面反射も観測されるだろう．
大気中のメタンが凝縮により欠乏していた場合，赤外線における水素分子の衝突励起吸収による不透明度 (collision-induced opacity) により，惑星は WISE で観測した際のカラーは，赤ではなくむしろ非常に青っぽく見えるだろうと予想される．また，場合によっては WISE の検出限界の境界あたりの光度を持つ可能性がある．また，3 - 5 µm での熱フラックスは，単純な黒体よりも 20 桁程度大きくなる．
さらに，これらの結果を元にして全ての WISE Source Catalog から該当する天体が存在しないか調べたが，Planet Nine に相当する天体は検出されなかった．
熱進化のモデル
モデルの設定と初期条件
Planet Nine について，質量が 5 - 50 地球質量の範囲でモデル計算を行った．(参考として，海王星質量は 17.15 地球質量)内部構造は，氷と岩石の混合比が 2 : 1 であるコアの上に，水素・ヘリウムのエンベロープが存在するという 2 層構造を考えている．
惑星全体の質量に対するコア質量の割合は，
- Sub-Saturn
- コア質量比が 0.1 - 0.3 (全惑星質量に占めるコア質量の割合が 10 - 30%)．想定している中で最も重い惑星のモデル．
- 15 地球質量程度
- コア質量比は 0.30 - 0.84．
- Sub-Neptune (5 - 8 地球質量)
- コア質量比は 0.6 - 0.9．
また，惑星の位置は，太陽から 1000 AU の場所 (アルベドがゼロの時に平衡温度が 9 K) となる状態を想定して熱進化の計算を行った．なお，太陽からの入射光への依存性も調べたが，影響は非常に小さかった．
初期条件として，惑星は hot start (Marley et al. 2007) で形成されたと仮定し，その後断熱冷却をすると考えた．
主な結果と注意点
惑星質量が 5 - 8 地球質量の sub-Neptune モデルの場合，半径は 2.9 - 4.4 地球半径となった．また，15 - 20 地球質量の場合は 3.9 - 6.7 地球半径であった (※参考：海王星半径は 3.9 地球半径)．35 - 50 地球質量の場合は 7.5 - 8.3 地球半径であった．表面の温度は，質量が 12 地球質量以下の場合は，天王星の上限値である ~ 40 K，50 地球質量の sub-Saturn の場合は ~ 60 K であった．
注意点としては，このモデルは海王星の内部熱流束の観測値はよく再現できているが，天王星については過大評価してしまう (観測値より大きな値になってしまう) という事が分かっている (Hubbard et al. 1995)．そのため，ここで出てきた温度はあくまで上限値である．
太陽系内に "第九惑星" (しばしば Planet Nine というニックネームで呼ばれる) が存在する可能性がある，という研究 (Batygin & Brown 2016) が発表されて話題になりましたが，その後に多数の後追い論文が出されました．これもそのうちの一つで，もし Planet Nine が存在した場合に，どのような大気の特徴を持つか，どのように観測されうるかという点について，天王星と海王星のモデルをベースにして調べたというものです．
またモデル計算より，パラメータ次第では WISE の観測にかかっている可能性があるという事で WISE のデータも調べていますが，該当する天体は検出されなかったとのことです．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.07461
Parker et al. (2016)
Discovery of a Makemakean Moon
(マケマケの衛星の発見)
これまでの観測で発見されなかったのは，この衛星が edge-on の軌道 (衛星の軌道面を真横から見ている位置関係) にあり，軌道上の多くの期間でマケマケの光に隠されてしまっていた事が原因だと考えられる．
衛星の軌道を決定するための軌道運動の検出はまだ不十分である．そのため，マケマケ・衛星系の質量を今回の観測だけから決めるのは困難である．暫定的な結果としては，衛星が円軌道だと仮定すると，軌道周期は 12.4 日よりも長く，軌道長半径は 21000 km 程度より大きいと考えられる．
今回のこの衛星の観測から，これまでにマケマケの熱観測から得られていた暗い物質の大部分は，マケマケの表面に存在するのではなく，衛星表面の一様な暗い物質の影響である可能性が示唆される．この "暗い月仮説" は，将来のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (James-Webb Space Telescope, JWST) の観測で検証することが出来るだろう．
これらの観測によると，放射の大部分は非常に明るい表面から起きているが，一部は非常に暗い表面である必要がある．これはマケマケの表面に暗い地形が存在することを示唆する説であるが，マケマケの (自転に伴う) 光度曲線の振幅は非常に小さいという観測事実とは非整合的である (Brown 2013)．ただしマケマケが地球に自転軸を向けているような位置関係であれば問題ない．
Lim et al. (2010) では，暗い領域は等価直径 (equivalent diameter) にして 310 - 380 km の大きさで，幾何学的アルベドが 0.02 - 0.12 であれば観測を説明できるとした．仮に衛星の幾何学的アルベドが 0.02 とすると，今回得られた衛星の H 等級から推測した衛星の直径は ~ 250 km となる．この大きさは，過去の観測から示唆される暗い領域の全てを説明するには小さいが，大部分を担っていると考えることは出来る．
もし，他の準惑星が持つ衛星とは異なり，マケマケと衛星の表面の様子が大きく異なるという説が正しい場合，衛星の起源は他の太陽系外縁天体 (Trans-Neptunian Object, TNO) の捕獲である可能性がある．あるいは，過去に起きたマケマケからの大気の散逸の影響が原因であるかもしれない．
準惑星の一つであるマケマケに衛星が発見されたことを報告する論文です．
現在 5 つある準惑星のうち，冥王星は 5 つ，ハウメアは 2 つ，エリスは 1 つの衛星を持っていることが確認されており，マケマケでは初めての発見となりました．これで準惑星の中で衛星が無い (確認されていない) のは，メインベルトに存在するケレスのみとなりました．
この衛星の仮の名称は S/2015 (136472) 1 です．衛星が発見された場合はこのように，S/ の後に，初めて発見の元になった観測が行われた年，中心天体を表す文字か数字，通し番号が振られます．
この場合は，発見の元になった観測が 2015 年に行われていること，準惑星マケマケの小惑星番号が 136472 であること，発見が 1 個中の 1 個であることから，このような仮符号が与えられています．また，正式なものではありませんが，一部では MK2 というニックネームでも呼ばれているようです．
軌道長半径や軌道周期，大きさなどは現段階では詳細には判明していません．軌道長半径が 21000 km 程度以上，軌道周期は 12.4 日以上というのは，軌道が円軌道であると仮定したうえでの暫定的な結果で，今後の観測で正確な値が明らかになることが期待されています．また，衛星の大きさは，観測で得られた光度に，幾何学的アルベドの大きさを仮定して推定しており，幾何学的アルベドが 0.02 の場合は直径が ~ 250 km と推定されています．幾何学的アルベドがもっと大きい値だった場合は，直径は小さいものになります．
arXiv:1604.07461
Parker et al. (2016)
Discovery of a Makemakean Moon
(マケマケの衛星の発見)
概要
準惑星マケマケ (Makemake) に衛星を発見した．この衛星の仮符号は S/2015 (136472) 1 であり，ハッブル宇宙望遠鏡の Wide Field Camera 3 (WFC3) で 2015 年 4 月 27 日に取得したデータの中に，マケマケよりも 7.80 ± 0.04 等暗い光源として観測された．これまでの観測で発見されなかったのは，この衛星が edge-on の軌道 (衛星の軌道面を真横から見ている位置関係) にあり，軌道上の多くの期間でマケマケの光に隠されてしまっていた事が原因だと考えられる．
衛星の軌道を決定するための軌道運動の検出はまだ不十分である．そのため，マケマケ・衛星系の質量を今回の観測だけから決めるのは困難である．暫定的な結果としては，衛星が円軌道だと仮定すると，軌道周期は 12.4 日よりも長く，軌道長半径は 21000 km 程度より大きいと考えられる．
今回のこの衛星の観測から，これまでにマケマケの熱観測から得られていた暗い物質の大部分は，マケマケの表面に存在するのではなく，衛星表面の一様な暗い物質の影響である可能性が示唆される．この "暗い月仮説" は，将来のジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (James-Webb Space Telescope, JWST) の観測で検証することが出来るだろう．
マケマケの過去の観測
過去のマケマケの熱観測
過去のマケマケのスピッツァー宇宙望遠鏡による熱観測 (Stansberry et al. 2008)，ハーシェルによる熱観測 (Lim et al. 2010) からは，マケマケのスペクトルエネルギー分布 (Spectral Energy Distribution, SED) には少なくとも 2 つの異なる性質を持つ表面からの寄与があることが分かっている．これらの観測によると，放射の大部分は非常に明るい表面から起きているが，一部は非常に暗い表面である必要がある．これはマケマケの表面に暗い地形が存在することを示唆する説であるが，マケマケの (自転に伴う) 光度曲線の振幅は非常に小さいという観測事実とは非整合的である (Brown 2013)．ただしマケマケが地球に自転軸を向けているような位置関係であれば問題ない．
※注釈
マケマケの表面の明るさが場所によって大きく異なる場合，マケマケの自転に伴って見え方が変わるため，自転によるマケマケの明るさの振幅も大きくなるはずである．しかし観測では自転によるマケマケの光度変化は非常に小さい．
ただし，表面の明るさが大きく異なるとしても，マケマケの自転軸が地球の方向を向いているような位置関係 (pole-on) であった場合は，自転によってマケマケ表面の見え方は大きく変化しないため，光度変化が小さくても良い．
マケマケの表面の明るさが場所によって大きく異なる場合，マケマケの自転に伴って見え方が変わるため，自転によるマケマケの明るさの振幅も大きくなるはずである．しかし観測では自転によるマケマケの光度変化は非常に小さい．
ただし，表面の明るさが大きく異なるとしても，マケマケの自転軸が地球の方向を向いているような位置関係 (pole-on) であった場合は，自転によってマケマケ表面の見え方は大きく変化しないため，光度変化が小さくても良い．
"暗い月仮説" について
衛星が発見されたことによって，マケマケの熱放射の問題を衛星の存在で説明できる可能性がある．これは，衛星の表面の全領域，あるいは一部領域が非常に暗い物質で出来ているという仮説 ("dark moon hypothesis") である．Lim et al. (2010) では，暗い領域は等価直径 (equivalent diameter) にして 310 - 380 km の大きさで，幾何学的アルベドが 0.02 - 0.12 であれば観測を説明できるとした．仮に衛星の幾何学的アルベドが 0.02 とすると，今回得られた衛星の H 等級から推測した衛星の直径は ~ 250 km となる．この大きさは，過去の観測から示唆される暗い領域の全てを説明するには小さいが，大部分を担っていると考えることは出来る．
もし，他の準惑星が持つ衛星とは異なり，マケマケと衛星の表面の様子が大きく異なるという説が正しい場合，衛星の起源は他の太陽系外縁天体 (Trans-Neptunian Object, TNO) の捕獲である可能性がある．あるいは，過去に起きたマケマケからの大気の散逸の影響が原因であるかもしれない．
準惑星の一つであるマケマケに衛星が発見されたことを報告する論文です．
現在 5 つある準惑星のうち，冥王星は 5 つ，ハウメアは 2 つ，エリスは 1 つの衛星を持っていることが確認されており，マケマケでは初めての発見となりました．これで準惑星の中で衛星が無い (確認されていない) のは，メインベルトに存在するケレスのみとなりました．
この衛星の仮の名称は S/2015 (136472) 1 です．衛星が発見された場合はこのように，S/ の後に，初めて発見の元になった観測が行われた年，中心天体を表す文字か数字，通し番号が振られます．
この場合は，発見の元になった観測が 2015 年に行われていること，準惑星マケマケの小惑星番号が 136472 であること，発見が 1 個中の 1 個であることから，このような仮符号が与えられています．また，正式なものではありませんが，一部では MK2 というニックネームでも呼ばれているようです．
軌道長半径や軌道周期，大きさなどは現段階では詳細には判明していません．軌道長半径が 21000 km 程度以上，軌道周期は 12.4 日以上というのは，軌道が円軌道であると仮定したうえでの暫定的な結果で，今後の観測で正確な値が明らかになることが期待されています．また，衛星の大きさは，観測で得られた光度に，幾何学的アルベドの大きさを仮定して推定しており，幾何学的アルベドが 0.02 の場合は直径が ~ 250 km と推定されています．幾何学的アルベドがもっと大きい値だった場合は，直径は小さいものになります．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.07610
Díaz et al. (2016)
The SOPHIE search for northern extrasolar planets. XI. Three new companions and an orbit update: Giant planets in the habitable zone
(SOPHIE による北天の系外惑星探査 XI．3 つの新しい天体と 1 つの軌道のアップグレード：ハビタブルゾーン内の巨大惑星)
また，SOPHIE と Rick 天文台での視線速度観測データから，既に存在が知られていた系外惑星 HD 16175b のパラメータの精度を改善した．
異なる機器によるデータを組み合わせたことにより，全 4 天体のデータのスパンは 10 年以上にわたる．
今回発見された惑星・褐色矮星候補天体は，軌道周期が 3 - 5 年，最小質量は 1.6 - 19 木星質量である．また，HD 191806 では 1 年につき 11 m s-1 の永年加速が検出され，さらなる恒星・準恒星天体が存在する可能性がある．
また，ヒッパルコス衛星での観測データから，これらの天体のアストロメトリを調べたが，軌道の検出は無かった．しかし HD 221585 に付随している天体の質量には上限を与えることができ，伴星は恒星未満の質量であることが判明した．
HD 191806b 以外は中心星のハビタブルゾーンの内部にある．そのため，これらの惑星・褐色矮星が衛星を持っていた場合は，その衛星は生命の発展に適した環境にあるかもしれない．
等級：7.291
光度：3.22太陽光度
質量：1.34太陽質量
有効温度：6022 K
金属量：[Fe/H] = 0.37
自転周期：19.7日
年齢：3.3 Gyr
軌道離心率：0.637
軌道長半径：2.148 AU
最小質量；4.77木星質量
HD 16175b は Lick 天文台の視線速度観測で既に発見されていた惑星である (Peek et al. 2009)．この発見報告論文では，軌道離心率は 0.59 ± 0.11，軌道周期 990日，最小質量 4.40木星質量と報告されていた．今回得られた値は概ねこれと整合的であった．しかし精度は改善されている．
光度：2.23太陽光度
質量：1.14太陽質量
有効温度：6010 K
金属量：[Fe/H] = 0.30
自転周期：20.6日
年齢：2.9 Gyr
軌道離心率：0.259
軌道長半径：2.80 AU
最小質量；8.52木星質量
等級：8.078
光度：4.35太陽光度
質量：1.22太陽質量
有効温度：6215 K
金属量：[Fe/H] = 0.17
自転周期：17.5日
年齢：2.7 Gyr
軌道離心率：0.154
軌道長半径：3.18 AU
最小質量；19.2木星質量
等級：7.474
光度：2.64太陽光度
質量：1.19太陽質量
有効温度：5620 K
金属量：[Fe/H] = 0.29
自転周期：33.3日
年齢：6.2 Gyr
軌道離心率：0.123
軌道長半径：2.306 AU
最小質量；1.61木星質量
この惑星に関しては，質量が小さいため中心星の動きも小さい．そのため，軌道離心率への制限は弱い (誤差が大きい) ものとなっている．
arXiv:1604.07610
Díaz et al. (2016)
The SOPHIE search for northern extrasolar planets. XI. Three new companions and an orbit update: Giant planets in the habitable zone
(SOPHIE による北天の系外惑星探査 XI．3 つの新しい天体と 1 つの軌道のアップグレード：ハビタブルゾーン内の巨大惑星)
概要
Haute-Provence 天文台での視線速度観測より，太陽型星 HD 191806，HD 214823，HD 221585 のまわりに 3 つの新しい天体を検出した．SOPHIE による分光観測のデータと，ELODIE でのデータを組み合わせ，これらの惑星・褐色矮星候補天体のパラメータを決定した．また，SOPHIE と Rick 天文台での視線速度観測データから，既に存在が知られていた系外惑星 HD 16175b のパラメータの精度を改善した．
異なる機器によるデータを組み合わせたことにより，全 4 天体のデータのスパンは 10 年以上にわたる．
今回発見された惑星・褐色矮星候補天体は，軌道周期が 3 - 5 年，最小質量は 1.6 - 19 木星質量である．また，HD 191806 では 1 年につき 11 m s-1 の永年加速が検出され，さらなる恒星・準恒星天体が存在する可能性がある．
また，ヒッパルコス衛星での観測データから，これらの天体のアストロメトリを調べたが，軌道の検出は無かった．しかし HD 221585 に付随している天体の質量には上限を与えることができ，伴星は恒星未満の質量であることが判明した．
HD 191806b 以外は中心星のハビタブルゾーンの内部にある．そのため，これらの惑星・褐色矮星が衛星を持っていた場合は，その衛星は生命の発展に適した環境にあるかもしれない．
パラメータ
HD 16175系
HD 16175
スペクトル型：G0等級：7.291
光度：3.22太陽光度
質量：1.34太陽質量
有効温度：6022 K
金属量：[Fe/H] = 0.37
自転周期：19.7日
年齢：3.3 Gyr
HD 16175b
軌道周期：995.4日 (2.2751年)軌道離心率：0.637
軌道長半径：2.148 AU
最小質量；4.77木星質量
HD 16175b は Lick 天文台の視線速度観測で既に発見されていた惑星である (Peek et al. 2009)．この発見報告論文では，軌道離心率は 0.59 ± 0.11，軌道周期 990日，最小質量 4.40木星質量と報告されていた．今回得られた値は概ねこれと整合的であった．しかし精度は改善されている．
HD 191806系
HD 191806
等級：8.093光度：2.23太陽光度
質量：1.14太陽質量
有効温度：6010 K
金属量：[Fe/H] = 0.30
自転周期：20.6日
年齢：2.9 Gyr
HD 191806b
軌道周期：1606.3日 (4.398年)軌道離心率：0.259
軌道長半径：2.80 AU
最小質量；8.52木星質量
HD 214823系
HD 214823
スペクトル型：G0V等級：8.078
光度：4.35太陽光度
質量：1.22太陽質量
有効温度：6215 K
金属量：[Fe/H] = 0.17
自転周期：17.5日
年齢：2.7 Gyr
HD 214823b
軌道周期：1877日 (5.138年)軌道離心率：0.154
軌道長半径：3.18 AU
最小質量；19.2木星質量
HD 221585系
HD 221585
スペクトル型：G8IV等級：7.474
光度：2.64太陽光度
質量：1.19太陽質量
有効温度：5620 K
金属量：[Fe/H] = 0.29
自転周期：33.3日
年齢：6.2 Gyr
HD 221585b
軌道周期：1173日 (3.212年)軌道離心率：0.123
軌道長半径：2.306 AU
最小質量；1.61木星質量
この惑星に関しては，質量が小さいため中心星の動きも小さい．そのため，軌道離心率への制限は弱い (誤差が大きい) ものとなっている．
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