×
[PR]上記の広告は3ヶ月以上新規記事投稿のないブログに表示されています。新しい記事を書く事で広告が消えます。
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.07323
Araujo et al. (2016)
The rings of Chariklo under close encounters with the giant planets
(巨大惑星との近接遭遇環境下におけるカリクローの環)
最近，ケンタウルス族の一つであるカリクロー (10199 Chariklo) に，細い 2 つの環が発見された．この環は，カリクローの赤道上にほぼ円軌道で存在していると推定されている．
このような，重力的によく擾乱を受ける領域にいる天体が明確な環を持っているということは，新たな問題をもたらす．つまり，カリクローの環は巨大ガス惑星との近接遭遇で安定かどうかという問題である．ここでは，この問題についてシミュレーションでの検証を行った．
シミュレーションでは，729 個のカリクローのクローンを作成し，似たような初期軌道配置で 100 Myr の間軌道計算を行った．その結果，平均して 150 回以上の巨大惑星との近接遭遇 (1 ヒル半径以内に入る) を起こすことが分かった．
このうち，いくつかの環を破壊したり乱したりする近接遭遇を同定した．この近接遭遇のうち，3%のクローンが環を失い，4%が環を大きく乱される事が判明した．
従って，残りの 90%以上の多くのクローンは，巨大ガス惑星との近接遭遇で環を安定に保つ事が分かった．よって，もしケンタウルス族天体に環を形成する効率的な機構があるのであれば，ケンタウルス族天体が環を持つことは一般的であると考えられる．
カリクローはケンタウルス族の中で最大の天体であり，掩蔽観測によって環を持つことが報告されています．惑星以外に環が発見されたのはカリクローが初めてです．
また，同じくケンタウルス族のメンバーであり，ケンタウルス族で 2 番目に大きい天体であるキロンでも，環の存在を示唆する観測が得られています (未確定)．
arXiv:1604.07323
Araujo et al. (2016)
The rings of Chariklo under close encounters with the giant planets
(巨大惑星との近接遭遇環境下におけるカリクローの環)
概要
ケンタウルス族天体は，巨大ガス惑星の間を漂うような軌道をもつ小天体で構成される．これらケンタウルス族天体は，しばしば巨大ガス惑星と重力遭遇を起こし，カオス的な軌道進化をする．最近，ケンタウルス族の一つであるカリクロー (10199 Chariklo) に，細い 2 つの環が発見された．この環は，カリクローの赤道上にほぼ円軌道で存在していると推定されている．
このような，重力的によく擾乱を受ける領域にいる天体が明確な環を持っているということは，新たな問題をもたらす．つまり，カリクローの環は巨大ガス惑星との近接遭遇で安定かどうかという問題である．ここでは，この問題についてシミュレーションでの検証を行った．
シミュレーションでは，729 個のカリクローのクローンを作成し，似たような初期軌道配置で 100 Myr の間軌道計算を行った．その結果，平均して 150 回以上の巨大惑星との近接遭遇 (1 ヒル半径以内に入る) を起こすことが分かった．
このうち，いくつかの環を破壊したり乱したりする近接遭遇を同定した．この近接遭遇のうち，3%のクローンが環を失い，4%が環を大きく乱される事が判明した．
従って，残りの 90%以上の多くのクローンは，巨大ガス惑星との近接遭遇で環を安定に保つ事が分かった．よって，もしケンタウルス族天体に環を形成する効率的な機構があるのであれば，ケンタウルス族天体が環を持つことは一般的であると考えられる．
カリクローはケンタウルス族の中で最大の天体であり，掩蔽観測によって環を持つことが報告されています．惑星以外に環が発見されたのはカリクローが初めてです．
また，同じくケンタウルス族のメンバーであり，ケンタウルス族で 2 番目に大きい天体であるキロンでも，環の存在を示唆する観測が得られています (未確定)．
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.07388
Zahnle et al. (2016)
Photolytic Hazes in the Atmosphere of 51 Eri b
(エリダヌス座51番星bの大気中における光分解ヘイズ)
有機物ヘイズは，エリダヌス座51番星b の垂直方向の混合が木星よりも弱い場合に形成し，その場合は水やメタンが光分解する高度よりも低い領域で発見されるだろうと考えられる．
新しい結果としては，光化学反応は H2S を元素状硫黄 (S8) に変えるというものである．低温な大気モデルにおいては，S8 は固体硫黄粒子の光学的に厚い雲中で凝縮すると予測される．
温暖なモデルにおいては他の同素体と共に気相にあり，これらは視覚的に影響をおよぼすため観測可能である可能性がある．
エリダヌス座51番星b の環境下においては，硫黄が凝縮するかどうかの境目は ~ 700 K である．この温度は，実際のこの惑星の有効温度の誤差の範囲内である．
系の年齢と惑星の熱進化モデル，観測から得られた惑星の光度より，質量は ~ 2木星質量，半径は 1木星半径と推定されている．
大気からはメタンの吸収が検出されているが，吸収から推定されるメタンの存在量は熱化学的平衡から期待される量よりも少ない．従って一酸化炭素が多く存在すると予想されているが，これはまだ検出が確認されていない．
また，部分的な雲の存在も示唆されている (Macintosh et al. 2015)．これは，観測結果と大気中における輻射輸送モデルの組み合わせからの示唆である．しかしこの惑星の有効温度では，シリケイトの雲が形成されるのは惑星の光球面より下であり，直接観測することは出来ない．その他には Na2S や NaCl の雲が形成されうるが，これらもやはり光球面より下に形成される．
ここでは，1 次元の反応速度論計算を行った．雲やヘイズの候補には 2 つある．1 つはタイタンや冥王星，北京に見られるような有機物の光化学ヘイズであり，こちらが有名である．今回の新しい結果では，硫黄によるものが重要である可能性が示された．
大気中での鉛直方向の物質の輸送は，渦拡散係数の大きさでパラメータ化した．
化学反応には，H, C, O, N, S からなる 78 種の化学種 481 の順反応と 42 の光分解反応を考慮した．また，結果の感受性試験のため，これ以外に 12 の反応と 2 種の化学種を加えた計算も行った．
全ての順反応は，熱力学的平衡で決まる逆反応によってバランスされるという状態を考える，また，光分解反応の逆反応については考慮しない．背景大気としては，水素分子 84%，ヘリウム 16%の混合ガスを用いた．また表面重力は 32 m s-2 とした．
このモデル中における重要な簡単化は，渦拡散係数によって鉛直方向の物質の輸送・混合をパラメータ化した点である．また，渦拡散係数の大きさは高度依存性を持たないものとした．
エリダヌス座51番星b のような成層大気における渦拡散係数はあまりよく制限されていない (Freytag et al. 2010)．木星では，対流圏上端で 103 cm2 s-1，成層圏上端で 106-7 cm2 s-1 である (Moses et al. 2005)．ホットジュピター大気中では 1010 cm2 s-1 程度になる事が示唆されており，ここでは 105 - 1010 cm2 s-1 の範囲とした．
この硫黄の光化学反応が，遊離基 (free radical) の主要な供給源となる．
また，硫黄自身も光化学反応による雲を形成することが出来る．ここでは環状分子の S8 が重要であることがわかり，これは 典型的には ~ 10 mbar の高度で生成され，~ 100 µbar の高度あたりまで生成される．
大気全体での硫黄の循環はシンプルである．H2S が上空へと輸送され，S8 と H2 が下降する．
arXiv:1604.07388
Zahnle et al. (2016)
Photolytic Hazes in the Atmosphere of 51 Eri b
(エリダヌス座51番星bの大気中における光分解ヘイズ)
概要
輻射を受けている温かい木星型惑星エリダヌス座51番星b (51 Eri b) の大気中での光化学と，もや (ヘイズ) 形成を1 次元モデルを用いて調べた．その結果，当初意図していた対象は炭素であったが，硫黄の光化学反応が重要であるということが判明した．有機物ヘイズは，エリダヌス座51番星b の垂直方向の混合が木星よりも弱い場合に形成し，その場合は水やメタンが光分解する高度よりも低い領域で発見されるだろうと考えられる．
新しい結果としては，光化学反応は H2S を元素状硫黄 (S8) に変えるというものである．低温な大気モデルにおいては，S8 は固体硫黄粒子の光学的に厚い雲中で凝縮すると予測される．
温暖なモデルにおいては他の同素体と共に気相にあり，これらは視覚的に影響をおよぼすため観測可能である可能性がある．
エリダヌス座51番星b の環境下においては，硫黄が凝縮するかどうかの境目は ~ 700 K である．この温度は，実際のこの惑星の有効温度の誤差の範囲内である．
研究背景
エリダヌス座51番星 (51 Eri) は，スペクトル型が F 型の，年齢が 2000万歳の若い前主系列星 (pre-main sequence star, PMS) である．直接撮像により，自ら熱放射する惑星エリダヌス座51番星b が発見されており，惑星の有効温度は 700 K である (Macintosh et al. 2015)．系の年齢と惑星の熱進化モデル，観測から得られた惑星の光度より，質量は ~ 2木星質量，半径は 1木星半径と推定されている．
大気からはメタンの吸収が検出されているが，吸収から推定されるメタンの存在量は熱化学的平衡から期待される量よりも少ない．従って一酸化炭素が多く存在すると予想されているが，これはまだ検出が確認されていない．
また，部分的な雲の存在も示唆されている (Macintosh et al. 2015)．これは，観測結果と大気中における輻射輸送モデルの組み合わせからの示唆である．しかしこの惑星の有効温度では，シリケイトの雲が形成されるのは惑星の光球面より下であり，直接観測することは出来ない．その他には Na2S や NaCl の雲が形成されうるが，これらもやはり光球面より下に形成される．
ここでは，1 次元の反応速度論計算を行った．雲やヘイズの候補には 2 つある．1 つはタイタンや冥王星，北京に見られるような有機物の光化学ヘイズであり，こちらが有名である．今回の新しい結果では，硫黄によるものが重要である可能性が示された．
モデル
大気中の反応速度論の 1 次元シミュレーションを行った．大気中での鉛直方向の物質の輸送は，渦拡散係数の大きさでパラメータ化した．
化学反応には，H, C, O, N, S からなる 78 種の化学種 481 の順反応と 42 の光分解反応を考慮した．また，結果の感受性試験のため，これ以外に 12 の反応と 2 種の化学種を加えた計算も行った．
全ての順反応は，熱力学的平衡で決まる逆反応によってバランスされるという状態を考える，また，光分解反応の逆反応については考慮しない．背景大気としては，水素分子 84%，ヘリウム 16%の混合ガスを用いた．また表面重力は 32 m s-2 とした．
このモデル中における重要な簡単化は，渦拡散係数によって鉛直方向の物質の輸送・混合をパラメータ化した点である．また，渦拡散係数の大きさは高度依存性を持たないものとした．
エリダヌス座51番星b のような成層大気における渦拡散係数はあまりよく制限されていない (Freytag et al. 2010)．木星では，対流圏上端で 103 cm2 s-1，成層圏上端で 106-7 cm2 s-1 である (Moses et al. 2005)．ホットジュピター大気中では 1010 cm2 s-1 程度になる事が示唆されており，ここでは 105 - 1010 cm2 s-1 の範囲とした．
結果・議論
計算の結果，硫黄の影響が重要である事が判明した．多くの硫黄を含む化学種は，波長が 200 nm より長い紫外線で簡単に光分解されるため，硫黄は光分解に大きな影響を与える．中心星のエリダヌス座51番星は F 型星であり，この波長帯の紫外線は強い．この硫黄の光化学反応が，遊離基 (free radical) の主要な供給源となる．
また，硫黄自身も光化学反応による雲を形成することが出来る．ここでは環状分子の S8 が重要であることがわかり，これは 典型的には ~ 10 mbar の高度で生成され，~ 100 µbar の高度あたりまで生成される．
大気全体での硫黄の循環はシンプルである．H2S が上空へと輸送され，S8 と H2 が下降する．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.06533
Han et al. (2016)
A New Non-Planetary Interpretation of the Microlensing Event OGLE-2013-BLG-0723
(マイクロレンズイベント OGLE-2013-BLG-0723 の惑星ではない新しい解釈)
その結果，先行研究での 3 体の天体が存在するという解とは対照的に，レンズ天体は 2 体であるという解が得られた．この新しい解は，先行研究における解 (恒星 + 褐色矮星 + 金星質量の惑星) よりも光度曲線をよく説明する．カイ二乗検定において，Δχ2 ~ 202 の改善であった．
従って，このイベントを起こしたレンズ天体としては，今回得られた新しい解の方が正しいモデルであると考えられる．
新しい解における系のパラメータは，~ 3 kpc の距離にある，~ 0.2太陽質量と ~ 0.1太陽質量の 2 つの恒星の連星系というものである．マイクロレンズイベントの発生確率的にも，こちらのモデルが支持される．
このように，全く異なる解であっても重力マイクロレンズ現象による光度曲線を説明できてしまうため，レンズ系の幾何学的配置の可能な解を探す際には慎重に行う必要がある．
先行研究では，恒星まわりの褐色矮星がさらに金星質量の惑星を持つというモデルを示唆したが，今回の連星の方が観測結果とよく合う．
今回得られた解は 2 つの可能性が縮退しており，解 1 は，3.11 kpc の距離にある，0.22太陽質量と 0.13太陽質量の連星で，お互いの投影距離は 1.57 AU というもの，解 2 は，2.74 kpc の距離にある，0.19太陽質量と 0.10 太陽質量の連星で，お互いの投影距離は 1.38 AU というものである．
arXiv:1604.06533
Han et al. (2016)
A New Non-Planetary Interpretation of the Microlensing Event OGLE-2013-BLG-0723
(マイクロレンズイベント OGLE-2013-BLG-0723 の惑星ではない新しい解釈)
概要
Udalski et al. (2015) では，重力マイクロレンズイベント OGLE-2013-BLG-0723 の解析から，このイベントのレンズ天体は，恒星のまわりを褐色矮星が公転し，さらにその褐色矮星のまわりを金星質量の惑星が公転していると報告された．ここでは，この同じイベントを異なる構造の可能性を考慮して再解析を行った．その結果，先行研究での 3 体の天体が存在するという解とは対照的に，レンズ天体は 2 体であるという解が得られた．この新しい解は，先行研究における解 (恒星 + 褐色矮星 + 金星質量の惑星) よりも光度曲線をよく説明する．カイ二乗検定において，Δχ2 ~ 202 の改善であった．
従って，このイベントを起こしたレンズ天体としては，今回得られた新しい解の方が正しいモデルであると考えられる．
新しい解における系のパラメータは，~ 3 kpc の距離にある，~ 0.2太陽質量と ~ 0.1太陽質量の 2 つの恒星の連星系というものである．マイクロレンズイベントの発生確率的にも，こちらのモデルが支持される．
このように，全く異なる解であっても重力マイクロレンズ現象による光度曲線を説明できてしまうため，レンズ系の幾何学的配置の可能な解を探す際には慎重に行う必要がある．
新しい解析について
ここでは，可能な解を見落とさないよう，先行研究に比べてパラメータのグリッドの取り方を小さくした．また，光度曲線が連星系によって作られたものであるという可能性を考慮した．先行研究では，恒星まわりの褐色矮星がさらに金星質量の惑星を持つというモデルを示唆したが，今回の連星の方が観測結果とよく合う．
今回得られた解は 2 つの可能性が縮退しており，解 1 は，3.11 kpc の距離にある，0.22太陽質量と 0.13太陽質量の連星で，お互いの投影距離は 1.57 AU というもの，解 2 は，2.74 kpc の距離にある，0.19太陽質量と 0.10 太陽質量の連星で，お互いの投影距離は 1.38 AU というものである．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.05725
Demory et al. (2016)
A map of the large day-night temperature gradient of a super-Earth exoplanet
(スーパーアースの大きな昼夜間温度差のマップ)
ここでは，太陽系近傍のトランジットスーパーアースであるかに座55番星e の，経度方向の放射輝度マップの観測結果を報告する．
この惑星は，大きく非対称な昼夜間の熱放射を持ち，昼側と夜側の温度差が非常に大きいことが判明した．また，宇宙空間からの赤外線観測から，この惑星が潮汐固定 (公転周期と自転周期が一致) されていることを示す変動が検出された．
これらの観測結果の解析から，惑星表面で最も温度が高い点 (hot spot) は，恒星直下点 (substellar point) よりも 41 ± 12度東にずれていることが判明した．
4.5 µm での軌道位相曲線から，夜側の輝度温度は 1380 ± 400 K，また最も高温な半球 (中心に hot spot を持つ半球) はそれより 1300 K 高温の 2700 ± 270 K であることが分かった．この結果は，昼側から夜側への熱の再分配が非効率的である事を示唆する．
この結果は，この惑星が昼側のみに限られた熱の再分配を起こす光学的に厚い大気を持つとする説と，この惑星は大気を持たず表面を低粘度のマグマが流れているという説の両方と整合的なものである．(現段階でどちらかの区別は出来ない)
arXiv:1604.05725
Demory et al. (2016)
A map of the large day-night temperature gradient of a super-Earth exoplanet
(スーパーアースの大きな昼夜間温度差のマップ)
概要
これまでの観測で，木星サイズの系外惑星の大気観測は重要な結果を与えてきたが，海王星質量未満の低質量惑星の場合は，観測が困難であるため大気特性はあまり決定されていない．またこれまでに，スーパーアース (1 - 10地球質量) の大気観測では，特徴に欠けたスペクトルが得られている．ここでは，太陽系近傍のトランジットスーパーアースであるかに座55番星e の，経度方向の放射輝度マップの観測結果を報告する．
この惑星は，大きく非対称な昼夜間の熱放射を持ち，昼側と夜側の温度差が非常に大きいことが判明した．また，宇宙空間からの赤外線観測から，この惑星が潮汐固定 (公転周期と自転周期が一致) されていることを示す変動が検出された．
これらの観測結果の解析から，惑星表面で最も温度が高い点 (hot spot) は，恒星直下点 (substellar point) よりも 41 ± 12度東にずれていることが判明した．
4.5 µm での軌道位相曲線から，夜側の輝度温度は 1380 ± 400 K，また最も高温な半球 (中心に hot spot を持つ半球) はそれより 1300 K 高温の 2700 ± 270 K であることが分かった．この結果は，昼側から夜側への熱の再分配が非効率的である事を示唆する．
この結果は，この惑星が昼側のみに限られた熱の再分配を起こす光学的に厚い大気を持つとする説と，この惑星は大気を持たず表面を低粘度のマグマが流れているという説の両方と整合的なものである．(現段階でどちらかの区別は出来ない)
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.05366
Weaver et al. (2016)
The Small Satellites of Pluto as Observed by New Horizons
(ニューホライズンズで観測した冥王星の小さい衛星)
これら 4 つの衛星は小さく，球相当径 (equivalent spherical diameter) は，Nix と Hydra は ~ 40 km，Styx と Kerberos は ~ 10 km である．どれも大きく引き伸ばされた形状をしており，最大径と最小径の比は ~ 2 である．
4 つともにアルベドは高く (50 - 90%)，表面は水の氷で出来ている事を示唆する結果である．また，Nix，Hydra 表面のクレーターの密度から，衛星表面の年齢は ~ 4 Gyr 以上であると考えられる．
自転は同期回転よりも速く，自転軸は冥王星とカロンの自転軸の方向と概ね直行する向きであった．これらの事実は，この 4 つの衛星は冥王星 - カロン系を形成した時の衝突破片から形成されたという仮説を補強するものである．
軌道長半径はそれぞれ，42656 km, 48694 km, 57783 km, 64738 km であり，軌道周期は 20.2日，24.9日，32.2日，38.2日である．この軌道周期は，カロンの公転周期 6.4日の整数倍に近い．(3:4:5:6 の比に近い値になる)
ニューホライズンズの接近時にさらなる衛星の探査が行われたが，これら以外の衛星は検出されなかった (Stern et al. 2015)．これより，衛星の幾何学的アルベドを ~ 0.5 とした場合，冥王星とカロンの重心から 5000 - 80000 km の範囲内には，~ 1.7 km 以上の大きさの衛星は存在しないという制限を付けることが出来る．なお，さらに遠方ではこの制限は弱くなる．
また，Kerberos の軌道安定性から，Nix と Hydra のアルベドと質量には厳しい制約がかけられている．
Nix, Hydra はおおむね無彩色な色 (灰色) であったが，Hydra は Nix よりやや青っぽい．Hydra の表面は Nix よりも水の氷が多い可能性がある．これがアルベドの違いにも影響を及ぼしているかもしれない．
また，Nix 表面の最大のクレーターは，他のクレーターよりも赤っぽい色を示す．これは，衝突体の組成が Nix とは異なっていたか，Nix 表面下の異なる組成が衝突によって曝されたことが原因と考えられる．Nix の他のクレーターや，Hydra のクレーターではこのような色の違いは見られなかった．
arXiv:1604.05366
Weaver et al. (2016)
The Small Satellites of Pluto as Observed by New Horizons
(ニューホライズンズで観測した冥王星の小さい衛星)
概要
冥王星探査機ニューホライズンズによる冥王星の小型の衛星，Styx (ステュクス)，Nix (ニクス)，Kerberos (ケルベロス)，Hydra (ヒドラ) の観測結果について報告する．これら 4 つの衛星は小さく，球相当径 (equivalent spherical diameter) は，Nix と Hydra は ~ 40 km，Styx と Kerberos は ~ 10 km である．どれも大きく引き伸ばされた形状をしており，最大径と最小径の比は ~ 2 である．
4 つともにアルベドは高く (50 - 90%)，表面は水の氷で出来ている事を示唆する結果である．また，Nix，Hydra 表面のクレーターの密度から，衛星表面の年齢は ~ 4 Gyr 以上であると考えられる．
自転は同期回転よりも速く，自転軸は冥王星とカロンの自転軸の方向と概ね直行する向きであった．これらの事実は，この 4 つの衛星は冥王星 - カロン系を形成した時の衝突破片から形成されたという仮説を補強するものである．
冥王星の小型の衛星
冥王星のまわりには，大きいサイズのカロンの他に，内側から Styx, Nix, Kerberos, Hydra という小型の衛星が発見されている．これらはハッブル宇宙望遠鏡を用いて，Nix と Hydra は 2005 年に，Kerberos は 2011 年，Styx は 2012 年にそれぞれ発見された．軌道長半径はそれぞれ，42656 km, 48694 km, 57783 km, 64738 km であり，軌道周期は 20.2日，24.9日，32.2日，38.2日である．この軌道周期は，カロンの公転周期 6.4日の整数倍に近い．(3:4:5:6 の比に近い値になる)
ニューホライズンズの接近時にさらなる衛星の探査が行われたが，これら以外の衛星は検出されなかった (Stern et al. 2015)．これより，衛星の幾何学的アルベドを ~ 0.5 とした場合，冥王星とカロンの重心から 5000 - 80000 km の範囲内には，~ 1.7 km 以上の大きさの衛星は存在しないという制限を付けることが出来る．なお，さらに遠方ではこの制限は弱くなる．
また，Kerberos の軌道安定性から，Nix と Hydra のアルベドと質量には厳しい制約がかけられている．
観測・解析結果
表面の特徴
衛星表面のクレーターは，Nix 表面にクレーター状構造を 11個，Hydra 表面には 3個が同定された．直径が 4 km より大きいクレーターの存在密度は，(1 - 3) × 10-3 km-2 であった．Nix, Hydra はおおむね無彩色な色 (灰色) であったが，Hydra は Nix よりやや青っぽい．Hydra の表面は Nix よりも水の氷が多い可能性がある．これがアルベドの違いにも影響を及ぼしているかもしれない．
また，Nix 表面の最大のクレーターは，他のクレーターよりも赤っぽい色を示す．これは，衝突体の組成が Nix とは異なっていたか，Nix 表面下の異なる組成が衝突によって曝されたことが原因と考えられる．Nix の他のクレーターや，Hydra のクレーターではこのような色の違いは見られなかった．
その他の特徴
| サイズ (km) | 公転周期 (日) | 自転周期 (日) | 幾何学的アルベド | 冥王星・カロンの自転軸に対する 自転軸の角度 | |
|---|---|---|---|---|---|
| Styx | 16 × 9 × 8 | 20.16155 | 3.24 | 0.65 | 91° |
| Nix | 50 × 35 × 33 | 24.85463 | 1.829 | 0.56 | 123° |
| Kerberos | 19 × 10 × 9 | 32.16756 | 5.31 | 0.56 | 96° |
| Hydra | 65 × 45 × 25 | 38.20177 | 0.4295 | 0.83 | 110° |
[0回]
天文・宇宙物理関連メモ vol.205 Pan & Wu (2016) カリクローの環の起源と質量