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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.05356
Randall Gladstone et al. (2016)
The Atmosphere of Pluto as Observed by New Horizons
(ニューホライズンで観測した冥王星の大気)
下層大気 (表面からの高度 200 km 以下) は地上観測と整合的な結果であった．しかし大気上層は，ニューホライズンズ接近前のモデルよりも低温で小さい大気構造であった．
大気は N2 分子が主要成分であり，少量存在する化学種の中で多いものは，メタン (CH4)，アセチレン (C2H2)，エチレン (C2H4)，エタン (C2H6)である．またこれらは冥王星を覆うもや (ヘイズ，haze) の生成と関係していると考えられる．
冥王星高層の冷たい大気は，これまで存在すると考えられていた冥王星大気の宇宙空間への促進されたジーンズ散逸，流体力学的な散逸を留める．現在の冥王星大気の状態が，季節的なタイムスケールや地質学的なタイムスケールでの平均的な状態であるのかは不明である．
しかしこの予想は，光化学的に生成される HCN や アセチレンの冷却を無視した値である．これらの分子種による冷却は，散逸率を低下させる効果がある．
今回のニューホライズンズで観測された，冥王星大気による太陽の掩蔽の観測から，窒素とメタンの散逸率はそれぞれ，1 × 1023 個 s-1 と 5 × 1025 個 s-1 と推定された．この値はジーンズ散逸的な値であり，冥王星大気はハイドロダイナミックエスケープを起こしていないことが判明した．
この散逸率が冥王星の公転 1 回分の期間にわたって一定である場合，窒素とメタンの冥王星表面の氷の厚みに換算すると，それぞれ 3 nm と 1.5 µm である．また，太陽系の年齢の期間にわたって一定である場合は，それぞれ 6 cm，28 m に相当する．
窒素の比較的小さい散逸率は，カロンに大気が検出されていないことと整合的な結果である．しかし，冥王星表面に侵食地形が存在することとは非整合的である．これは，過去の大気散逸率は一時的に大きかった可能性を示唆する．
メタンの散逸率は予想と近い値である．そのため，カロンの北極付近の表面が赤いのが冥王星大気のメタンに由来するという仮説は有効である．
arXiv:1604.05356
Randall Gladstone et al. (2016)
The Atmosphere of Pluto as Observed by New Horizons
(ニューホライズンで観測した冥王星の大気)
概要
冥王星探査機ニューホライズンズによる冥王星大気の観測結果について報告する．下層大気 (表面からの高度 200 km 以下) は地上観測と整合的な結果であった．しかし大気上層は，ニューホライズンズ接近前のモデルよりも低温で小さい大気構造であった．
大気は N2 分子が主要成分であり，少量存在する化学種の中で多いものは，メタン (CH4)，アセチレン (C2H2)，エチレン (C2H4)，エタン (C2H6)である．またこれらは冥王星を覆うもや (ヘイズ，haze) の生成と関係していると考えられる．
冥王星高層の冷たい大気は，これまで存在すると考えられていた冥王星大気の宇宙空間への促進されたジーンズ散逸，流体力学的な散逸を留める．現在の冥王星大気の状態が，季節的なタイムスケールや地質学的なタイムスケールでの平均的な状態であるのかは不明である．
冥王星からの大気散逸
冥王星の表面気圧，冥王星の半径，大気のメタンと一酸化炭素の混合比から，冥王星からの窒素分死の散逸率は 2.8 × 1027 個 s-1 と予想されていた．これは，太陽からの極端紫外線や遠紫外線による大気の加熱と，冥王星の広がった大気の有効面積を元に推定された値である．しかしこの予想は，光化学的に生成される HCN や アセチレンの冷却を無視した値である．これらの分子種による冷却は，散逸率を低下させる効果がある．
今回のニューホライズンズで観測された，冥王星大気による太陽の掩蔽の観測から，窒素とメタンの散逸率はそれぞれ，1 × 1023 個 s-1 と 5 × 1025 個 s-1 と推定された．この値はジーンズ散逸的な値であり，冥王星大気はハイドロダイナミックエスケープを起こしていないことが判明した．
この散逸率が冥王星の公転 1 回分の期間にわたって一定である場合，窒素とメタンの冥王星表面の氷の厚みに換算すると，それぞれ 3 nm と 1.5 µm である．また，太陽系の年齢の期間にわたって一定である場合は，それぞれ 6 cm，28 m に相当する．
窒素の比較的小さい散逸率は，カロンに大気が検出されていないことと整合的な結果である．しかし，冥王星表面に侵食地形が存在することとは非整合的である．これは，過去の大気散逸率は一時的に大きかった可能性を示唆する．
メタンの散逸率は予想と近い値である．そのため，カロンの北極付近の表面が赤いのが冥王星大気のメタンに由来するという仮説は有効である．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.05220
Lundkvist et al. (2016)
Hot super-Earths stripped by their host stars
(主星の剥ぎ取りを受けた高温のスーパーアース)
ここでは，ケプラーミッションで発見された惑星と，惑星候補のサンプルから，星震 (asteroseismology) を用いて恒星の輻射と惑星の分布の関係を調べた．その結果，入射フラックスが小さい場合はスーパーアースサイズの惑星は豊富に存在するが，入射フラックスが大きい場合は存在しなかった．
特に，地球が受け取る入射フラックスの 650 倍以上の場合，半径が 2.2 - 3.8 地球半径の惑星は存在しなかった．この分布のギャップは，揮発性物質の光蒸発で説明することができ，過去の予測を支持する結果となった．
arXiv:1604.05220
Lundkvist et al. (2016)
Hot super-Earths stripped by their host stars
(主星の剥ぎ取りを受けた高温のスーパーアース)
概要
シミュレーションによると，スーパーアースサイズの高温の惑星はそのエンベロープを光蒸発 (photo evaporation) で剥ぎ取られるため，これらのタイプの惑星は数が少ないことが予測されている．しかしこれは明確には確認されていない．ここでは，ケプラーミッションで発見された惑星と，惑星候補のサンプルから，星震 (asteroseismology) を用いて恒星の輻射と惑星の分布の関係を調べた．その結果，入射フラックスが小さい場合はスーパーアースサイズの惑星は豊富に存在するが，入射フラックスが大きい場合は存在しなかった．
特に，地球が受け取る入射フラックスの 650 倍以上の場合，半径が 2.2 - 3.8 地球半径の惑星は存在しなかった．この分布のギャップは，揮発性物質の光蒸発で説明することができ，過去の予測を支持する結果となった．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.04195
Hellier et al. (2016)
WASP-South transiting exoplanets: WASP-130b, WASP-131b, WASP-132b, WASP-139b, WASP-140b, WASP-141b & WASP-142b
(WASP-South によるトランジット惑星：WASP-130b, WASP-131b, WASP-132b, WASP-139b, WASP-140b, WASP-141b, WASP-142b)
金属量：[Fe/H] = +0.26
距離：180 pc
質量：1.04太陽質量
半径：0.96太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.96 倍
有効温度：5625 K
等級：11.1等
軌道長半径：0.1012 AU
質量：1.23木星質量
半径：0.89木星半径
平均密度：木星の平均密度の 1.76 倍
平衡温度：833 K
惑星の WASP-130b は，WASP-South プロジェクトで発見された惑星の中で最も長い軌道周期を持つ惑星である．いわゆる "warm Jupiter" の一種である．
同様の系外惑星検出プロジェクトである HATNet や HAT-South はもう少し長い軌道周期の惑星にも感度があり，周期 16.3日の HATS-17b が最長である (Brahm et al. 2016)．
また，HATS-17b は重い金属のコアを持っている可能性がある．中心星の HATS-17 は金属量が [Fe/H] = +0.3 と大きい値を示しており，この点でも WASP-130系は類似している．
金属量：[Fe/H] = -0.18
距離：250 pc
質量：1.06太陽質量
半径：1.53太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.292 倍
有効温度：6030 K
等級：10.1等
軌道長半径：0.0607 AU
質量：0.27木星質量
半径：1.22木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.15 倍
平衡温度：1460 K
中心星の WASP-131 は比較的明るく，また惑星の大気のスケールハイトは大きいため，今後の大気の特徴付けのターゲットとして適している．
金属量：[Fe/H] = +0.22
距離：120 pc
質量：0.80太陽質量
半径：0.74太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 2.00 倍
有効温度：4775 K
等級：12.4等
軌道長半径：0.067 AU
質量：0.41木星質量
半径：0.87木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.63 倍
平衡温度：763 K
Gyrochronology (自転周期を元に恒星の年齢を求める手法) から推定した年齢は 2.2 Gyr である (Barnes 2007)．
WASP-132b は WASP プロジェクトで発見された惑星の中では最も日射量が小さい惑星のうちの一つである．
金属量：[Fe/H] = +0.20
距離：230 pc
質量：0.92太陽質量
半径：0.80太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 1.8 倍
有効温度：5310 K
等級：12.4等
軌道長半径：0.062 AU
質量：0.117木星質量
半径：0.80木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.23 倍
平衡温度：910 K
WASP-139b は，WASP プロジェクトで発見された中で最も軽い惑星である．大気のスケールハイトが大きく，大気の特徴付けのターゲットとして適している．
この惑星に似たタイプの惑星として，HATS-7b, 8b がある (Bakos et al. 2015, Bayliss et al. 2015)．これらの惑星を，HATS プロジェクトでは "super-Neptune" と呼称している．
金属量：[Fe/H] = +0.12
距離：180 pc
質量：0.90太陽質量
半径：0.87太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 1.38 倍
有効温度：5260 K
等級：11.1等
軌道長半径：0.0323 AU
質量：2.44木星質量
半径：1.44木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.8 倍
平衡温度：1320 K
軌道離心率：0.0470
主星の WASP-140 は明確な自転由来の光度変化があり，周期は 10.4 日である．Gyrochronology による推定年齢は 0.42 Gyr と若く，進化モデルから推定した ~ 8 Gyr とは非整合的である．これは，主星の自転が重い近接惑星である WASP-140b によって加速された可能性がある．
WASP-140b の軌道はやや軌道離心率が大きい．またトランジットは恒星をかすめるような位置関係で起きている (トランジットのインパクトパラメータは 0.93)．
金属量：[Fe/H] = +0.29
距離：570 pc
質量：1.25太陽質量
半径：1.37太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.49 倍
有効温度：5900 K
等級：12.4等
軌道長半径：0.0469 AU
質量：2.69木星質量
半径：1.21木星半径
平均密度：木星の平均密度の 1.49 倍
平衡温度：1540 K
金属量：[Fe/H] = +0.26
距離：840 pc
質量：1.33太陽質量
半径：1.64太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.30 倍
有効温度：6010 K
等級：12.3等
軌道長半径：0.0347 AU
質量：0.84木星質量
半径：1.53木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.23 倍
平衡温度：2000 K
WASP-142b は，典型的な膨張半径を持つホットジュピターである．
惑星質量が 0.15 - 12木星質量のもので，軌道周期が 22 日までのものの累積分布を見ると，2 つの "break" が存在することが指摘されている (Hellier et al. 2012)．その傾向は，今回発見された惑星を加えても見ることが出来る．
"Break" の位置は，軌道周期が 1.2日と 2.7日である．
軌道周期が 1.2日を下回る惑星は，軌道傾斜角が大きい場合でもトランジットを起こせるため存在した場合は検出されやすいにも関わらず，非常に稀である．これは，潮汐による落下によって比較的短時間で失われることが原因と考えられる．
軌道周期 2.7日以上では，ホットジュピターの "pile up" と呼ばれる多数の個数が分布しているのが分かる．
この傾向は，金属量 [Fe/H] が太陽より大きいか小さいかで大きな差は見られない．そのため，ホットジュピターの軌道周期の分布は，主星の金属量への依存性を示さないと言える．
arXiv:1604.04195
Hellier et al. (2016)
WASP-South transiting exoplanets: WASP-130b, WASP-131b, WASP-132b, WASP-139b, WASP-140b, WASP-141b & WASP-142b
(WASP-South によるトランジット惑星：WASP-130b, WASP-131b, WASP-132b, WASP-139b, WASP-140b, WASP-141b, WASP-142b)
概要
等級が 10.1 - 12.4 の恒星の周りに 7 つのトランジット惑星を発見した．発見された惑星系
WASP-130系
WASP-130
スペクトル型：G6金属量：[Fe/H] = +0.26
距離：180 pc
質量：1.04太陽質量
半径：0.96太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.96 倍
有効温度：5625 K
等級：11.1等
WASP-130b
軌道周期：11.55098日軌道長半径：0.1012 AU
質量：1.23木星質量
半径：0.89木星半径
平均密度：木星の平均密度の 1.76 倍
平衡温度：833 K
WASP-130系の特徴
視線速度観測では，恒星の磁気的活動に由来すると思われる分散が検出された．しかし WASP での測光観測では，恒星の自転に起因する光度の変動は検出されなかった．惑星の WASP-130b は，WASP-South プロジェクトで発見された惑星の中で最も長い軌道周期を持つ惑星である．いわゆる "warm Jupiter" の一種である．
同様の系外惑星検出プロジェクトである HATNet や HAT-South はもう少し長い軌道周期の惑星にも感度があり，周期 16.3日の HATS-17b が最長である (Brahm et al. 2016)．
また，HATS-17b は重い金属のコアを持っている可能性がある．中心星の HATS-17 は金属量が [Fe/H] = +0.3 と大きい値を示しており，この点でも WASP-130系は類似している．
WASP-131系
WASP-131
スペクトル型：G0金属量：[Fe/H] = -0.18
距離：250 pc
質量：1.06太陽質量
半径：1.53太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.292 倍
有効温度：6030 K
等級：10.1等
WASP-131b
軌道周期：5.322023日軌道長半径：0.0607 AU
質量：0.27木星質量
半径：1.22木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.15 倍
平衡温度：1460 K
WASP-131系の特徴
WASP-131b は土星質量の天体であり，大きく膨張した半径を持つ惑星である．同様の例として，WASP-21b (0.28木星質量，1.2木星半径，軌道周期 4.3日,，Bouch et al. 2010) や，WASP-39b (0.28木星半径，1.3木星半径，軌道周期 4.1日，Faedi et al. 2011)，ケプラー427b (0.29木星質量，1.2木星半径，軌道周期 10.3日，Hebrard et al. 2014) がある．興味深いことに，これらは皆金属量の小さい恒星の周囲を公転している (それぞれ，[Fe/H] = -0.22, -0.12, -0.19)．中心星の WASP-131 は比較的明るく，また惑星の大気のスケールハイトは大きいため，今後の大気の特徴付けのターゲットとして適している．
WASP-132系
WASP-132
スペクトル型：K4金属量：[Fe/H] = +0.22
距離：120 pc
質量：0.80太陽質量
半径：0.74太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 2.00 倍
有効温度：4775 K
等級：12.4等
WASP-132b
軌道周期：7.133521日軌道長半径：0.067 AU
質量：0.41木星質量
半径：0.87木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.63 倍
平衡温度：763 K
WASP-132系の特徴
視線速度観測では，WASP-132 の磁気的活動に起因すると思われる分散が検出された．また，恒星の自転によると思われる 33日周期の変動を検出した．Gyrochronology (自転周期を元に恒星の年齢を求める手法) から推定した年齢は 2.2 Gyr である (Barnes 2007)．
WASP-132b は WASP プロジェクトで発見された惑星の中では最も日射量が小さい惑星のうちの一つである．
WASP-139系
WASP-139
スペクトル型：K0金属量：[Fe/H] = +0.20
距離：230 pc
質量：0.92太陽質量
半径：0.80太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 1.8 倍
有効温度：5310 K
等級：12.4等
WASP-139b
軌道周期：5.924262日軌道長半径：0.062 AU
質量：0.117木星質量
半径：0.80木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.23 倍
平衡温度：910 K
WASP-139系の特徴
WASP-139 は，リチウムの存在度と gyrochronology から，年齢は ~ 0.5 Gyr と推定される．また恒星の密度的に，主系列星を下回ると考えられる．このような特徴を持つ恒星はヘリウムが豊富である可能性がある (Maxted 2015)．WASP-139b は，WASP プロジェクトで発見された中で最も軽い惑星である．大気のスケールハイトが大きく，大気の特徴付けのターゲットとして適している．
この惑星に似たタイプの惑星として，HATS-7b, 8b がある (Bakos et al. 2015, Bayliss et al. 2015)．これらの惑星を，HATS プロジェクトでは "super-Neptune" と呼称している．
WASP-140系
WASP-140
スペクトル型：K0金属量：[Fe/H] = +0.12
距離：180 pc
質量：0.90太陽質量
半径：0.87太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 1.38 倍
有効温度：5260 K
等級：11.1等
WASP-140b
軌道周期：2.2359835日軌道長半径：0.0323 AU
質量：2.44木星質量
半径：1.44木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.8 倍
平衡温度：1320 K
軌道離心率：0.0470
WASP-140系の特徴
この系には，伴星 WASP-140B を持ち，こちらは主星 (WASP-140, あるいは WASP-140A) より 2 等級暗い．7 arcsec 離れた場所に位置している．主星の WASP-140 は明確な自転由来の光度変化があり，周期は 10.4 日である．Gyrochronology による推定年齢は 0.42 Gyr と若く，進化モデルから推定した ~ 8 Gyr とは非整合的である．これは，主星の自転が重い近接惑星である WASP-140b によって加速された可能性がある．
WASP-140b の軌道はやや軌道離心率が大きい．またトランジットは恒星をかすめるような位置関係で起きている (トランジットのインパクトパラメータは 0.93)．
WASP-141系
WASP-141
スペクトル型：F9金属量：[Fe/H] = +0.29
距離：570 pc
質量：1.25太陽質量
半径：1.37太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.49 倍
有効温度：5900 K
等級：12.4等
WASP-141b
軌道周期：3.310651日軌道長半径：0.0469 AU
質量：2.69木星質量
半径：1.21木星半径
平均密度：木星の平均密度の 1.49 倍
平衡温度：1540 K
WASP-141系の特徴
WASP-141b は典型的なホットジュピターである．WASP-142系
WASP-142
スペクトル型：F8金属量：[Fe/H] = +0.26
距離：840 pc
質量：1.33太陽質量
半径：1.64太陽半径
平均密度：太陽の平均密度の 0.30 倍
有効温度：6010 K
等級：12.3等
WASP-142b
軌道周期：2.052868日軌道長半径：0.0347 AU
質量：0.84木星質量
半径：1.53木星半径
平均密度：木星の平均密度の 0.23 倍
平衡温度：2000 K
WASP-142系の特徴
この系には，5 arcsec 離れた位置に，1.9等暗い伴星が存在する．WASP-142b は，典型的な膨張半径を持つホットジュピターである．
ホットジュピターの軌道周期分布
ホットジュピターを，軌道周期を基準にして分布を見た場合の特徴について考察した．惑星質量が 0.15 - 12木星質量のもので，軌道周期が 22 日までのものの累積分布を見ると，2 つの "break" が存在することが指摘されている (Hellier et al. 2012)．その傾向は，今回発見された惑星を加えても見ることが出来る．
"Break" の位置は，軌道周期が 1.2日と 2.7日である．
軌道周期が 1.2日を下回る惑星は，軌道傾斜角が大きい場合でもトランジットを起こせるため存在した場合は検出されやすいにも関わらず，非常に稀である．これは，潮汐による落下によって比較的短時間で失われることが原因と考えられる．
軌道周期 2.7日以上では，ホットジュピターの "pile up" と呼ばれる多数の個数が分布しているのが分かる．
この傾向は，金属量 [Fe/H] が太陽より大きいか小さいかで大きな差は見られない．そのため，ホットジュピターの軌道周期の分布は，主星の金属量への依存性を示さないと言える．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.02310
Evans et al. (2016)
Detection of H2O and evidence for TiO/VO in an ultra hot exoplanet atmosphere
(極端に高温な系外惑星の大気中における水の検出と TiO/VO の証拠)
その結果，1.4 µm の水分子の吸収線を高い確度 (5.4 σ) で大気から検出した．
さらに，地上観測での B, r', z' フィルタでの測光観測の光度曲線の再解析を行った．近赤外領域に比べると，これらの可視光でのトランジット深さが特に深いことが判明した．
このトランジット深さの違いは，高高度にあるヘイズによる散乱だけでは説明が出来ない．この特徴は，大気中に存在する酸化チタン (TiO) と 酸化バナジウム (VO) による吸収の証拠であると考えられる．
1.12 - 1.3 µm の範囲内での不透明度 (opacity) の増加も見られ，これはおそらく鉄水素化物 (iron hydrite) の吸収に起因すると考えられる．
これらの結果が確認されれば，WASP-121b は透過スペクトル中から酸化チタン，酸化バナジウム，鉄水素化物が検出された初めての例となる．これらの化学種は M型星や L型星 (褐色矮星) で重要であり，これらの存在は，大気中での強い温度逆転層の形成を含む大気化学と全体の物理に大きな影響を与えうる．
2000 K を超える温度領域では，理論モデルによると気相の酸化チタンや酸化バナジウムが重要な吸収源になることが予測されている．これは特に可視光で顕著であると考えられている (Burrows & Sharp 1999など)．
もし酸化チタン・酸化バナジウムが輻射を受けているガス惑星の高層大気に存在すれば，低圧領域で恒星からの輻射を吸収し，温度逆転層を形成する (Hubeny et al. 2003, Fortney et al. 2008)．この温度逆転層は多くの系外惑星で報告があるが，最近ではその検出には疑問が投げかけられている (Diamond-Lowe et al. 2014)．
また，非常に高温なガス惑星大気中の酸化チタン・酸化バナジウムの検出を目指した観測では，現在までに検出報告は存在しなかった (Huitson et al. 2013, Sing et al. 2013)．
酸化チタン・酸化バナジウムは，cold trap により高層大気から取り除かれる (下層へ沈殿する) とする説が存在する (Hubeny et al. 2003, Spiegel et al. 2009)．しかし最も高温な部類のガス惑星では，cold trap によって高層大気から失われない可能性がある．
Haynes et al. (2015) では，平衡温度 ~ 2700 K の惑星 (WASP-33b) において，~ 1.2 µm での放射が強い事を報告している．この特徴は，酸化チタンの存在と整合的であり，また温度逆転層の存在を示唆する．しかし確認するためにはさらなる観測が必要である．
ここでは，WASP-121b (Delrez et al. 2016) を観測した．
この惑星は軌道周期が ~ 1.3 日の極軌道を公転し，主星のスペクトル型は F6V である．軌道長半径は 0.025 AU であり，これはロッシュ限界のすぐ外側である．
惑星の平衡温度は ~ 2400 K であり，気相の酸化チタン・酸化バナジウムが存在するには十分高温である．
arXiv:1604.02310
Evans et al. (2016)
Detection of H2O and evidence for TiO/VO in an ultra hot exoplanet atmosphere
(極端に高温な系外惑星の大気中における水の検出と TiO/VO の証拠)
概要
ハッブル宇宙望遠鏡の Wide Field Camera 3 の 1.12 - 1.64 µm 分光モードを用いて，非常に高温 (平衡温度 ~ 2400 K) なガス惑星 WASP-121b のトランジットを観測した．その結果，1.4 µm の水分子の吸収線を高い確度 (5.4 σ) で大気から検出した．
さらに，地上観測での B, r', z' フィルタでの測光観測の光度曲線の再解析を行った．近赤外領域に比べると，これらの可視光でのトランジット深さが特に深いことが判明した．
このトランジット深さの違いは，高高度にあるヘイズによる散乱だけでは説明が出来ない．この特徴は，大気中に存在する酸化チタン (TiO) と 酸化バナジウム (VO) による吸収の証拠であると考えられる．
1.12 - 1.3 µm の範囲内での不透明度 (opacity) の増加も見られ，これはおそらく鉄水素化物 (iron hydrite) の吸収に起因すると考えられる．
これらの結果が確認されれば，WASP-121b は透過スペクトル中から酸化チタン，酸化バナジウム，鉄水素化物が検出された初めての例となる．これらの化学種は M型星や L型星 (褐色矮星) で重要であり，これらの存在は，大気中での強い温度逆転層の形成を含む大気化学と全体の物理に大きな影響を与えうる．
背景
ガス惑星のトランジット観測から，大気の多様性が明らかになっている．可視光での大気の透過スペクトルからは，水素分子と高高度エアロゾルによるレイリー散乱の存在が検出されている (Charbonneau et al. 2002など)．また，近赤外線での観測からは，水分子による吸収が，透過スペクトルと放射スペクトルの両方で高い確度で検出されている (Deming et al. 2013など)．2000 K を超える温度領域では，理論モデルによると気相の酸化チタンや酸化バナジウムが重要な吸収源になることが予測されている．これは特に可視光で顕著であると考えられている (Burrows & Sharp 1999など)．
もし酸化チタン・酸化バナジウムが輻射を受けているガス惑星の高層大気に存在すれば，低圧領域で恒星からの輻射を吸収し，温度逆転層を形成する (Hubeny et al. 2003, Fortney et al. 2008)．この温度逆転層は多くの系外惑星で報告があるが，最近ではその検出には疑問が投げかけられている (Diamond-Lowe et al. 2014)．
また，非常に高温なガス惑星大気中の酸化チタン・酸化バナジウムの検出を目指した観測では，現在までに検出報告は存在しなかった (Huitson et al. 2013, Sing et al. 2013)．
酸化チタン・酸化バナジウムは，cold trap により高層大気から取り除かれる (下層へ沈殿する) とする説が存在する (Hubeny et al. 2003, Spiegel et al. 2009)．しかし最も高温な部類のガス惑星では，cold trap によって高層大気から失われない可能性がある．
Haynes et al. (2015) では，平衡温度 ~ 2700 K の惑星 (WASP-33b) において，~ 1.2 µm での放射が強い事を報告している．この特徴は，酸化チタンの存在と整合的であり，また温度逆転層の存在を示唆する．しかし確認するためにはさらなる観測が必要である．
ここでは，WASP-121b (Delrez et al. 2016) を観測した．
この惑星は軌道周期が ~ 1.3 日の極軌道を公転し，主星のスペクトル型は F6V である．軌道長半径は 0.025 AU であり，これはロッシュ限界のすぐ外側である．
惑星の平衡温度は ~ 2400 K であり，気相の酸化チタン・酸化バナジウムが存在するには十分高温である．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1604.01781
Antonini et al. (2016)
Dynamical constraints on the origin of hot and warm Jupiters with close friends
(近い惑星を持つホットジュピター・ウォームジュピターの起源への力学的な制約)
軌道の安定性解析から，2 つの木星型惑星のペアの大部分 (24例のうち 20例) は，もし内側の惑星が 1 AU より遠方に存在する場合は力学的に不安定であることを示した．これは，1 AU 程度より遠方からの軌道移動は，永年的な力学過程 (永年カオス，Lidov-Kozai 振動など) と潮汐散逸の組み合わせによって起きたとする説とは対立する結果である．
実際，N 体シミュレーションでは，力学的不安定な系の進化は潮汐による惑星の移動という結果よりも，惑星の系からの放出や主星との衝突を引き起こしやすいという結果を示す．これらの結果や議論から，観測されている，外側に別の惑星を持つホットジュピターやウォームジュピターは，永年的な惑星移動機構で移動してきたものではないことが示唆される．
より一般的に数値計算と解析の組み合わせを用い，高軌道離心率状態を経由する Lidov-Kozai 機構は，0.1 - 1 AU にある巨大惑星の起源への寄与は 10%未満であるということを示した．複数惑星系のシミュレーションもこの結果を支持する．
この結果は，ホットジュピターやウォームジュピターは軌道周期が 1 年以上の高軌道離心率軌道から遷移したのではなく，大きな潮汐散逸を経験せずに現在観測されている位置にまで到達したのだろうという事を示唆する．
先行研究の安定性解析での安定性の基準を元に判定すると，観測されている 24 の系 (外側に別の惑星を持つホットジュピターかウォームジュピターの系) のうち，4 つのみが安定であり，14 は軌道が交差する．
3 体の直接積分計算からは，惑星のペアが軌道不安定な場合，潮汐で軌道移動を起こす惑星が形成されるという進化を辿るよりも，主星に衝突するか，惑星が系からはじき出されるという進化に向かう．
これらの結果は，観測されている多くの系は，1 AU 以遠からの高軌道離心率軌道を経ての移動で形成されたというシナリオと対立する．
シミュレーションの結果，Lidov-Kozai 機構などで高軌道離心率状態から形成されたウォームジュピターの割合は，観測されているもののうち 10%未満であることが示唆される．
この予測とは対照的に，軌道長半径が ~ 5 AU 未満の巨大ガス惑星を外側に持つホットジュピターはわずか 2 つであり，period "valley" にあるウォームジュピターの場合は 74 個中 20 個が持っているという大きな違いがある．
この結果は，ホットジュピターとウォームジュピターの 2 つのグループは，異なるプロセスで形成されたことを示唆する．
また，0.1 - 1 AU 内の巨大ガス惑星の軌道離心率の分布は，1 AU 以遠の巨大ガス惑星の軌道離心率の分布と整合的である．これは両者に密接な関係が有ることを示唆する．また，おそらくは共通の形成過程があることを示唆する．
ウォームジュピターの起源は一体どのようなメカニズムなのだろうか？
ここでの結果は，原始惑星円盤内での惑星移動が主要なメカニズムであることを示唆する．あるいはその場形成であるかもしれない (Huang et al. 2016)．
しかしどちらのプロセスも，ほぼ円軌道で，小さい軌道傾斜角となる．そのため，観測されている軌道離心率の分布にまで軌道を励起するための機構が必要である．考えられる候補としては，軌道離心率は永年カオスで励起されたというものである (Wu & Lithwick 2011)．この説が正しければ，period valley 内に惑星 (ウォームジュピター) を持つ系では，1 つか複数の未発見の惑星を持つことを示唆する．
arXiv:1604.01781
Antonini et al. (2016)
Dynamical constraints on the origin of hot and warm Jupiters with close friends
(近い惑星を持つホットジュピター・ウォームジュピターの起源への力学的な制約)
概要
スノーライン (原始円盤内で水が気体でいられるか固体になるかの境界線) 内側にある巨大惑星は，スノーライン外側の遠方から現在の場所まで移動してきたと考えられている．ここでは，観測されている太陽系外の木星型惑星のうち，外側に別の惑星がいるホットジュピター・ウォームジュピターの起源と力学的な進化について考察する．軌道の安定性解析から，2 つの木星型惑星のペアの大部分 (24例のうち 20例) は，もし内側の惑星が 1 AU より遠方に存在する場合は力学的に不安定であることを示した．これは，1 AU 程度より遠方からの軌道移動は，永年的な力学過程 (永年カオス，Lidov-Kozai 振動など) と潮汐散逸の組み合わせによって起きたとする説とは対立する結果である．
実際，N 体シミュレーションでは，力学的不安定な系の進化は潮汐による惑星の移動という結果よりも，惑星の系からの放出や主星との衝突を引き起こしやすいという結果を示す．これらの結果や議論から，観測されている，外側に別の惑星を持つホットジュピターやウォームジュピターは，永年的な惑星移動機構で移動してきたものではないことが示唆される．
より一般的に数値計算と解析の組み合わせを用い，高軌道離心率状態を経由する Lidov-Kozai 機構は，0.1 - 1 AU にある巨大惑星の起源への寄与は 10%未満であるということを示した．複数惑星系のシミュレーションもこの結果を支持する．
この結果は，ホットジュピターやウォームジュピターは軌道周期が 1 年以上の高軌道離心率軌道から遷移したのではなく，大きな潮汐散逸を経験せずに現在観測されている位置にまで到達したのだろうという事を示唆する．
主要な結果
高軌道離心率仮説の検証
高軌道離心率軌道からの移動 (high eccentricity migration) 仮説によると，ホットジュピターとウォームジュピターはもともと ~ 1 AU より遠方で形成されたと考えられる．この可能性を検証するため，外側に別の惑星を持つホットジュピターやウォームジュピターのペアは，内側の惑星が 1 AU より大きい軌道長半径で高軌道離心率の軌道にいる状態で力学的に安定かどうか調べた．先行研究の安定性解析での安定性の基準を元に判定すると，観測されている 24 の系 (外側に別の惑星を持つホットジュピターかウォームジュピターの系) のうち，4 つのみが安定であり，14 は軌道が交差する．
3 体の直接積分計算からは，惑星のペアが軌道不安定な場合，潮汐で軌道移動を起こす惑星が形成されるという進化を辿るよりも，主星に衝突するか，惑星が系からはじき出されるという進化に向かう．
これらの結果は，観測されている多くの系は，1 AU 以遠からの高軌道離心率軌道を経ての移動で形成されたというシナリオと対立する．
高軌道離心率プロセスの寄与
ウォームジュピターを形成するための高軌道離心率仮説は，惑星の軌道周期の分布が観測と整合的でないという問題点がある．シミュレーションの結果，Lidov-Kozai 機構などで高軌道離心率状態から形成されたウォームジュピターの割合は，観測されているもののうち 10%未満であることが示唆される．
複数の形成過程の可能性
高軌道離心率軌道を経るプロセスは，ウォームジュピターよりもホットジュピターを形成しやすいことが判明した．その結果，外側に別の惑星をもつウォームジュピターの系の発見個数に対して，少なくとも同程度の「個数の外側に別の惑星を持つホットジュピターの系」が存在するはずである．この予測とは対照的に，軌道長半径が ~ 5 AU 未満の巨大ガス惑星を外側に持つホットジュピターはわずか 2 つであり，period "valley" にあるウォームジュピターの場合は 74 個中 20 個が持っているという大きな違いがある．
この結果は，ホットジュピターとウォームジュピターの 2 つのグループは，異なるプロセスで形成されたことを示唆する．
※Period valleyについて
ここでは，軌道長半径が 0.1 - 1 AU の範囲内にある巨大ガス惑星をウォームジュピター (warm Jupiter) と呼んでいる．
ウォームジュピターの軌道周期は 10 - 100 日であり，この軌道周期の領域はは発見されている惑星の個数が少なく，分布の "谷" になっている (Santerne et al. 2015)．
ここでは，軌道長半径が 0.1 - 1 AU の範囲内にある巨大ガス惑星をウォームジュピター (warm Jupiter) と呼んでいる．
ウォームジュピターの軌道周期は 10 - 100 日であり，この軌道周期の領域はは発見されている惑星の個数が少なく，分布の "谷" になっている (Santerne et al. 2015)．
軌道離心率の分布
数値計算と解析的な手法から，軌道の潮汐進化モデルから予想される軌道離心率の分布は，観測と整合的ではないことが示された．惑星の内側への移動を生み出すのに必要な軌道要素の振動は，軌道移動を起こす惑星の軌道離心率を，観測されている値の分布より大きくする傾向にある．また，0.1 - 1 AU 内の巨大ガス惑星の軌道離心率の分布は，1 AU 以遠の巨大ガス惑星の軌道離心率の分布と整合的である．これは両者に密接な関係が有ることを示唆する．また，おそらくは共通の形成過程があることを示唆する．
まとめ
これらの結果より，0.1 - 1 AU 内にある観測されている巨大ガス惑星は，高軌道離心率軌道からの形成ではなく，強い潮汐散逸なしで現在の場所に到達したものだと考えられる．同様の理由で，惑星-惑星散乱が起源とする説も整合的ではない．ウォームジュピターの起源は一体どのようなメカニズムなのだろうか？
ここでの結果は，原始惑星円盤内での惑星移動が主要なメカニズムであることを示唆する．あるいはその場形成であるかもしれない (Huang et al. 2016)．
しかしどちらのプロセスも，ほぼ円軌道で，小さい軌道傾斜角となる．そのため，観測されている軌道離心率の分布にまで軌道を励起するための機構が必要である．考えられる候補としては，軌道離心率は永年カオスで励起されたというものである (Wu & Lithwick 2011)．この説が正しければ，period valley 内に惑星 (ウォームジュピター) を持つ系では，1 つか複数の未発見の惑星を持つことを示唆する．
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天文・宇宙物理関連メモ vol.102 Brahm et al. (2015) コンパクトな温かい木星型惑星HATS-17bの発見