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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.06515
Pahlevan & Morbidelli (2016)
Collisionless encounters and the origin of the lunar inclination
(無衝突遭遇と月の軌道傾斜角の起源)
これまでの衝突過程のモデルでは，破片は周惑星円盤を形成し，地球の赤道上の軌道に集まったと考えられる．この状態から現在までを積分すると，月の軌道傾斜角は現在より 1 桁は小さい値となってしまい，これは月形成における未解決問題となっている．
ここでは，天体の地球への衝突しない接近の結果として，月の軌道傾斜角が変化するモデルを提案する．
これによると，0.0075 - 0.015地球質量の小天体が地球に数回接近することにより，月軌道の軌道傾斜角が励起され，現在の軌道傾斜角を説明することが出来ると考えられる．このプロセスは確率的に発生する現象だが，広いパラメータレンジで現在の軌道傾斜角である ~ 5° を説明することが出来る．
この円盤は，土星の環のように，進化のタイムスケールよりも速く赤道上空に薄く分布するようになる．従って，月は地球の赤道面に対して ~ 1° 以内の傾斜角を持って形成されるはずである．
しかし現在の月の軌道傾斜角は ~ 5° であり，さらに形成直後から現在までの潮汐進化を考えると，月が ~ 10 地球半径の位置で形成された時には傾斜角は ~ 10° で無ければならない．この，形成モデルとの 1 桁のずれが，未解決の "Lunar inclination problem" として知られている．
ここでは，モンテカルロシミュレーションを行い，潮汐と微惑星の近接遭遇の影響を取り入れた計算を行った．その結果，数回の大きな微惑星の接近によって月の軌道傾斜角は励起され，広いパラメータレンジで現在の値を説明することが出来ることが示された．
arXiv:1603.06515
Pahlevan & Morbidelli (2016)
Collisionless encounters and the origin of the lunar inclination
(無衝突遭遇と月の軌道傾斜角の起源)
概要
月は，惑星形成後期に，初期地球に惑星サイズの天体が衝突し，その破片から形成されたと考えられている．これまでの衝突過程のモデルでは，破片は周惑星円盤を形成し，地球の赤道上の軌道に集まったと考えられる．この状態から現在までを積分すると，月の軌道傾斜角は現在より 1 桁は小さい値となってしまい，これは月形成における未解決問題となっている．
ここでは，天体の地球への衝突しない接近の結果として，月の軌道傾斜角が変化するモデルを提案する．
これによると，0.0075 - 0.015地球質量の小天体が地球に数回接近することにより，月軌道の軌道傾斜角が励起され，現在の軌道傾斜角を説明することが出来ると考えられる．このプロセスは確率的に発生する現象だが，広いパラメータレンジで現在の軌道傾斜角である ~ 5° を説明することが出来る．
月の軌道傾斜角問題
月を形成する原因となった巨大衝突の結果，コンパクトな (半径が 10 地球半径以下) の円盤を形成したと考えられている．この円盤は，土星の環のように，進化のタイムスケールよりも速く赤道上空に薄く分布するようになる．従って，月は地球の赤道面に対して ~ 1° 以内の傾斜角を持って形成されるはずである．
しかし現在の月の軌道傾斜角は ~ 5° であり，さらに形成直後から現在までの潮汐進化を考えると，月が ~ 10 地球半径の位置で形成された時には傾斜角は ~ 10° で無ければならない．この，形成モデルとの 1 桁のずれが，未解決の "Lunar inclination problem" として知られている．
ここでは，モンテカルロシミュレーションを行い，潮汐と微惑星の近接遭遇の影響を取り入れた計算を行った．その結果，数回の大きな微惑星の接近によって月の軌道傾斜角は励起され，広いパラメータレンジで現在の値を説明することが出来ることが示された．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.05745
Bott et al. (2016)
The polarisation of HD 189733
(HD 189733 の偏光)
その結果，Berdyugina et al. (2008, 2011) で報告された，大きな偏光の変動は見られなかった．また，Wiktorowicz et al. (2015) の偏光観測データと整合的な結果が得られた．
レイリー・ランバートモデルの最小二乗フィットでは，偏光の振幅は 29.4 ± 15.6 ppm であった．
またバックグラウンドの偏光は ~ 50 - 70 ppm であり，これは HD 189733 の距離における星間物質による偏光から期待される強度よりもやや大きい．
Seager et al. (2000) では，ホットジュピターを持つ系では，軌道周期の間に数十 ppm の偏光の振幅を持ちうると予測している．しかし現在のところ，惑星によると思われる明確な偏光のシグナルは検出されていない (Lucas et al. 2009)．
これまでに，ハッブル宇宙望遠鏡を用いた惑星 (HD 189733b) の大気でのレイリー散乱光の観測が存在する (Pont et al. 2008, 2013)．
さらにトランジットや二次食 (seconday eclipse) でも，青っぽい惑星表面での反射光が間接的に観測されている (Evans et al. 2013)．
そのため，惑星大気による偏光観測のターゲットとして適している．
Berdyugina et al. (2008) は，この系において予想外に大きな偏光の変動 (~ 200 ppm) を報告した．この観測は，La Palma にある KVA の DiPol instrument を使用したものである．
後に Wiktorowicz et al. (2009) は，偏光の変動は観測されず，偏光の上限は 99% の確度で 79 ppm であると報告した．この観測には POLISH が用いられている．
その後，Berdyugina et al. (2011) は，Nordic Optical Telescope の TurPol を用いて，3つのバンドで観測した．その結果，U, B バンドで偏光が観測されたが，V バンドでは見られなかったと報告した．さらに，Wiktorowicz et al. (2009) で偏光が検出されなかったのは，観測するバンドが赤すぎたからだと結論づけた．
この時の B バンドでの偏光の変動は ~ 100 ± 10 ppm であり，この偏光は惑星の大気に起因するものだと推測した．
最近になって，Wiktorowicz et al. (2015) では，B バンドの偏光を Lick Observatory の 3-m 望遠鏡の POLISH2 を用いて観測した．その結果，B バンドの偏光の上限は 99.7% の確度で 60 ppm であると報告した．
今回の観測は，Berdyugina et al. (2008, 2011) で見られたような大きな偏光は観測されず，Wiktorowicz et al. (2015) の結果と概ね整合的な結果であった．
今回の結果では Q/I, U/I の値はどちらも正であるが，Berdyugina et al. (2011) では惑星の軌道位相が 0.0, 0.5 の時に~ 0 となり，位相が 0.3, 0.7 の時に負の値 (~ -100 ppm) を取っている．
今回の結果のゼロ点をシフトさせたとしても Berdyugina et al. (2011) で報告されていた大きな変動とは非整合的な結果となった．
一方で Wiktorowicz et al. (2015) の結果とは整合的であった．
Cotton et al. (2016) の結果を外挿すると，HD 189733 の距離 ~ 19 pc (Koen et al. 2010) より，期待される偏光は 15 - 40 ppm と予測される．しかし観測では 55 - 70 ppm となり，実測値のほうが大きい．
恒星まわりの星周ダストも偏光に影響を及ぼし得るが，HD 189733 の周囲には観測に影響をおよぼすほどの量の星周ダストは存在しないと考えられる (Bryden et al. 2009)．また，恒星表面の黒点が偏光に与える影響も小さいと考えられる．
この過去の大きな変動の検出は，La Palma での観測に，サハラ砂漠からの塵が影響を及ぼしていた可能性がある．(La Palma での観測は，2008年 4月 18 - 24日と，8月 2 - 9日)
Berdyugina et al. (2011) では，8月のデータはサハラ砂漠の塵の影響がある可能性に言及しているが，『変動があるバックグラウンドは除去できている』と主張されている．このようなサハラ砂漠からの塵の影響については，Bailey et al. (2008) に言及されている．
これらの考察より，Berdyugina et al. (2011) での結果はサハラ砂漠の塵による影響を受けたものだと考えられる．
レイリー・ランバートモデルでは，偏光の強度は 29.4 ± 15.6 ppm であった．
また，一定のバックグラウンドの偏光があり，これは星間物質による偏光から期待されるものよりやや大きい．これは Local Hot Bubble 中の星間物質の非一様性に起因するものである可能性がある．
(Local Hot Bubble…局所的に希薄で高温のガスが泡のように存在している空間．太陽系もこの内部に入っている)
また，Berdyugina et al. (2011) で報告されていた大きな偏光は，惑星起源ではなく，2008年 8月の La Palma における，サハラ砂漠からの塵による影響である可能性がある．
arXiv:1603.05745
Bott et al. (2016)
The polarisation of HD 189733
(HD 189733 の偏光)
概要
Anglo-Australian Telescope (AAT) にある HIgh Precision Polarimetric Instrument (HIPPI) を用いて，系外惑星系である HD 189733 の直線偏光の観測を行った．この観測は，これまで行われたこの天体のどの偏光観測よりも精密である．その結果，Berdyugina et al. (2008, 2011) で報告された，大きな偏光の変動は見られなかった．また，Wiktorowicz et al. (2015) の偏光観測データと整合的な結果が得られた．
レイリー・ランバートモデルの最小二乗フィットでは，偏光の振幅は 29.4 ± 15.6 ppm であった．
またバックグラウンドの偏光は ~ 50 - 70 ppm であり，これは HD 189733 の距離における星間物質による偏光から期待される強度よりもやや大きい．
偏光観測の背景
ホットジュピター系での偏光観測
ホットジュピターは，偏光を作り出すほど十分に中心星からの光を散乱する可能性がある．この偏光の度合いは大気の組成などに大きく依存する (Haugh et al. 2003)．Seager et al. (2000) では，ホットジュピターを持つ系では，軌道周期の間に数十 ppm の偏光の振幅を持ちうると予測している．しかし現在のところ，惑星によると思われる明確な偏光のシグナルは検出されていない (Lucas et al. 2009)．
HD 189733系
HD 189733 はホットジュピターを持つ系であり，太陽系に近い系でもある．これまでに，ハッブル宇宙望遠鏡を用いた惑星 (HD 189733b) の大気でのレイリー散乱光の観測が存在する (Pont et al. 2008, 2013)．
さらにトランジットや二次食 (seconday eclipse) でも，青っぽい惑星表面での反射光が間接的に観測されている (Evans et al. 2013)．
そのため，惑星大気による偏光観測のターゲットとして適している．
HD 189733 のこれまでの偏光観測
これまでに幾つかの偏光観測が行われたが，相反する結果が報告されている．Berdyugina et al. (2008) は，この系において予想外に大きな偏光の変動 (~ 200 ppm) を報告した．この観測は，La Palma にある KVA の DiPol instrument を使用したものである．
後に Wiktorowicz et al. (2009) は，偏光の変動は観測されず，偏光の上限は 99% の確度で 79 ppm であると報告した．この観測には POLISH が用いられている．
その後，Berdyugina et al. (2011) は，Nordic Optical Telescope の TurPol を用いて，3つのバンドで観測した．その結果，U, B バンドで偏光が観測されたが，V バンドでは見られなかったと報告した．さらに，Wiktorowicz et al. (2009) で偏光が検出されなかったのは，観測するバンドが赤すぎたからだと結論づけた．
この時の B バンドでの偏光の変動は ~ 100 ± 10 ppm であり，この偏光は惑星の大気に起因するものだと推測した．
最近になって，Wiktorowicz et al. (2015) では，B バンドの偏光を Lick Observatory の 3-m 望遠鏡の POLISH2 を用いて観測した．その結果，B バンドの偏光の上限は 99.7% の確度で 60 ppm であると報告した．
今回の観測は，Berdyugina et al. (2008, 2011) で見られたような大きな偏光は観測されず，Wiktorowicz et al. (2015) の結果と概ね整合的な結果であった．
議論
先行観測との比較
Berdyugina et al. (2011) が報告した結果とは大きく異なる結果が得られた．今回の結果では Q/I, U/I の値はどちらも正であるが，Berdyugina et al. (2011) では惑星の軌道位相が 0.0, 0.5 の時に~ 0 となり，位相が 0.3, 0.7 の時に負の値 (~ -100 ppm) を取っている．
今回の結果のゼロ点をシフトさせたとしても Berdyugina et al. (2011) で報告されていた大きな変動とは非整合的な結果となった．
一方で Wiktorowicz et al. (2015) の結果とは整合的であった．
バックグラウンドの偏光
HD 189733 からは一定の大きさの偏光が観測された．この偏光の起源としては，星間物質による偏光がもっともらしいと考えられる (Bailey et al. 2010, Cotton et al. 2016)．Cotton et al. (2016) の結果を外挿すると，HD 189733 の距離 ~ 19 pc (Koen et al. 2010) より，期待される偏光は 15 - 40 ppm と予測される．しかし観測では 55 - 70 ppm となり，実測値のほうが大きい．
恒星まわりの星周ダストも偏光に影響を及ぼし得るが，HD 189733 の周囲には観測に影響をおよぼすほどの量の星周ダストは存在しないと考えられる (Bryden et al. 2009)．また，恒星表面の黒点が偏光に与える影響も小さいと考えられる．
先行観測での大きな偏光の原因
Berdyugina et al. (2011) で報告されていた大きな偏光の変動は，今回の観測と，Wiktorowicz et al. (2009, 2015) では検出されなかった．この過去の大きな変動の検出は，La Palma での観測に，サハラ砂漠からの塵が影響を及ぼしていた可能性がある．(La Palma での観測は，2008年 4月 18 - 24日と，8月 2 - 9日)
Berdyugina et al. (2011) では，8月のデータはサハラ砂漠の塵の影響がある可能性に言及しているが，『変動があるバックグラウンドは除去できている』と主張されている．このようなサハラ砂漠からの塵の影響については，Bailey et al. (2008) に言及されている．
これらの考察より，Berdyugina et al. (2011) での結果はサハラ砂漠の塵による影響を受けたものだと考えられる．
結論
HD 189733 をこれまでで最高の精度で偏光観測した．その結果，Berdyugina et al. (2008)，Berdyugina et al. (2011) で報告されていた 100 - 200 ppm の偏光強度は検出されず，Wiktorowicz et al. (2015) と整合的な結果が得られた．レイリー・ランバートモデルでは，偏光の強度は 29.4 ± 15.6 ppm であった．
また，一定のバックグラウンドの偏光があり，これは星間物質による偏光から期待されるものよりやや大きい．これは Local Hot Bubble 中の星間物質の非一様性に起因するものである可能性がある．
(Local Hot Bubble…局所的に希薄で高温のガスが泡のように存在している空間．太陽系もこの内部に入っている)
また，Berdyugina et al. (2011) で報告されていた大きな偏光は，惑星起源ではなく，2008年 8月の La Palma における，サハラ砂漠からの塵による影響である可能性がある．
[1回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.01144
Hoyer et al. (2016)
Ruling out the orbital decay of the WASP-43b
(WASP-43b の軌道減衰の否定)
今回新たに得られた 15 のトランジット光度曲線を，過去の 52 の光度曲線と合わせ，全てのトランジットを均一に解析した．5 年に及ぶトランジットのデータと 72 のトランジットの中心時刻の解析から，軌道周期が減衰しているという仮説を検証した．
その結果，トランジット時刻は，今回アップデートした，軌道周期を一定とした天体暦の式とよく一致した．また，軌道周期の変化率は，-0.02 ± 6.6 ms yr-1 より大きくないことが分かり，これは周期を一定とする場合と整合的である．
トランジット時刻の解析からは，恒星の潮汐散逸の Q 値が 105 より小さいという可能性を破棄した．また今回の観測から惑星のパラメータのアップデートを行った．
Murgos et al. (2014) は 5 つの新しいトランジット観測のデータを加え，軌道の減衰率を -0.15 ± 0.06 s yr-1 とした．また，Chen et al. (2014) では -0.09 ± 0.04 s yr-1とした．
さらにデータを増やした解析では，-0.029 ± 0.008 s yr-1 という値が得られている (Jiang et al. 2015)．
今回の解析で得られた新しい値 -0.02 ± 6.6 ms yr-1 = -0.00002 ± 0.0066 s yr-1 は，これまでの結果より 3 桁小さい値である．
arXiv:1603.01144
Hoyer et al. (2016)
Ruling out the orbital decay of the WASP-43b
(WASP-43b の軌道減衰の否定)
概要
WASP-43b の 15 回のトランジットを，i', g', R フィルターで行った．観測には Las Cumbres Observatory Global Telescope (LCOGT) ネットワークの 1.0 m 望遠鏡と，IAC 80 望遠鏡を用いた．今回新たに得られた 15 のトランジット光度曲線を，過去の 52 の光度曲線と合わせ，全てのトランジットを均一に解析した．5 年に及ぶトランジットのデータと 72 のトランジットの中心時刻の解析から，軌道周期が減衰しているという仮説を検証した．
その結果，トランジット時刻は，今回アップデートした，軌道周期を一定とした天体暦の式とよく一致した．また，軌道周期の変化率は，-0.02 ± 6.6 ms yr-1 より大きくないことが分かり，これは周期を一定とする場合と整合的である．
トランジット時刻の解析からは，恒星の潮汐散逸の Q 値が 105 より小さいという可能性を破棄した．また今回の観測から惑星のパラメータのアップデートを行った．
これまでの解析との比較
Gillon et al. (2012) のトランジット観測と，Exoplanet Transit Database (Podany et al. 2010) のアマチュア観測のデータを元に，Blecic et al. (2014) では，軌道周期の減衰率は -0.095 ± 0.036 s yr-1 であるとした．Murgos et al. (2014) は 5 つの新しいトランジット観測のデータを加え，軌道の減衰率を -0.15 ± 0.06 s yr-1 とした．また，Chen et al. (2014) では -0.09 ± 0.04 s yr-1とした．
さらにデータを増やした解析では，-0.029 ± 0.008 s yr-1 という値が得られている (Jiang et al. 2015)．
今回の解析で得られた新しい値 -0.02 ± 6.6 ms yr-1 = -0.00002 ± 0.0066 s yr-1 は，これまでの結果より 3 桁小さい値である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.00487
Kane et al. (2016)
Stellar Activity and Exclusion of the Outer Planet in the HD 99492 System
(HD 99492系における恒星活動と外側惑星の除外)
ここでは，HD 99492 系の観測のアップデートを行った．
新しい視線速度観測と，Transit Ephemeris Refinement and Monitoring Survey (TERMS) での測光観測を行った．
これらで得たデータと，Ca II H & K の輝線の観測から，中心星は ~ 13年の活動周期を持つことが明らかになった．これは，これまで存在が主張されていた外側の惑星の周期と相関がある．そのため，このシグナルは惑星起源によるものではなく，恒星の活動サイクルを誤認したものだろうと考えられる．
太陽系からの距離は 17.96 pc である (van Leeuwen 2007)．また連星間の投影距離は ~ 730 AU．
これまでの観測から，HD 99492 は，0.1木星質量，周期 17日の惑星を持つことが報告されていた (Marcy et al. 2005)．また，ケプラー運動のベストフィットより，さらなる天体の存在が示唆されていた．Meschiri et al. (2011) では，周期 ~ 5000日の惑星が存在するという主張があった．
今回の観測は，後者の ~ 5000 日の惑星の存在を否定するものである．
arXiv:1603.00487
Kane et al. (2016)
Stellar Activity and Exclusion of the Outer Planet in the HD 99492 System
(HD 99492系における恒星活動と外側惑星の除外)
概要
系外惑星の間接的な検出の問題点は，中心星の変動と惑星のシグナルの誤認である．もし中心星の変動が周期的であった場合，系外惑星のシグナルを用意に "模倣" する．つまり，中心星の表面活動起源の視線速度の変動を，系外惑星によるものと誤認するということである．ここでは，HD 99492 系の観測のアップデートを行った．
新しい視線速度観測と，Transit Ephemeris Refinement and Monitoring Survey (TERMS) での測光観測を行った．
これらで得たデータと，Ca II H & K の輝線の観測から，中心星は ~ 13年の活動周期を持つことが明らかになった．これは，これまで存在が主張されていた外側の惑星の周期と相関がある．そのため，このシグナルは惑星起源によるものではなく，恒星の活動サイクルを誤認したものだろうと考えられる．
データ
中心星 HD 99492 は早期 K型矮星であり，HD 99491 と連星を成している．この連星はしし座83番星 B, A としても知られている．太陽系からの距離は 17.96 pc である (van Leeuwen 2007)．また連星間の投影距離は ~ 730 AU．
これまでの観測から，HD 99492 は，0.1木星質量，周期 17日の惑星を持つことが報告されていた (Marcy et al. 2005)．また，ケプラー運動のベストフィットより，さらなる天体の存在が示唆されていた．Meschiri et al. (2011) では，周期 ~ 5000日の惑星が存在するという主張があった．
今回の観測は，後者の ~ 5000 日の惑星の存在を否定するものである．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1603.00821
Nimmo et al. (2016)
Mean radius and shape of Pluto and Charon from New Horizons images
(ニューホライズンズの画像による冥王星とカロンの平均半径と形状)
冥王星の平均半径は 1187.6 ± 1.8 km，カロンの平均半径は 605.4 ± 1.2 km であった (誤差は 2 σ)．
冥王星の平均密度は 1857 ± 6 kg m-3，カロンの平均密度は 1707 ± 17 kg m-3 であった．
カロンの半径は，これまでの地上からの掩蔽観測の結果と整合的なものであった．
また形状に関しては，冥王星もカロンも潮汐による変形や時点による変形の証拠は見つからなかった．扁平率の上限値は，冥王星が 0.6%，カロンが 0.5%だった．
従って，冥王星は他のカイパーベルト天体のエリス (Eris, 1163 ± 6 km, Sicardy et al. 2011) よりも大きい．
カロンについては，地上からの掩蔽観測では 606 ± 1.5 km (Person et al. 2006) や 603.6 ± 1.4 km (Sicardy et al. 2006) という値が得られていた．今回の観測値は全て誤差の範囲内で一致する．
Person et al. (2006) では扁平率は 0.006 ± 0.003 と報告しているが，今回の観測では 0.005 という上限値のみが得られた．
また平均密度は，カロンは低いことが判明した．これは全体の組成が冥王星と異なるか，空隙率が大きいからだと考えられる．一般に，小さい天体は空隙率が大きくなる傾向にある．しかしこの効果の定量的な評価はまだ不十分である．カロンの密度が低いことに関しては，岩石成分の割合が低く，炭素質の物質が多いためという可能性 (McKinnon et al. 1997) や，現在の地下海の欠如 (Hussmann et al. 2006) に起因するものであるかもしれない．これらの識別はカロンの形成機構にも制限を与えうる．
ニューホライズンズの観測の解析がどんどん進んでいるようで，ここでは冥王星とカロンの半径と形状 (主に扁平率) の詳細なデータが出てきました．やはり接近観測は強いです．
arXiv:1603.00821
Nimmo et al. (2016)
Mean radius and shape of Pluto and Charon from New Horizons images
(ニューホライズンズの画像による冥王星とカロンの平均半径と形状)
概要
ニューホライズンズが冥王星に接近している最中の Long-Range Reconnaissance Imager (LORRI) による画像から，冥王星とカロンの平均半径と形状の測定を行った．冥王星の平均半径は 1187.6 ± 1.8 km，カロンの平均半径は 605.4 ± 1.2 km であった (誤差は 2 σ)．
冥王星の平均密度は 1857 ± 6 kg m-3，カロンの平均密度は 1707 ± 17 kg m-3 であった．
カロンの半径は，これまでの地上からの掩蔽観測の結果と整合的なものであった．
また形状に関しては，冥王星もカロンも潮汐による変形や時点による変形の証拠は見つからなかった．扁平率の上限値は，冥王星が 0.6%，カロンが 0.5%だった．
過去の観測との比較
ニューホライズンズの接近観測前は半径などの物理量の不定性が大きく，冥王星は 1169 - 1193 km (Lellouch et al. 2009) もしくは 1164 ± 23 km (Young & Binzel 1994) という値が得られていた．今回得られた値は，これらの推定値の上端の値となっている．従って，冥王星は他のカイパーベルト天体のエリス (Eris, 1163 ± 6 km, Sicardy et al. 2011) よりも大きい．
カロンについては，地上からの掩蔽観測では 606 ± 1.5 km (Person et al. 2006) や 603.6 ± 1.4 km (Sicardy et al. 2006) という値が得られていた．今回の観測値は全て誤差の範囲内で一致する．
Person et al. (2006) では扁平率は 0.006 ± 0.003 と報告しているが，今回の観測では 0.005 という上限値のみが得られた．
また平均密度は，カロンは低いことが判明した．これは全体の組成が冥王星と異なるか，空隙率が大きいからだと考えられる．一般に，小さい天体は空隙率が大きくなる傾向にある．しかしこの効果の定量的な評価はまだ不十分である．カロンの密度が低いことに関しては，岩石成分の割合が低く，炭素質の物質が多いためという可能性 (McKinnon et al. 1997) や，現在の地下海の欠如 (Hussmann et al. 2006) に起因するものであるかもしれない．これらの識別はカロンの形成機構にも制限を与えうる．
ニューホライズンズの観測の解析がどんどん進んでいるようで，ここでは冥王星とカロンの半径と形状 (主に扁平率) の詳細なデータが出てきました．やはり接近観測は強いです．
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