論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1602.04683
Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar (2016)
The orbit of Beta Pic b as a transiting planet
(トランジット惑星としてのがか座ベータ星bの軌道)

概要

1981年に，がか座ベータ星 (β Pictoris, β Pic) は，巨大惑星のトランジットによると思われる速い光度変化を起こした．後にこの恒星の周りには，惑星質量天体のがか座ベータ星b (β Pic b) が直接撮像によって発見された．

2003年，2009 - 2015年の観測から，がか座ベータ星b は投影距離が 6 - 9 AU であり，edge-on の軌道 (軌道面をほぼ真横から見ている状態) にあることが分かっている．観測された惑星の動きは，1981年に内合を起こした (トランジットを起こした) という予想と整合的である．従って，1981年の減光はトランジットによるものである可能性がある．

ここでは，がか座ベータ星b が 1981年の内合時にトランジットを起こしたと仮定し，過去の観測による惑星の位置についての研究を行った．その結果，過去の観測からの制限を満たす 2つの軌道の解を発見した．

1つ目は，軌道周期が 17.97年，軌道離心率 ~ 0.12 の軌道，2つ目は軌道周期が 36.38年，軌道離心率 ~ 0.32 の軌道である．これらの解のどちらであるかは，今後のさらなる直接撮像の観測で判別できると考えられる．

また，次のがか座ベータ星b のトランジットの予測も行い，次のトランジットは2017年か 2018年に起きると予想した．

がか座ベータ星とその惑星

がか座ベータ星は，直接撮像によって円盤が発見された初めての天体である (Auman et al. 1983, Smith & Terrile 1984)．また直接撮像観測によってがか座ベータ星b が発見されている (Lagrange et al. 2009)．

さらに，がか座ベータ星は 1981年 11月に大きな変光を起こしている (Lecavelier des Etangs et al. 1994, 1995)．この変光は，主星から数 AU の位置にいる巨大ガス惑星によるトランジットか (Lecavelier des Etangs et al. 1994, 1995, 1997)，大きな彗星によるものと考えられている (Lamers et al. 1997)．

光度曲線の解析から，Lecavelier des Etangs et al. (1997) では，
(1) 円軌道の場合は軌道周期は 19年未満 (1981年 11月 10日と 11日の観測より)
(2) サイズは 2 - 4木星半径 (減光の入りより)
と推定している．また，U バンドでの観測では短波長側で大きな吸収を示している．これは惑星大気中のダストによる散乱である可能性がある (Lecavelier des Etangs et al. 2008a, b)．

解析結果

軌道の解析

過去の観測データと，MCMC 解析の組み合わせを行った．

軌道離心率が小さいケースでは，軌道周期 17.97年，軌道長半径 8.20 AU，軌道離心率 0.118 という結果を得た．
軌道離心率が大きいケースでは，軌道周期 36.38年，軌道長半径 13.18 AU，軌道離心率 0.323 という結果となった．

低軌道離心率のケースでは，次のトランジットは 2017年7月15日 - 2018年3月1日，高軌道離心率のケースでは2018年1月1日 - 2018年6月30日に発生すると予測される．これはどちらも 2 σ の結果である．
また，カイ二乗検定からは，高軌道離心率のケースのほうが観測結果とよく合う．

系の特徴

もしがか座ベータ星b がトランジットを起こす惑星であった場合，以下の点で非常に特殊な惑星であると言える．

1. 4等星という明るい恒星をトランジットする惑星である．そのため惑星大気について前例のないデータを得ることが出来る可能性がある．

2. トランジット継続時間が数時間と非常に長くなる．そのため惑星の縁部分の大気構造を含む，大気構造の更なる探査が期待される．

3. 周惑星物質を持つ若い惑星である．詳細な観測からは，衛星形成が起きている，または形成直後の，衛星や環を含む惑星周辺環境についての情報を得ることが出来るかもしれない．

4. 8 AU か 13 AU という大きな軌道長半径を持つ惑星である．これは太陽系の巨大惑星に近く，主星から離れた惑星のトランジットという点でも特殊である．現在のトランジット観測はどれも短周期惑星のものであるが，これらの結果とは異なる可能性がある．


今後の観測から，ここで提案した説を確認，もしくは否定する必要がある．
ここで予測した 2つの軌道の解は，観測と解析の時点ではほぼ同一だが，2015年以降は分岐するため，今後の観測から判別することが出来る．

[0回]

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1602.04622
Hebrard et al. (2016)
The SOPHIE search for northern extrasolar planets. X. Detection and characterization of giant planets by the dozen
(北天の系外惑星の SOPHIE による探査 X：ダース単位の巨大惑星の検出と特徴付け)

概要

8つの恒星の視線速度観測を行い，新しい系外惑星を発見した．観測に用いたのは，オート・プロヴァンス天文台の 193 cm 望遠鏡に搭載されている装置 SOPHIE である．

今回観測した恒星は，スペクトル型 F5 - K0 の範囲の恒星であり，等級は 6.7 - 9.6 である．発見された惑星の最小質量は 0.4 - 3.8木星質量，軌道周期は数日から数ヶ月程度である．

HD 143105, HIP 109600, HD 35759, HIP 109384, HD 220842, HD 12484 では，それぞれ 1つの惑星を発見した．そのうち 1つの系は更なる恒星未満の質量の天体を持つ可能性がある．
HIP 65407 では 2つの巨大惑星を検出した．12 : 5 の軌道共鳴のやや外にあり，惑星同士は弱く相互作用をしている．

HD 141399 は，4個の惑星を持っていることが先行観測から知られており，今回の視線速度観測ではそれを追認する結果となった．

各系のパラメータ

HD 143105 系

HD 143105
スペクトル型：F5
等級：6.75
距離：48.7 pc
金属量：[Fe/H] = 0.15
質量：1.51太陽質量
有効温度：6380 K
自転周期：11日

HD 143105b
軌道周期：2.1974日
軌道長半径：0.0379 AU
軌道離心率：< 0.07
最小質量：1.21木星質量

HD 143105b は典型的なホットジュピターである．中心星は，ホットジュピターを持つ主星としては最も明るい部類の恒星である．

HIP 109600 系

HIP 109600
スペクトル型：G5
等級：9.16
距離：58.6 pc
金属量：[Fe/H] = -0.12
質量：0.87太陽質量
有効温度：5530 K
自転周期：42日

HIP 109600b
軌道周期：232.08日
軌道長半径：0.706 AU
軌道離心率：0.163
最小質量：2.68木星質量

HIP 109600b は地球の 1.5倍の日射を受けている．一般にハビタブルゾーンの範囲は，地球の日射量の 0.2 - 1.8倍程度の範囲である (Kopparapu et al. 2013など)．そのためこの惑星に衛星が存在する場合は，ハビタブル衛星となる可能性がある．

巨大ガス惑星を持つ恒星の多くは金属量が多いが，この中心星は金属欠乏星である．

HD 35759 系

HD 35759
スペクトル型：G0
等級：7.74
距離：72.5 pc
金属量：[Fe/H] = 0.04
質量：1.15太陽質量
有効温度：6060 K
自転周期：28日

HD 35759b
軌道周期：82.467日
軌道長半径：0.389 AU
軌道離心率：0.389
最小質量：3.76木星質量

視線速度の残差からは，その他の外側・内側の惑星が存在する証拠は発見されなかった．

HIP 109384 系

HIP 109384
スペクトル型：G5
等級：9.63
距離：56.2 pc
金属量：[Fe/H] = -0.26
質量：0.78太陽質量
有効温度：5180 K
自転周期：43日

HIP 109384b
軌道周期：499.48日
軌道長半径：1.134 AU
軌道離心率：0.549
最小質量：1.56木星質量

この系はこれまで 7年に渡って観測を継続してきた．
HIP 109384b 以外の天体による視線速度の変動と思われるものもあるが，現時点では確認できていない．この惑星の内側に 2 : 1 の軌道共鳴を起こしている天体がある可能性については否定的である．

この惑星が受ける日射は地球が受けている日射の 0.4 - 0.6倍であり，ハビタブルゾーン内である．ハビタブルゾーンの外部領域に相当する．そのため，衛星が存在すると面白い．

HD 220842 系

HD 220842
スペクトル型：F8
等級：7.99
距離：62.5 pc
金属量：[Fe/H] = -0.17
質量：1.13太陽質量
有効温度：5960 K
自転周期：22日

HD 220842b
軌道周期：218.47日
軌道長半径：0.740 AU
軌道離心率：0.404
最小質量：3.18木星質量

HD 220842b の内側に 1 : 2 の軌道共鳴を起こしている天体が存在している可能性については否定的である．しかし，その他の 2体目の天体 (恒星質量もしくは惑星質量) が存在することを示唆する視線速度の変動が存在する．その場合，その天体の軌道離心率は少なくとも ~ 0.5，軌道周期 1100日，質量 2.1木星質量の天体があると考えられる．

この系をすばる望遠鏡の SCExAO で観測した．この系の年齢を考慮した上で遠方天体に制限を付けた．その結果，~ 60 AU で 20木星質量，~ 20 AU で 40木星質量という上限値を与えた (天体の検出は無し)．従って，伴星が存在するのであれば，恒星質量を下回る天体 (褐色矮星や惑星) である．今後の観測で確認出来ると考えられる．

HD 12484 系

HD 12484
スペクトル型：F8
等級：8.17
距離：51.1 pc
金属量：[Fe/H] = 0.05
質量：1.01太陽質量
有効温度：5920 K
自転周期：7日

HD 12484b
軌道周期：58.83日
軌道長半径：0.297 AU
軌道離心率：0.07
最小質量：2.98木星質量

この系における視線速度の残差は分散が非常に大きい (25.2 m s^-1) が，F型星では ~ 20 m s^-1 の分散は起きうる値である (Santos et al. 2000)．従ってこの分散は恒星の活動に起因するものだろうと考えられる．

HIP 65407 系

HIP 65407
スペクトル型：K0
等級：9.42
距離：55.5 pc
金属量：[Fe/H] = 0.25
質量：0.93太陽質量
有効温度：5460 K
自転周期：19日

HIP 65407b
軌道周期：28.125日
軌道長半径：0.177 AU
軌道離心率：0.14
最小質量：0.428木星質量

HIP 65407c
軌道周期：67.30日
軌道長半径：0.316 AU
軌道離心率：0.12
最小質量：0.784木星質量

2つの惑星の軌道周期の比は 2.4 であり，これは 12 : 5 の平均運動共鳴に近い値である．シミュレーションの結果，平均運動共鳴に近い状態ではあるが，共鳴に捕らえられてはいないと考えられる．

HD 141399 系

HD 141399
スペクトル型：K0
等級：7.20
距離：36.2 pc
金属量：[Fe/H] = 0.35
質量：1.07太陽質量
有効温度：5600 K
自転周期：49日

HD 141399b
軌道周期：94.44日
軌道長半径：0.415 AU
軌道離心率：0.04
最小質量：0.451木星質量

HD 141399c
軌道周期：201.99日
軌道長半径：0.689 AU
軌道離心率：0.048
最小質量：1.33木星質量

HD 141399d
軌道周期：1069.8日
軌道長半径：2.09 AU
軌道離心率：0.074
最小質量：1.18木星質量

HD 141399e
軌道周期：~ 5000日
軌道長半径：~ 5.0 AU
軌道離心率：0.26 ± 0.22
最小質量：0.66木星質量

この系は，Voigt et al. (2014) で 4つの惑星の検出が報告されていた．今回の観測ではそれを確認する結果となった．

HD 141399e はあまりよく制限できていないが，安定性解析からは，軌道周期が 3370日，軌道離心率は < 0.1 と考えられる．

観測と解析結果のまとめ

• HD 143105 はホットジュピターを持つ恒星の中では最も明るい部類である．この惑星はトランジットを起こしていないものの，さらなるフォローアップ観測対象として適している．

• HIP 109600b, HD 35759b, HIP 109384b, HD 12484b は，新しく発見された，軌道周期が数ヶ月の単独惑星である．更なる惑星が存在することを示す証拠は得られていない．

• 単独で惑星が存在する系において，2 : 1 の軌道共鳴を起こすその他の惑星が存在する可能性は排除されている．

• HD 220842 は重い巨大惑星を持ち，さらなる準恒星質量天体を持つ可能性がある．確認のためにはさらなる長期間のフォローアップ観測が必要である．

• 巨大ガス惑星 HIP 109600b, HIP 109384b, HD 141399c はハビタブルゾーン内に位置しており，衛星を持っていた場合は興味深い存在である．ただし衛星が存在したとしても現在の技術では検出できないと考えられる．

[0回]

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1602.03895
Buhler et al. (2016)
Dynamical Constraints on the Core Mass of Hot Jupiter HAT-P-13b
(ホットジュピター HAT-P-13b のコア質量の力学的な制約)

概要

HAT-P-13b は，木星質量を持つトランジット惑星である．潮汐散逸と，系内の 2体目の大きな軌道離心率を持つ外側の天体の擾乱の結果として，この惑星は安定で短周期の，やや軌道離心率が大きい軌道を持っている．この特別な軌道配置のため，HAT-P-13b の軌道離心率の大きさは，惑星のラブ数 (Love number) によってある程度決まる．

ラブ数は，惑星内部における質量の中心集中度と関係している量である．従って，惑星の軌道離心率を測定することによって惑星のラブ数の値に制限をかけることができ，これによってコア質量に制限をかけることも出来る．

ここでは，スピッツァー宇宙望遠鏡のInfrared Array Camera を用いた 2 回の二次食 (secondary eclipse) の観測から，軌道離心率を新たに算出した．この結果と視線速度観測を合わせてフィッティングを行い，HAT-P-13b の軌道離心率は 0.00700 ± 0.00100 となった．
また，octupole-order 永年摂動理論を用い，ラブ数は 0.31 (+0.08, -0.05) と求められた．

このラブ数と惑星の構造進化モデルより，68%の信頼度でコア質量は 25地球質量未満であるという制限を与えた．もっともらしい推定値は 11地球質量である．これは，暴走的なガス降着に必要なコア質量と近い値である．

この結果は，ホットジュピターのコア質量に対するこれまでで最も強い制限である．さらに，3.6, 4.5 µm における二次食の深さから，昼側では温度逆転層がある大気モデルと最も良く一致する結果が得られ，また比較的効率的な昼夜間の大気循環が発生していることを示唆している．

研究背景

太陽系内の天体の内部構造に関する研究はこれまでに多数行われてきた (Safronov 1969, Mizuno 1980など)．これを太陽系外惑星に応用した研究も存在する．その例が，系外ガス惑星の内部構造のモデルであり，スーパーネプチューン HATS-7b (Bakos et al. 2015)，ホットサターン HD 149026b (Sato et al. 2005) などに関する研究がある．しかし一般的に，ガス惑星の内部構造を探るのは困難である．

しかし，複数惑星系では，軌道配置は最も内側の惑星のラブ数に依存するとされている (Batygin et al. 2009)．ラブ数 (k₂) は，惑星の外力に対する弾性変形応答と関係した量である．従ってラブ数は，ガス惑星の固体コア質量を含む，内部の情報と関連している (Love 1909, 1911)．


惑星系に 2 つの惑星が存在する時，内側の惑星のラブ数は以下の状況の時に求めることが出来る (Mardling 2007, Batygin et al. 2009)．

(i) 内側の惑星の質量が中心星よりも十分に小さい．
(ii) 内側の惑星の軌道長半径が，外側の惑星の軌道長半径よりも十分に小さい．
(iii) 内側の惑星の軌道離心率が，外側の惑星の軌道離心率よりも十分に小さい．
(iv) 惑星がトランジットを起こしている．
(v) 潮汐による歳差が相対論的効果による歳差よりも大きくなるほど惑星が中心星に近い

現在のところ，HAT-P-13 系は上記の条件を満たす，初めてかつ唯一の系である．

HAT-P-13系について

中心星は 1.3太陽質量，1.8太陽半径である (Southworth et al. 2012)．

HAT-P-13b はトランジット惑星であり，軌道離心率は低い．0.9木星質量，1.5木星半径であり，軌道周期は 2.9日である (Sourhworth et al. 2012)．
また，2つ目の惑星である HAT-P-13c は，視線速度法で発見された天体であり，最小質量が 14.2木星質量，軌道周期 446日，軌道離心率は 0.66 である (Winn et al. 2010)．また，12 - 37 AU の範囲内に，最小質量が 15 - 200木星質量の 3 体目の天体の存在を示唆する視線速度の観測結果もある (Winn et al. 2010, Knutson et al. 2014)．

[0回]

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1602.03331
Schmidt et al. (2016)
Early Mars volcanic sulfur storage in the cryosphere and formation of transient SO2-rich atmospheres during the Hesperian
(初期火星の氷圏への火山性硫黄の蓄積とヘスペリア代における一時的なSO2リッチな大気の形成)

概要

過去の研究 (Chassefière et al. 2013) において，火星の初期大気中に開放された火山起源の硫黄は，CO₂ - SO₂ クラスレートのかたちで氷圏 (cryosphere) に捕獲されている可能性を示した．

最大で ~ 1 bar の SO₂ と同等の大量の硫黄がノアキス代 (Noachian) の氷圏に蓄積されている ．また，後の二酸化炭素分圧の急激な低下により，ヘスペリア代 (Hesperian) に大気中に大量に放出されたと考えられる．これはヘスペリア代の地形に主に見られる硫酸塩鉱床の形成と関連しており，一方でノアキス代の地形には硫酸塩は無いか乏しい．

ここでは，硫黄粒子による小さい冷却効果や，全体的な温暖化効果の可能性について議論を行った．

ここれは，CO₂ - SO₂ クラスレートは，CO₂ クラスレートの先在の蓄積の漸近的な増加を通じて形成されたという事を指摘した．また，SO₂ リッチな氷圏上部のゆっくりとした形成に関係していると思われるプロセスについての議論も行った．

ヘスペリア代における突然の不安定化は，大気に 1000 ppmv もの SO₂ を生成したと考えられる．またその効果は，表面温度を水の融点以上に保ち続けるのに貢献しただろうと考えられる．

[0回]

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1602.03022
Burgasser et al. (2016)
The First Brown Dwarf/Planetary-Mass Object in the 32 Orionis Group
(32 Orionis Group 中における褐色矮星/惑星質量天体の初めての発見)

概要

32 Orionis Group は，太陽から 100 pc の距離にある，若く (~ 24 Myr)，スペクトル型 M3 - B5 の ~20 の恒星がまとまって動いている星団である．この中にある，初めての恒星未満の質量を持つ天体，WISE J052857.69+090104.2 の発見を報告する．

この天体は，過去に M型巨星として報告されていた．これは，近赤外線領域での異常なスペクトルと，測定可能な固有運動の不足が原因である．ここでは過去のデータの再解析と，Megellan/FIRE による新しい中分解能の分光観測より，この天体が若く，近赤外で明るい，表面重力が非常に小さい L1 型の褐色矮星である事が判明した．

スペクトルのモデルから，有効温度は 1880 K であると推定される．表面重力は log g = 3.8 である．これらの結果より，この天体の質量は重水素燃焼の臨界質量に近く，また年齢は 15 -22 Myr と推定され，これは観測と整合的な値である．

天球における位置，天体までの推定距離，固有運動と視線速度，スペクトルの特徴より，この天体は 32 Orionis の一員であると考えられる．また温度と年齢から，推定質量は 14 (+4, -3) 木星質量と推定される．これは褐色矮星と惑星の質量の境界をまたぐ値である．

この天体は，他の L1 型の天体と比較すると，J - W2 でいくぶんか明るいという特徴を示す．しかしこれは小さい表面重力に関連した温度のオフセットによるものだろうと考えられる．従って，大きな赤化の超過 (円盤や低温な伴星が存在した場合に検出され得るもの) は，3 - 5 μm の範囲では得られなかった．

[0回]