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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.02759
Mbarek & Kempton (2016)
Clouds in Super-Earth Atmospheres: Chemical Equilibrium Calculations
(スーパーアース大気中の雲：化学平衡計算)
スーパーアースの大気は多様な全体の組成を持っている．これはコンドライト物質の固体核からの脱ガスによって生成されたと想定されているものである (Schefer & Fegley 2010)．惑星の大気は，強い還元性のものから酸化性のものまで変化しうる．また C/O 比も同様で，太陽組成より小さいものも大きい物もありうる．従って，低質量の惑星に適用できると考えられる範囲の大気組成を考慮した．
この大気中で，温度が 350 - 3000 K の範囲において，550 の気体のギブスの自由エネルギーの最小化から，大気の分子組成を推定した．雲は温度-圧力の境界で生成されると考える．
その結果，凝縮物による雲は，H/O 比と C/O 比の両方に強く依存することが判明した．
典型的なスーパーアースの例である GJ 1214b では，太陽組成の大気の場合は，KCl, ZnS が主要な凝縮物である．これは過去の研究 (Morley et al. 2013, Miller-Ricci Kempton et al. 2012) と整合的な結果である．
しかし酸化的な大気では，K2SO4，ZnO が代わりに主要となる．
また，太陽よりも大きい C/O 比の大気，すなわち炭素豊富な大気の場合は，グラファイト雲が発生する．より高温の惑星においても，雲は岩石種や金属種などの大きな多様性を持つ．
arXiv:1602.02759
Mbarek & Kempton (2016)
Clouds in Super-Earth Atmospheres: Chemical Equilibrium Calculations
(スーパーアース大気中の雲：化学平衡計算)
概要
最近の研究から，スーパーアース大気中の雲の存在が明らかになっている (Kreidberg et al. 2014)．ここでは，化学平衡の仮定のもとで，どの凝縮物が雲を形成しやすいかを決めることによる，スーパーアースの雲形成の理論背景を与えることを目的とする．スーパーアースの大気は多様な全体の組成を持っている．これはコンドライト物質の固体核からの脱ガスによって生成されたと想定されているものである (Schefer & Fegley 2010)．惑星の大気は，強い還元性のものから酸化性のものまで変化しうる．また C/O 比も同様で，太陽組成より小さいものも大きい物もありうる．従って，低質量の惑星に適用できると考えられる範囲の大気組成を考慮した．
この大気中で，温度が 350 - 3000 K の範囲において，550 の気体のギブスの自由エネルギーの最小化から，大気の分子組成を推定した．雲は温度-圧力の境界で生成されると考える．
その結果，凝縮物による雲は，H/O 比と C/O 比の両方に強く依存することが判明した．
典型的なスーパーアースの例である GJ 1214b では，太陽組成の大気の場合は，KCl, ZnS が主要な凝縮物である．これは過去の研究 (Morley et al. 2013, Miller-Ricci Kempton et al. 2012) と整合的な結果である．
しかし酸化的な大気では，K2SO4，ZnO が代わりに主要となる．
また，太陽よりも大きい C/O 比の大気，すなわち炭素豊富な大気の場合は，グラファイト雲が発生する．より高温の惑星においても，雲は岩石種や金属種などの大きな多様性を持つ．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.03088
Parmentier et al. (2016)
A transition in the composition of clouds in hot Jupiters
(ホットジュピターの雲の組成の遷移)
最近の観測では，ホットジュピターのケプラーによる光度曲線の形状は非対称を示すことが分かっており，最も高温な部類のホットジュピターにおいては，二次食 (secondary eclipse) の前に光度曲線がピークを迎える．一方，平衡温度が ~ 1900 K よりも低いものでは，二次食の後に光度曲線のピークを持つ．
3D の global circulation model から得られたホットジュピター大気の熱的な構造を用い，その大気構造から期待される雲の分布と，ケプラーで観測した場合の光度曲線の構造を計算した．その結果，熱放射が支配的な光度曲線から，散乱 (反射) が支配的な光度曲線への変化によって，ピークのずれの変化が自然に説明できることが示された．
比較的低温なホットジュピターにおいては，ケプラーによる光度曲線の非対称形状は雲の組成の明確な兆候となる．これは，各雲種は狭い有効温度の範囲のみでしかずれを作ることが出来ないからである．
珪酸塩 (silicate) の雲は，平衡温度 1600 - 1900 K のホットジュピターの観測結果を再現するが，低温のホットジュピターの光度曲線のピークのずれは説明出来ない．対照的に，硫化マンガン (manganese sulfide) の雲は，平衡温度 1300 - 1700 K でのピークのずれに適合する．
珪酸塩雲と硫化マンガン雲の遷移は，~ 1600 K で起きると示唆される．これは褐色矮星での L/T 遷移と類似している．
光球面よりも下における雲粒子のコールドトラップ (cold trapping) は，このような遷移を自然に生成する．また他の凝縮物によるその他の遷移の存在も予測する．多くのホットジュピター夜側は雲が多いと予測され，これはホットジュピターで観測されている熱放射の欠乏と整合的な結果である．
部分的な雲の分布は，昼側と夜側の縁や昼側において一般的であると考えられる．これは分子の存在度の推定に影響を与える．昼側からの放射は，雲のないホットスポット (最も高温の領域) からの放射が支配的になるだろう．
arXiv:1602.03088
Parmentier et al. (2016)
A transition in the composition of clouds in hot Jupiters
(ホットジュピターの雲の組成の遷移)
概要
ホットジュピター大気内の雲は，広い平衡温度の範囲に渡って大気の透過スペクトルの形状に影響を及ぼすが，その組成はまだ不明である．最近の観測では，ホットジュピターのケプラーによる光度曲線の形状は非対称を示すことが分かっており，最も高温な部類のホットジュピターにおいては，二次食 (secondary eclipse) の前に光度曲線がピークを迎える．一方，平衡温度が ~ 1900 K よりも低いものでは，二次食の後に光度曲線のピークを持つ．
3D の global circulation model から得られたホットジュピター大気の熱的な構造を用い，その大気構造から期待される雲の分布と，ケプラーで観測した場合の光度曲線の構造を計算した．その結果，熱放射が支配的な光度曲線から，散乱 (反射) が支配的な光度曲線への変化によって，ピークのずれの変化が自然に説明できることが示された．
比較的低温なホットジュピターにおいては，ケプラーによる光度曲線の非対称形状は雲の組成の明確な兆候となる．これは，各雲種は狭い有効温度の範囲のみでしかずれを作ることが出来ないからである．
珪酸塩 (silicate) の雲は，平衡温度 1600 - 1900 K のホットジュピターの観測結果を再現するが，低温のホットジュピターの光度曲線のピークのずれは説明出来ない．対照的に，硫化マンガン (manganese sulfide) の雲は，平衡温度 1300 - 1700 K でのピークのずれに適合する．
珪酸塩雲と硫化マンガン雲の遷移は，~ 1600 K で起きると示唆される．これは褐色矮星での L/T 遷移と類似している．
光球面よりも下における雲粒子のコールドトラップ (cold trapping) は，このような遷移を自然に生成する．また他の凝縮物によるその他の遷移の存在も予測する．多くのホットジュピター夜側は雲が多いと予測され，これはホットジュピターで観測されている熱放射の欠乏と整合的な結果である．
部分的な雲の分布は，昼側と夜側の縁や昼側において一般的であると考えられる．これは分子の存在度の推定に影響を与える．昼側からの放射は，雲のないホットスポット (最も高温の領域) からの放射が支配的になるだろう．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.03123
Clark et al. (2016)
Impact detections of temporarily captured natural satellites
(一時的に捕獲された天然衛星の衝突検出)
詳細なモデルによると，NEOs のうち地球に捕獲されるものは，太陽と地球のラグランジュ点 L1, L2 を経由するものが大部分であると予測されている．捕獲された TCOs のうち 1% が地球に衝突する．また，流星物質の 0.1%は TCOs 起源であると考えられている．
これまでに数千もの流星物質の軌道が測定されているが，TCOs 起源の振る舞いをしていると結論付けられたものはまだ存在しない．これは主に，初期の流星物質の速度を十分な精度で測定することの難しさに起因している．
ここでは，2014年 1月 13日の火球の観測結果とその解析について報告する．
European Fireball Network の一環として，チェコ共和国における new generation of all-sky digital camera system による，全天の広範囲の数十年に渡る流星のモニタリング観測が行われており，この観測によって天然の天体の最も低速な大気圏への突入を検出した．
流星物質の大気減速と破壊のモデルから，この流星物質の大気圏突入前の質量は ~ 5 kg，直径は 15 cm，地球との最大相対速度は 11.0 km s-1 と推定される．またスペクトル観測からは，この天体は (人工物ではなく) 天然起源の物体であることが判明した．
この天体の軌道や速度から，92 - 98%の確率で TCOs であり，月との力学的相互作用を起こしていたと考えられる．天体の捕獲期間は観測の不定性があり，48日から 5年以上と推定される．
arXiv:1602.03123
Clark et al. (2016)
Impact detections of temporarily captured natural satellites
(一時的に捕獲された天然衛星の衝突検出)
概要
一時的に捕獲された天体 (Temporarily Captured Orbiters, TCOs) は，太陽中心軌道に戻る前に地球の周りを数周する地球近傍天体 (Near-Earth Objects, NEOs) のことである．このような一時的な地球の衛星は，これまでに 2006 RH120 の一例だけが発見されている．この天体は地球周回軌道を離れるまでに 1年間地球の周りを周回した．詳細なモデルによると，NEOs のうち地球に捕獲されるものは，太陽と地球のラグランジュ点 L1, L2 を経由するものが大部分であると予測されている．捕獲された TCOs のうち 1% が地球に衝突する．また，流星物質の 0.1%は TCOs 起源であると考えられている．
これまでに数千もの流星物質の軌道が測定されているが，TCOs 起源の振る舞いをしていると結論付けられたものはまだ存在しない．これは主に，初期の流星物質の速度を十分な精度で測定することの難しさに起因している．
ここでは，2014年 1月 13日の火球の観測結果とその解析について報告する．
European Fireball Network の一環として，チェコ共和国における new generation of all-sky digital camera system による，全天の広範囲の数十年に渡る流星のモニタリング観測が行われており，この観測によって天然の天体の最も低速な大気圏への突入を検出した．
流星物質の大気減速と破壊のモデルから，この流星物質の大気圏突入前の質量は ~ 5 kg，直径は 15 cm，地球との最大相対速度は 11.0 km s-1 と推定される．またスペクトル観測からは，この天体は (人工物ではなく) 天然起源の物体であることが判明した．
この天体の軌道や速度から，92 - 98%の確率で TCOs であり，月との力学的相互作用を起こしていたと考えられる．天体の捕獲期間は観測の不定性があり，48日から 5年以上と推定される．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1601.07955
Hedman & Nicholson (2016)
The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?
(隠れた密度波からの B環の表面質量密度：見えているよりも少ない？)
土星の衛星との平均運動共鳴によって生成される渦状密度波 (spiral density wave) からは，環の質量密度への制限を付けることが出来る．しかし B環で渦状密度波を検出し定量的に評価するのは難しい．これは，B環のオパシティ (不透明度) が高いことと，細かいスケールの構造が多いことが原因である．
しかし，土星探査機カッシーニの Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) による，みなみじゅうじ座ガンマ星 (γ Crusis) の17回の掩蔽の wavelet-based analysis から，B環内の 5つの密度波を調べることが出来た．
この密度波のうち 2つは，土星の衛星ヤヌス (Janus) との 2:1 平均運動共鳴，同じく衛星のミマス (Mimas) との 5:2 の inner Lindblad resonance によって起こされており，それぞれ土星中心から 96427 km，101311 km の位置に存在する．
(Lindblad resonance = リンドブラッド共鳴)
Multi-wavelet analysis から，ヤヌスとの 2:1 共鳴による波動中に，予想外のパターン速度の変動が検出された．これはヤヌスの軌道の周期的な変動に起因するものと予想される．
他の 3つの密度波は，ヤヌスとの 3:2，エンセラダス (Enceladus) との 3:1，パンドラ (Pandora) との 3:2 の inner Lindblad resonance によるものであり，それぞれ土星の中心から 115959 km，115207 km，108546 km の位置にある．これらは直接見える波ではないが，平均の wavelets から検出することが出来る．
これらの 5つの密度波から，B環の質量密度は 40 - 140 g cm-2 であると推定される．これは光学的深さで言うと ~ 1.5 からほぼ 5 程度である．この値から，B環の合計質量は，ミマスの質量の 1/3 - 2/3 程度であると考えられる．
arXiv:1601.07955
Hedman & Nicholson (2016)
The B-ring's surface mass density from hidden density waves: Less than meets the eye?
(隠れた密度波からの B環の表面質量密度：見えているよりも少ない？)
概要
土星の B環 (Bリング) は，太陽系の中でも最も濃い環である．しかし，合計質量を含む基本的なパラメータはあまり明らかにされていない．土星の衛星との平均運動共鳴によって生成される渦状密度波 (spiral density wave) からは，環の質量密度への制限を付けることが出来る．しかし B環で渦状密度波を検出し定量的に評価するのは難しい．これは，B環のオパシティ (不透明度) が高いことと，細かいスケールの構造が多いことが原因である．
しかし，土星探査機カッシーニの Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) による，みなみじゅうじ座ガンマ星 (γ Crusis) の17回の掩蔽の wavelet-based analysis から，B環内の 5つの密度波を調べることが出来た．
この密度波のうち 2つは，土星の衛星ヤヌス (Janus) との 2:1 平均運動共鳴，同じく衛星のミマス (Mimas) との 5:2 の inner Lindblad resonance によって起こされており，それぞれ土星中心から 96427 km，101311 km の位置に存在する．
(Lindblad resonance = リンドブラッド共鳴)
Multi-wavelet analysis から，ヤヌスとの 2:1 共鳴による波動中に，予想外のパターン速度の変動が検出された．これはヤヌスの軌道の周期的な変動に起因するものと予想される．
他の 3つの密度波は，ヤヌスとの 3:2，エンセラダス (Enceladus) との 3:1，パンドラ (Pandora) との 3:2 の inner Lindblad resonance によるものであり，それぞれ土星の中心から 115959 km，115207 km，108546 km の位置にある．これらは直接見える波ではないが，平均の wavelets から検出することが出来る．
これらの 5つの密度波から，B環の質量密度は 40 - 140 g cm-2 であると推定される．これは光学的深さで言うと ~ 1.5 からほぼ 5 程度である．この値から，B環の合計質量は，ミマスの質量の 1/3 - 2/3 程度であると考えられる．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1602.02513
Masuda & Suto (2016)
Transiting planets as a precision clock to constrain the time variation of the gravitational constant
(重力定数の時間変化を制限するための高精度時計としてのトランジット惑星)
その結果，重力定数 G の時間変動の制限として，2009 - 2013 の間に，ΔG/G ≲ 5 × 10-6，あるいは G の時間変化率が一定 (dG/dt = const.) だとした場合は，(dG/dt) / G ≲ 10-6 yr-1という制限を与えた．
この制限は，先行研究でのその他の観測からの制限に比べると弱い制限であるが，それらの補完となり，また多くの惑星系の長期モニタリング観測から，この結果を改善することが出来る．
有名なものとしてはディラックによる大数仮説 (Large Number Hypothesis) であり，ディラックは重力定数 G が時間の逆数 (t-1) に比例する可能性を指摘した (Dirac 1937)．
重力定数が時間変化しているかを探る観測は実験はこれまでにも行われている．月レーザー測距実験では (dG/dt) / G ≲ 8 × 10-12 yr-1 という制限を得ている (Williams et al. 1996)．また連星パルサー PSR B1913+16 の観測からは，(dG/dt) / G ≲ (4 ± 5) × 10-12 yr-1 という制限を得ている (Kaspi et al. 1994)．
今回得られた制限はこれらの制限よりは弱いものであるが，今後の観測と解析から，結果を改善することが出来ると考えられる．
なお，重力定数が時間変化する場合でも，変化率 (dG/dt) が一定であるとは限らないが，簡単化のため一定としている例が多い．
arXiv:1602.02513
Masuda & Suto (2016)
Transiting planets as a precision clock to constrain the time variation of the gravitational constant
(重力定数の時間変化を制限するための高精度時計としてのトランジット惑星)
概要
系外惑星系のトランジット時刻の精密な分析から，その系の中にある惑星の，その瞬間における軌道周期を算出することが出来る．この系を長期的にモニタリングすることによって，軌道周期の変動に制限を付けることが出来る．この制限から，重力定数 G の時間変化に制限を付けることが出来る．この理論を，ケプラーで観測された 10 の惑星系に適用した．その結果，重力定数 G の時間変動の制限として，2009 - 2013 の間に，ΔG/G ≲ 5 × 10-6，あるいは G の時間変化率が一定 (dG/dt = const.) だとした場合は，(dG/dt) / G ≲ 10-6 yr-1という制限を与えた．
この制限は，先行研究でのその他の観測からの制限に比べると弱い制限であるが，それらの補完となり，また多くの惑星系の長期モニタリング観測から，この結果を改善することが出来る．
重力定数 (万有引力定数) の時間変化について
基礎定数 (fundamental constants) は宇宙論的タイムスケールに渡って本当に定数 (sontrant) なのか？という疑問は，物理学と宇宙論において長く考えられている問題であり，様々な文脈において議論され続けてきた．有名なものとしてはディラックによる大数仮説 (Large Number Hypothesis) であり，ディラックは重力定数 G が時間の逆数 (t-1) に比例する可能性を指摘した (Dirac 1937)．
重力定数が時間変化しているかを探る観測は実験はこれまでにも行われている．月レーザー測距実験では (dG/dt) / G ≲ 8 × 10-12 yr-1 という制限を得ている (Williams et al. 1996)．また連星パルサー PSR B1913+16 の観測からは，(dG/dt) / G ≲ (4 ± 5) × 10-12 yr-1 という制限を得ている (Kaspi et al. 1994)．
今回得られた制限はこれらの制限よりは弱いものであるが，今後の観測と解析から，結果を改善することが出来ると考えられる．
なお，重力定数が時間変化する場合でも，変化率 (dG/dt) が一定であるとは限らないが，簡単化のため一定としている例が多い．
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