×
[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:1511.09443
Line & Parmentier (2015)
The Influence of Non-Uniform Cloud Cover on Transit Transmission Spectra
(非一様な雲がトランジット透過スペクトルに与える影響)
今回の研究の主要な結果としては、部分的な雲が存在する大気は、高金属量の大気をよく模倣し、逆もまた然りである。これは一定の波長域で見られ、特にハッブル宇宙望遠鏡の Wide Field Camera 3 (WFC3)のバンドパス 1.1 - 1.7 μmで顕著である。また、まばらな雲の存在は、全球的に一様な雲の覆いが存在する場合とは異なる特徴を示すことが分かった。
また、非一様な雲のさらなる縮退についても調査を行った。まばらな雲の覆いを持つ太陽組成大気のホットジュピターと、雲無しの高平均分子量大気の暖かい海王星型惑星については、どちらも雲無しの高平均分子量大気と部分的な雲の存在によってよく説明出来てしまうことが分かった。
また、ハッブル宇宙望遠鏡の WFC3で良くスペクトル観測がされている、ホットジュピター HD 189733bと、暖かい海王星型惑星 HAT-P-11bは、部分的な雲と太陽組成大気の組み合わせで説明可能である。これらの惑星について、高平均分子量の大気や、鉛直方向に一様なヘイズの存在を考える必要はない。高平均分子量大気と、部分的に雲の覆いがある大気の違いは、大気中の分子のレイリー散乱の観測の違いから区別することが可能である。
また、惑星の縁に存在する部分的な雲の存在は、光度曲線の入りと出現の ~ 100 ppmの残差として現れる事が分かった。
arXiv:1511.09443
Line & Parmentier (2015)
The Influence of Non-Uniform Cloud Cover on Transit Transmission Spectra
(非一様な雲がトランジット透過スペクトルに与える影響)
概要
惑星を非一様に覆う雲が、トランジット透過スペクトルに与える影響をモデル化した。大気中のまばらな雲は、ほとんどどの太陽系の大気や褐色矮星、トランジットする系外惑星に存在する。今回の研究の主要な結果としては、部分的な雲が存在する大気は、高金属量の大気をよく模倣し、逆もまた然りである。これは一定の波長域で見られ、特にハッブル宇宙望遠鏡の Wide Field Camera 3 (WFC3)のバンドパス 1.1 - 1.7 μmで顕著である。また、まばらな雲の存在は、全球的に一様な雲の覆いが存在する場合とは異なる特徴を示すことが分かった。
また、非一様な雲のさらなる縮退についても調査を行った。まばらな雲の覆いを持つ太陽組成大気のホットジュピターと、雲無しの高平均分子量大気の暖かい海王星型惑星については、どちらも雲無しの高平均分子量大気と部分的な雲の存在によってよく説明出来てしまうことが分かった。
また、ハッブル宇宙望遠鏡の WFC3で良くスペクトル観測がされている、ホットジュピター HD 189733bと、暖かい海王星型惑星 HAT-P-11bは、部分的な雲と太陽組成大気の組み合わせで説明可能である。これらの惑星について、高平均分子量の大気や、鉛直方向に一様なヘイズの存在を考える必要はない。高平均分子量大気と、部分的に雲の覆いがある大気の違いは、大気中の分子のレイリー散乱の観測の違いから区別することが可能である。
また、惑星の縁に存在する部分的な雲の存在は、光度曲線の入りと出現の ~ 100 ppmの残差として現れる事が分かった。
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.09472
Spalding et al. (2015)
Resonant Removal of Exomoons During Planetary Migration
(惑星移動中の系外衛星の共鳴による除去)
ここでは、衛星を持つ惑星が内側へ軌道移動する時には、衛星は力学的な相互作用、いわゆる出差共鳴 (evection resonance)によって破壊される事を示す。この共鳴では、軌道移動をしている惑星の衛星軌道の軌道離心率は、衛星が惑星に衝突するまで上昇し続ける。
~ 10惑星半径以内の範囲を公転する衛星はこの影響を受けやすい。ただしその影響の大きさは、惑星質量、扁平率、"inter-lunar perturbation" にも依存する。例として、1 AU付近にいる木星型惑星の場合は、~ 5 AU以遠で形成されて内側へ移動してきたのであれば、移動の過程で衛星を失う。
これらの結果より、系外衛星の個数の調査は、まだ信頼できる観測的な証拠が発見されていない惑星の内向きの軌道移動についての情報を与えてくれる可能性がある。
「出差共鳴 (evection resonance)」という耳慣れない名前の共鳴が…
出差というのは、太陽の影響で月の軌道が (より正確には衛星の軌道が)歪むことを指すようです。
近地点と遠地点は平等にならない - 国立天文台 暦計算室
arXiv:1511.09472
Spalding et al. (2015)
Resonant Removal of Exomoons During Planetary Migration
(惑星移動中の系外衛星の共鳴による除去)
概要
木星や土星は非常に多くの衛星を持っており、太陽系外のガス惑星にも同様の衛星系が存在することが期待される。また系外ガス惑星の中には数 AUの軌道長半径を持つものも多くあり、そのような惑星の持つ衛星の幾つかは、液体の水を表面に持っている可能性もある。しかしガス惑星は原始惑星系円盤内で内側に軌道移動を経験する。そのため、現在主星のハビタブルゾーン内を占めているガス惑星は、外側で形成されて内側へやってきたものだろうと考えられる。ここでは、衛星を持つ惑星が内側へ軌道移動する時には、衛星は力学的な相互作用、いわゆる出差共鳴 (evection resonance)によって破壊される事を示す。この共鳴では、軌道移動をしている惑星の衛星軌道の軌道離心率は、衛星が惑星に衝突するまで上昇し続ける。
~ 10惑星半径以内の範囲を公転する衛星はこの影響を受けやすい。ただしその影響の大きさは、惑星質量、扁平率、"inter-lunar perturbation" にも依存する。例として、1 AU付近にいる木星型惑星の場合は、~ 5 AU以遠で形成されて内側へ移動してきたのであれば、移動の過程で衛星を失う。
これらの結果より、系外衛星の個数の調査は、まだ信頼できる観測的な証拠が発見されていない惑星の内向きの軌道移動についての情報を与えてくれる可能性がある。
「出差共鳴 (evection resonance)」という耳慣れない名前の共鳴が…
出差というのは、太陽の影響で月の軌道が (より正確には衛星の軌道が)歪むことを指すようです。
近地点と遠地点は平等にならない - 国立天文台 暦計算室
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.08397
Bouchy et al. (2015)
The SOPHIE search for northern extrasolar planets VIII. Follow-up of ELODIE candidates: long-period brown-dwarf companions
(SOPHIEによる北天の系外惑星探査 VIII ELODIEによる候補の追観測：長周期褐色矮星天体)
質量の上限は、ヒッパルコス衛星によるアストロメトリデータと、PUEOによる高分解能の撮像観測などから与えている。
今回の発見によって、軌道周期が 10年を超える褐色矮星質量の伴星の数は倍増した。また軌道間隔が大きくなると存在頻度が高くなるという傾向を補強する結果であった。
今回発見された褐色矮星は、天球面上での間隔は 100 mas以上であったため、これらの褐色矮星候補天体は、高コントラスト、高角度分解能の撮像観測の良い対象となり得る。
有効温度：5845 K
金属量：[Fe/H] = -0.06
年齢：6.7 Gyr
等級：V = 8.13
スペクトル型：F8V
距離：52.3 pc
軌道長半径：10.18 AU
軌道離心率：e = 0.568
最小質量：83.4木星質量
質量の上限値：0.4太陽質量
最小質量から、低質量の恒星である可能性が高い。
有効温度：6237 K
金属量：[Fe/H] = 0.28
年齢：2.2 Gyr
等級：V = 7.2
スペクトル型：F5V
距離：56.6 pc
軌道長半径：5.95 AU
軌道離心率：e = 0.455
最小質量：48.9木星質量
質量の上限値：0.35太陽質量
有効温度：5656 K
金属量：[Fe/H] = -0.27
年齢：11.4 Gyr
等級：V = 6.64
スペクトル型：G4V
距離：24.2 pc
307 AU離れた位置に、等級 V = 12.5の M型矮星の伴星を持つ (Dommanget & Nys 2002)。また同じ固有運動を持つ伴星と思われる、M2V型星を 6340 AU離れた位置に持つ (Raghavan et al. 2010)。
軌道長半径：22.2 AU
軌道離心率：e = 0.943
最小質量：35.2木星質量
質量の上限値：0.13太陽質量
観測期間は軌道周期の 17%程度しかカバーできていないが、極めて大きな軌道離心率を持つためケプラー軌道へのフィットで精度良く軌道が制限できている。
有効温度：5686 K
金属量：[Fe/H] = 0.11
年齢：2.0 Gyr
等級：V = 7.25
スペクトル型：G5
距離：26.2 pc
同じ固有運動を持つ伴星 HD 72945 (GJ 310.1A)が、230 AUの位置にある (Duquennoy & Mayor 1991)。この伴星は分光連星であり、周期は 14.3日、連星の主星はF8Vである。また、93 arcsec離れた位置にあるV = 10.7の恒星と、117 arcsec離れた位置にある V = 12の恒星との多重連星系でもある (Dommanget & Nys 2002)。
軌道長半径：6.37 AU
軌道離心率：e = 0.495
最小質量：60.4木星質量
質量の上限値：0.2太陽質量
有効温度：5815 K
金属量：[Fe/H] = 0.10
年齢：4.7 Gyr
等級：V = 8.0
スペクトル型：G
距離：49.7 pc
78.3 arcsec離れた位置にある V = 9.8の恒星 BD+044788Bとの連星系であり (Dommanget & Nys 2002)、さらに 22.4 arcsec離れた位置にある V = 12.4の天体との三重連星系である可能性もある。
軌道長半径：6.16 AU
軌道離心率：e = 0.347
最小質量：32.3木星質量
質量の上限値：0.4太陽質量
arXiv:1511.08397
Bouchy et al. (2015)
The SOPHIE search for northern extrasolar planets VIII. Follow-up of ELODIE candidates: long-period brown-dwarf companions
(SOPHIEによる北天の系外惑星探査 VIII ELODIEによる候補の追観測：長周期褐色矮星天体)
概要
ELODIEで始まり、後に SOPHIE spectrographに拡張された、太陽型星の 20年に渡る視線速度観測では、軌道周期が 10年を超えるような巨大ガス惑星や褐色矮星を発見した。ここでは、太陽型星の周りを 10年を超える軌道周期で公転する、最小質量が 32 - 83木星質量である 5つの褐色矮星の発見を報告する。質量の上限は、ヒッパルコス衛星によるアストロメトリデータと、PUEOによる高分解能の撮像観測などから与えている。
今回の発見によって、軌道周期が 10年を超える褐色矮星質量の伴星の数は倍増した。また軌道間隔が大きくなると存在頻度が高くなるという傾向を補強する結果であった。
今回発見された褐色矮星は、天球面上での間隔は 100 mas以上であったため、これらの褐色矮星候補天体は、高コントラスト、高角度分解能の撮像観測の良い対象となり得る。
発見された褐色矮星候補天体
HD 10844系
主星 (HD 10844)
質量：0.98太陽質量有効温度：5845 K
金属量：[Fe/H] = -0.06
年齢：6.7 Gyr
等級：V = 8.13
スペクトル型：F8V
距離：52.3 pc
褐色矮星候補天体
軌道周期：31.6年軌道長半径：10.18 AU
軌道離心率：e = 0.568
最小質量：83.4木星質量
質量の上限値：0.4太陽質量
最小質量から、低質量の恒星である可能性が高い。
HD 14348系
主星 (HD 14348)
質量：1.20太陽質量有効温度：6237 K
金属量：[Fe/H] = 0.28
年齢：2.2 Gyr
等級：V = 7.2
スペクトル型：F5V
距離：56.6 pc
褐色矮星候補天体
軌道周期：12.987年軌道長半径：5.95 AU
軌道離心率：e = 0.455
最小質量：48.9木星質量
質量の上限値：0.35太陽質量
HD 18757系
主星 (HD 18757)
質量：0.88太陽質量有効温度：5656 K
金属量：[Fe/H] = -0.27
年齢：11.4 Gyr
等級：V = 6.64
スペクトル型：G4V
距離：24.2 pc
307 AU離れた位置に、等級 V = 12.5の M型矮星の伴星を持つ (Dommanget & Nys 2002)。また同じ固有運動を持つ伴星と思われる、M2V型星を 6340 AU離れた位置に持つ (Raghavan et al. 2010)。
褐色矮星候補天体
軌道周期：109年軌道長半径：22.2 AU
軌道離心率：e = 0.943
最小質量：35.2木星質量
質量の上限値：0.13太陽質量
観測期間は軌道周期の 17%程度しかカバーできていないが、極めて大きな軌道離心率を持つためケプラー軌道へのフィットで精度良く軌道が制限できている。
HD 72946系
主星 (HD 72946, GJ 310.1B)
質量：0.96太陽質量有効温度：5686 K
金属量：[Fe/H] = 0.11
年齢：2.0 Gyr
等級：V = 7.25
スペクトル型：G5
距離：26.2 pc
同じ固有運動を持つ伴星 HD 72945 (GJ 310.1A)が、230 AUの位置にある (Duquennoy & Mayor 1991)。この伴星は分光連星であり、周期は 14.3日、連星の主星はF8Vである。また、93 arcsec離れた位置にあるV = 10.7の恒星と、117 arcsec離れた位置にある V = 12の恒星との多重連星系でもある (Dommanget & Nys 2002)。
褐色矮星候補天体
軌道周期：15.93年軌道長半径：6.37 AU
軌道離心率：e = 0.495
最小質量：60.4木星質量
質量の上限値：0.2太陽質量
HD 209262系
主星 (HD 209363)
質量：1.02太陽質量有効温度：5815 K
金属量：[Fe/H] = 0.10
年齢：4.7 Gyr
等級：V = 8.0
スペクトル型：G
距離：49.7 pc
78.3 arcsec離れた位置にある V = 9.8の恒星 BD+044788Bとの連星系であり (Dommanget & Nys 2002)、さらに 22.4 arcsec離れた位置にある V = 12.4の天体との三重連星系である可能性もある。
褐色矮星候補天体
軌道周期：14.88年軌道長半径：6.16 AU
軌道離心率：e = 0.347
最小質量：32.3木星質量
質量の上限値：0.4太陽質量
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.08226
Stevenson et al. (2015)
Evidence for Water in the Atmosphere of HAT-P-26b Using LDSS-3C
(LDSS-3CによるHAT-P-26bの大気中における水の証拠)
ここでは、Magellanの LDSS-3Cと、スピッツァー宇宙望遠鏡のデータから、海王星質量の惑星 HAT-P-26bの透過スペクトル中に水の存在の証拠を発見したことを報告する。また、驚くべきことに、カリウムの痕跡は見られなかった。
このスペクトルの特徴は、
・高金属量、雲無しの大気
・太陽組成 (低金属量)、~ 10 mbarに雲層が存在する大気
のどちらかで説明することが出来る。
観測で得られたデータ中の強いスペクトルの特徴は、今後の高精度での観測によって大気組成の縮退を解くことが出来るだろうという事を示唆する。また観測を元に、HAT-P-26bの軌道のデータのアップデートを行った。
2011年に LDSSが導入された。その後数度のアップグレードを経て、現在の LDSS-3Cに至っている。
この LDSS-3Cによる観測に加え、スピッツァー宇宙望遠鏡での観測データも合わせて解析を行った。
(※log(g)は、cgs単位系 (cm s-2での数値の常用対数を取ったもの))
スピッツァー宇宙望遠鏡との組み合わせにより、太陽組成大気で雲が無いというシナリオは排除された。これは、このモデルの場合は強いスペクトルの特徴が見られるはずだからである。しかし前述の、高金属量で雲が無い大気と、太陽組成で雲が存在する大気の区別をすることは出来なかった。
HAT-P-26bが太陽系惑星の質量-金属量関係性 (Kreidberg et al. 2014)に従うのであれば、この惑星の質量は 0.0586木星質量であるため、予想される金属量は太陽組成の金属量の 60 - 100倍である。この場合は、高金属量で雲が無いというシナリオは整合的であると考えられる。
Line et al. (2013)によると、HAT-P-12bのハッブル宇宙望遠鏡によるトランジット分光観測では、1.1 - 1.7 μmで水の存在を検出できなかった。また、Mallonn et al. (2015)では、OSIRIS spectrographを用いて HAT-P-19bを観測し、562 - 767 nmではフラットな特徴を持つモデルと整合的であると示した。しかしこの波長域には水の吸収は含まれておらず、また精度の問題から圧力で広がった形状を持つナトリウムのラインの存在の排除は出来ていない。
現状では、HAT-P-26bの観測結果を補強するような類似の検出例は存在しないが、しかし否定するような強い根拠を持った先例も存在しない。
海王星質量の系外惑星大気から水を検出！という報告です。
arXiv:1511.08226
Stevenson et al. (2015)
Evidence for Water in the Atmosphere of HAT-P-26b Using LDSS-3C
(LDSS-3CによるHAT-P-26bの大気中における水の証拠)
概要
トランジットする系外惑星の物理的に多様な集まりの特徴付けをすることは、惑星を覆っている雲・ヘイズの生成に関する物理的特性の解明のための重要で必要なステップである。分光学的な特徴を持つ惑星によって、大気の化学た金属量についての理解を深めることが出来る。ここでは、Magellanの LDSS-3Cと、スピッツァー宇宙望遠鏡のデータから、海王星質量の惑星 HAT-P-26bの透過スペクトル中に水の存在の証拠を発見したことを報告する。また、驚くべきことに、カリウムの痕跡は見られなかった。
このスペクトルの特徴は、
・高金属量、雲無しの大気
・太陽組成 (低金属量)、~ 10 mbarに雲層が存在する大気
のどちらかで説明することが出来る。
観測で得られたデータ中の強いスペクトルの特徴は、今後の高精度での観測によって大気組成の縮退を解くことが出来るだろうという事を示唆する。また観測を元に、HAT-P-26bの軌道のデータのアップデートを行った。
観測
観測に用いたのは、Low Dispersion Survey Spectrograph (LDSS)である。チリの Las Campanas Observatoryの、6.5 m Magellan II望遠鏡に搭載されている。主に可視光領域を観測する装置である。2011年に LDSSが導入された。その後数度のアップグレードを経て、現在の LDSS-3Cに至っている。
この LDSS-3Cによる観測に加え、スピッツァー宇宙望遠鏡での観測データも合わせて解析を行った。
HAT-P-26bの大気について
観測からの制限
HAT-P-26bは、K1型星の周りを軌道周期 4.23日で公転する、膨張した半径を持つ海王星質量の惑星である (Hartmann et al. 2011)。表面重力は小さく、log(g) = 2.66 dex、g = 4.55 m s-2である。また平衡温度は 990 Kである。(※log(g)は、cgs単位系 (cm s-2での数値の常用対数を取ったもの))
スピッツァー宇宙望遠鏡との組み合わせにより、太陽組成大気で雲が無いというシナリオは排除された。これは、このモデルの場合は強いスペクトルの特徴が見られるはずだからである。しかし前述の、高金属量で雲が無い大気と、太陽組成で雲が存在する大気の区別をすることは出来なかった。
HAT-P-26bが太陽系惑星の質量-金属量関係性 (Kreidberg et al. 2014)に従うのであれば、この惑星の質量は 0.0586木星質量であるため、予想される金属量は太陽組成の金属量の 60 - 100倍である。この場合は、高金属量で雲が無いというシナリオは整合的であると考えられる。
類似の系外惑星との比較
他の同程度のパラメータを持つ系外惑星との比較を行う。例えば、HAT-P-12b (平衡温度 960 K、log(g) = 2.75 dex)と、HAT-P-19b (1010 K、2.75 dex)が条件が近い惑星である。Line et al. (2013)によると、HAT-P-12bのハッブル宇宙望遠鏡によるトランジット分光観測では、1.1 - 1.7 μmで水の存在を検出できなかった。また、Mallonn et al. (2015)では、OSIRIS spectrographを用いて HAT-P-19bを観測し、562 - 767 nmではフラットな特徴を持つモデルと整合的であると示した。しかしこの波長域には水の吸収は含まれておらず、また精度の問題から圧力で広がった形状を持つナトリウムのラインの存在の排除は出来ていない。
現状では、HAT-P-26bの観測結果を補強するような類似の検出例は存在しないが、しかし否定するような強い根拠を持った先例も存在しない。
海王星質量の系外惑星大気から水を検出！という報告です。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.08360
de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2015)
From horseshoe to quasi-satellite and back again: the curious dynamics of Earth co-orbital asteroid 2015 SO2
(馬蹄形軌道と準衛星軌道との行き来：地球と同じ軌道を公転する小惑星 2015 SO2の興味深い力学)
小惑星 2015 SO2は、現在は地球とほぼ同じ軌道を公転しており、このような天体はこれが 9例目である。地球との 1:1平均運動共鳴 (mean motion resonance, MMR)の内側に入る他に、この天体は近日点引数 (argument of periherion)が 270°で秤動 (libration)する古在共鳴に入っている。
2015 SO2は、他の地球近傍小惑星とは異なり、地球と同じ軌道の領域の付近に、数十万年の間留まることが出来る。
初めての co-orbital asteroid の発見から 20年近くが経過するが、そのような小惑星の発見は非常に少数に留まっている。これまでに発見されているものは、
・トロヤ群天体 (1つ)
2010 TK7 (Connors et al. 2011)
・準衛星 (4つ)
164297 (2004 GU9) (Connors et al. 2004, Mikkola et al. 2006, Wajer 2010)
277810 (2006 FV35 (Wiegert et al. 2008, Wajer 2010)
2013 LX28 (Connors et al. 2014)
2014 OL339 (de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos 2014)
・馬蹄型軌道の小惑星 (8つ)
3753 (Wiegert et al. 1997, 1998)
85770 (1998 UP1)
54509 YORP (2000 PH5) (Wiegert et al. 2002, Margot & Nicholson 2003)
2001 GO2 (Wiegert et al. 2002, Margot & Nicholson 2003, Brasser et al. 2004)
2002 AA29 (Connors et al. 2002, Brasser et al. 2004)
2003 YN107 (Brasser et al. 2004, Connors et al. 2004)
2010 SO16 (Christou & Asher 2011)
2013 BS45 (de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos 2013)
がある。
2015 SO2は、馬蹄型軌道の小惑星であり、上記の 9番目のメンバーということになる。
軌道長半径：1.00079 AU
軌道離心率；0.10758
軌道傾斜角：9.198°
近日点：0.89312 AU
遠日点：1.10845 AU
絶対等級：H = 23.9 (※H は太陽系天体の絶対等級)
さらにその後再び馬蹄型軌道に戻ることも示された。
軌道の解析と数値シミュレーションの主要な結果としては、
・2015 SO2は、現在は高確率で (99.9%以上)地球に対して馬蹄型軌道をとる小惑星であり、そのような小惑星はこれが 9番目の発見である。
・2015 SO2は、馬蹄型軌道と準衛星軌道の双方を行き来する特異な軌道を持っている。
・2015 SO2は古在共鳴に入っており、近日点引数は -90°もしくは 270°の周囲を振動する。
・小惑星 2015 SO2は地球 - 月系に起源を持つ可能性があり、またこれまでに発見された馬蹄型軌道を振動する小惑星の中では最も安定である。
小惑星にも様々な軌道があり、中には地球とほぼ同じ軌道で公転しているものも存在します。その中には地球と1:1の軌道共鳴をしているものもあります。
地球と同じ軌道を回る小惑星 (co-orbital asteroid)にはその軌道の特性から複数の種類があり、太陽・地球と正三角形を成す地球の軌道上 (ラグランジュ点の L4, L5に対応)に存在する、トロヤ群小惑星 (Trojan asteroid)、地球の付近を地球とほぼ同じ軌道で公転しているため、まるで約1年周期地球を公転しているように見える準衛星 (quasi-satellite)、そして地球と同じ軌道上を、地球との位置関係を変えながら公転している馬蹄型軌道 (horseshoe orbit)をとるものがあります。
準衛星は、地球から見るとあたかも地球の周りを回っているように見える天体であり、実際には地球の重力圏にとらわれているわけではありません。地球からの動きがあたかも衛星のような振る舞いをするため、「準衛星」と呼ばれています。似ていますが「準惑星」などとは異なる概念なので注意が必要です。
馬蹄型軌道の小惑星も、太陽基準の公転運動を見るとほぼ 1年周期で公転をしている天体です。しかし、地球に後方から接近し、ある程度まで接近した後は軌道がやや変えられて地球よりも遅くなるため地球に離されていき、今度は地球に追いつかれて接近し、ある程度まで接近した後は再び軌道がやや変えられて地球を引き離し、いずれまた後方から接近する…という繰り返しを行っています。
この運動が、地球の公転座標系からみると馬蹄型の軌道を描いて動いているように見えるため、馬蹄型軌道と呼ばれています。
今回軌道の性質が明らかにされた小惑星 2015 SO2は、現在は馬蹄型軌道にいるものの、いずれ準衛星の軌道に変化し、その後再び馬蹄型軌道に戻る、という 2つの状態を行き来する特異な性質をもつ小惑星である事が分かった、とのことです。
arXiv:1511.08360
de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos (2015)
From horseshoe to quasi-satellite and back again: the curious dynamics of Earth co-orbital asteroid 2015 SO2
(馬蹄形軌道と準衛星軌道との行き来：地球と同じ軌道を公転する小惑星 2015 SO2の興味深い力学)
概要
地球とほぼ同じ軌道で太陽の周りを公転し、馬蹄形軌道 (horseshoe orbit)をとる天体は、実用的な面でも興味深い対象である。地球からのアクセスが比較的容易であるため、サンプルリターンミッションの行き先としても適している。このような小惑星は、"co-orbital asteroid"と呼ばれる。ここでは、地球近傍小惑星 (Near Earth Asteroid, NEA)の一つである 2015 SO2は、回帰性の馬蹄形軌道と準衛星 (quasi-satellite)を行き来する軌道を持つ事を明らかにする。小惑星 2015 SO2は、現在は地球とほぼ同じ軌道を公転しており、このような天体はこれが 9例目である。地球との 1:1平均運動共鳴 (mean motion resonance, MMR)の内側に入る他に、この天体は近日点引数 (argument of periherion)が 270°で秤動 (libration)する古在共鳴に入っている。
2015 SO2は、他の地球近傍小惑星とは異なり、地球と同じ軌道の領域の付近に、数十万年の間留まることが出来る。
これまでの co-orbital asteroid
馬蹄形軌道で長期にわたって安定な小惑星の存在は、 Hollabaugh & Everhart (1973)によって予測されていた。しかし、Wiegert et al. (1997)によって、3753 Cruithne (1986 TO, 日本語表記は "クルースン" が有名)がそのような天体だと判明するまでは、発見例は存在しなかった。初めての co-orbital asteroid の発見から 20年近くが経過するが、そのような小惑星の発見は非常に少数に留まっている。これまでに発見されているものは、
・トロヤ群天体 (1つ)
2010 TK7 (Connors et al. 2011)
・準衛星 (4つ)
164297 (2004 GU9) (Connors et al. 2004, Mikkola et al. 2006, Wajer 2010)
277810 (2006 FV35 (Wiegert et al. 2008, Wajer 2010)
2013 LX28 (Connors et al. 2014)
2014 OL339 (de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos 2014)
・馬蹄型軌道の小惑星 (8つ)
3753 (Wiegert et al. 1997, 1998)
85770 (1998 UP1)
54509 YORP (2000 PH5) (Wiegert et al. 2002, Margot & Nicholson 2003)
2001 GO2 (Wiegert et al. 2002, Margot & Nicholson 2003, Brasser et al. 2004)
2002 AA29 (Connors et al. 2002, Brasser et al. 2004)
2003 YN107 (Brasser et al. 2004, Connors et al. 2004)
2010 SO16 (Christou & Asher 2011)
2013 BS45 (de la Fuente Marcos & de la Fuente Marcos 2013)
がある。
2015 SO2は、馬蹄型軌道の小惑星であり、上記の 9番目のメンバーということになる。
基本パラメータ
2015 SO2のパラメータは以下のとおりである。軌道長半径：1.00079 AU
軌道離心率；0.10758
軌道傾斜角：9.198°
近日点：0.89312 AU
遠日点：1.10845 AU
絶対等級：H = 23.9 (※H は太陽系天体の絶対等級)
2015 SO2の軌道進化
N体シミュレーションの結果、この小惑星 2015 SO2は興味深い軌道をとることが分かった。現在は地球とほぼ同じ軌道で太陽を公転する馬蹄型軌道に入っているが、いずれ準衛星と呼ばれる軌道へと変化することが分かった。さらにその後再び馬蹄型軌道に戻ることも示された。
軌道の解析と数値シミュレーションの主要な結果としては、
・2015 SO2は、現在は高確率で (99.9%以上)地球に対して馬蹄型軌道をとる小惑星であり、そのような小惑星はこれが 9番目の発見である。
・2015 SO2は、馬蹄型軌道と準衛星軌道の双方を行き来する特異な軌道を持っている。
・2015 SO2は古在共鳴に入っており、近日点引数は -90°もしくは 270°の周囲を振動する。
・小惑星 2015 SO2は地球 - 月系に起源を持つ可能性があり、またこれまでに発見された馬蹄型軌道を振動する小惑星の中では最も安定である。
小惑星にも様々な軌道があり、中には地球とほぼ同じ軌道で公転しているものも存在します。その中には地球と1:1の軌道共鳴をしているものもあります。
地球と同じ軌道を回る小惑星 (co-orbital asteroid)にはその軌道の特性から複数の種類があり、太陽・地球と正三角形を成す地球の軌道上 (ラグランジュ点の L4, L5に対応)に存在する、トロヤ群小惑星 (Trojan asteroid)、地球の付近を地球とほぼ同じ軌道で公転しているため、まるで約1年周期地球を公転しているように見える準衛星 (quasi-satellite)、そして地球と同じ軌道上を、地球との位置関係を変えながら公転している馬蹄型軌道 (horseshoe orbit)をとるものがあります。
準衛星は、地球から見るとあたかも地球の周りを回っているように見える天体であり、実際には地球の重力圏にとらわれているわけではありません。地球からの動きがあたかも衛星のような振る舞いをするため、「準衛星」と呼ばれています。似ていますが「準惑星」などとは異なる概念なので注意が必要です。
馬蹄型軌道の小惑星も、太陽基準の公転運動を見るとほぼ 1年周期で公転をしている天体です。しかし、地球に後方から接近し、ある程度まで接近した後は軌道がやや変えられて地球よりも遅くなるため地球に離されていき、今度は地球に追いつかれて接近し、ある程度まで接近した後は再び軌道がやや変えられて地球を引き離し、いずれまた後方から接近する…という繰り返しを行っています。
この運動が、地球の公転座標系からみると馬蹄型の軌道を描いて動いているように見えるため、馬蹄型軌道と呼ばれています。
今回軌道の性質が明らかにされた小惑星 2015 SO2は、現在は馬蹄型軌道にいるものの、いずれ準衛星の軌道に変化し、その後再び馬蹄型軌道に戻る、という 2つの状態を行き来する特異な性質をもつ小惑星である事が分かった、とのことです。
[0回]
