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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.06556
Morbidelli et al. (2015)
Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk
(太陽系の原始惑星系円盤におけるスノーラインの化石化)
ここでは、円盤の内側が十分に低温になったとしても、水への直接の凝結は発生しないという事を示す。これは、スノーライン (snow line, 雪線、凍結線、など)は太陽に向かって移動するが、移動はガス自体よりはゆっくりと動くことが原因である。従って、スノーライン付近のガスは常に外側から運ばれてくる。遠方では低温のため既に凝結しており、そのため内側へやってくるガスは乾燥している。スノーラインの移動によってスノーラインに掃かれた領域内での氷微粒子は、円盤外側からの氷微粒子の動径方向の移動によってのみ供給される。
しかし、もし円盤中に 20地球質量より大きい惑星が存在した場合、粒子の動径方向の移動は阻害される。これは、そのような惑星はその軌道のすぐ外側の地点では円盤をケプラー回転よりも速い回転速度にするからである。
これらの結果から、過去の太陽系の原始惑星系円盤では、スノーラインがまだ 3 AU辺りに存在する時に原始木星がこの閾値となる質量を超えていた、というモデルを提案する。この状況では、スノーラインはその場所に "化石化" する。(論文中では "fossilized" と表現)
また、その後円盤が冷却して低温になっても、木星軌道よりも内側は氷が欠乏した状態に保たれる。これは、円盤外側からの氷微粒子が原始木星によって捕獲されてしまい、内側へ供給されないためである。
このシナリオでは、巨大惑星を持たない惑星系では、系の内側は太陽系よりも水が豊富な環境になることを予言する。
また、水星が比較的低質量であることと、水星よりも内側に惑星が存在しない事を説明するための条件である、「微惑星円盤の内縁が 0.7 AUである」という条件もこのモデルによって説明可能である。これは、微惑星の種を生み出した流動不安定性 (streaming instability)の最終状態における、"化石化" したシリケイトのスノーラインに対応する。円盤が冷えた時、シリケイトの粒子は昇華すること無く 0.7 AUより内側へ移動するが、それらは前から存在する微惑星に降着しない。
arXiv:1511.06556
Morbidelli et al. (2015)
Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk
(太陽系の原始惑星系円盤におけるスノーラインの化石化)
概要
太陽系において、地球型惑星と小惑星帯の主要な小惑星は水に乏しい組成を持っている。しかし原始惑星系円盤内では、円盤が光蒸発 (photoevapolation)するよりも前に、円盤内側で水が凝結する温度よりも低温になるはずである。従って、太陽系の内側に水が乏しいのは未解決の問題である。ここでは、円盤の内側が十分に低温になったとしても、水への直接の凝結は発生しないという事を示す。これは、スノーライン (snow line, 雪線、凍結線、など)は太陽に向かって移動するが、移動はガス自体よりはゆっくりと動くことが原因である。従って、スノーライン付近のガスは常に外側から運ばれてくる。遠方では低温のため既に凝結しており、そのため内側へやってくるガスは乾燥している。スノーラインの移動によってスノーラインに掃かれた領域内での氷微粒子は、円盤外側からの氷微粒子の動径方向の移動によってのみ供給される。
しかし、もし円盤中に 20地球質量より大きい惑星が存在した場合、粒子の動径方向の移動は阻害される。これは、そのような惑星はその軌道のすぐ外側の地点では円盤をケプラー回転よりも速い回転速度にするからである。
これらの結果から、過去の太陽系の原始惑星系円盤では、スノーラインがまだ 3 AU辺りに存在する時に原始木星がこの閾値となる質量を超えていた、というモデルを提案する。この状況では、スノーラインはその場所に "化石化" する。(論文中では "fossilized" と表現)
また、その後円盤が冷却して低温になっても、木星軌道よりも内側は氷が欠乏した状態に保たれる。これは、円盤外側からの氷微粒子が原始木星によって捕獲されてしまい、内側へ供給されないためである。
このシナリオでは、巨大惑星を持たない惑星系では、系の内側は太陽系よりも水が豊富な環境になることを予言する。
また、水星が比較的低質量であることと、水星よりも内側に惑星が存在しない事を説明するための条件である、「微惑星円盤の内縁が 0.7 AUである」という条件もこのモデルによって説明可能である。これは、微惑星の種を生み出した流動不安定性 (streaming instability)の最終状態における、"化石化" したシリケイトのスノーラインに対応する。円盤が冷えた時、シリケイトの粒子は昇華すること無く 0.7 AUより内側へ移動するが、それらは前から存在する微惑星に降着しない。
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.06064
Dobbs-Dixon et al. (2015)
Spectral Eclipse Timing
(スペクトル食時刻)
惑星表面に、恒星直下点 (sub-stellar point)からずれた位置のホットスポット (最も高温な点)がある場合、惑星の二次食 (secondary eclipse)の際の光度曲線が左右非対称な形状になり、食の中央がずれることになる。この食の中央のずれは、惑星が軌道離心率を持っている際にも現れる効果であるが、ホットスポットの恒星直下点からのずれを波長依存性を持って観測することによって、両者の縮退を解くことが可能である。
恒星直下点とホットスポットとのずれが観測に及ぼす影響は、Williams et al. (2009)で初めて IRACのバンド内で調査された。ここではそこで行われたものと同じ方法論で、より広い波長域においての調査を行った。さらに、多次元の輻射流体力学シミュレーションを HD 209458bの大気において行い、観測的な特徴の再現を行った。
その結果、最も大きなずれを示すシミュレーション結果においては、赤外線領域では最大で ~ 100秒のずれが生じることが分かった。
Dobbs-Dixon et al. (2012)では、HD 209458bの大気シミュレーションを行い、ホットスポットの恒星直下点からのずれと、自転速度を超える速度で循環する大気による熱の輸送の存在を示した。
大気の循環が弱い場合、あるいは無い場合は、ホットスポットのずれも小さくなり、波長による二次食の時刻のずれも小さくなる。しかし、強く超音速な赤道ジェットが存在する場合、ホットスポットは恒星直下点から大きくずれ、また ~ 2 μmで 100秒程度の時刻のずれが発生する。
ホットジュピターの大気は強力な赤道方向の大気循環が存在するということが数値計算から示唆されています。またその結果として、恒星の真下にある点ではなく、そこからややずれた場所が最も高温になることが示唆されていて、実際に HD 189733bでは二次食観測からホットスポットが恒星直下点からずれていることが示されています。
arXiv:1511.06064
Dobbs-Dixon et al. (2015)
Spectral Eclipse Timing
(スペクトル食時刻)
概要
系外惑星大気の異なる強さを持つ赤道ジェットの多次元シミュレーションを用いて、ガス惑星の食時刻 (二次食の際のタイミング)の変動の波長依存性について考察を行った。惑星表面に、恒星直下点 (sub-stellar point)からずれた位置のホットスポット (最も高温な点)がある場合、惑星の二次食 (secondary eclipse)の際の光度曲線が左右非対称な形状になり、食の中央がずれることになる。この食の中央のずれは、惑星が軌道離心率を持っている際にも現れる効果であるが、ホットスポットの恒星直下点からのずれを波長依存性を持って観測することによって、両者の縮退を解くことが可能である。
恒星直下点とホットスポットとのずれが観測に及ぼす影響は、Williams et al. (2009)で初めて IRACのバンド内で調査された。ここではそこで行われたものと同じ方法論で、より広い波長域においての調査を行った。さらに、多次元の輻射流体力学シミュレーションを HD 209458bの大気において行い、観測的な特徴の再現を行った。
その結果、最も大きなずれを示すシミュレーション結果においては、赤外線領域では最大で ~ 100秒のずれが生じることが分かった。
Dobbs-Dixon et al. (2012)では、HD 209458bの大気シミュレーションを行い、ホットスポットの恒星直下点からのずれと、自転速度を超える速度で循環する大気による熱の輸送の存在を示した。
大気の循環が弱い場合、あるいは無い場合は、ホットスポットのずれも小さくなり、波長による二次食の時刻のずれも小さくなる。しかし、強く超音速な赤道ジェットが存在する場合、ホットスポットは恒星直下点から大きくずれ、また ~ 2 μmで 100秒程度の時刻のずれが発生する。
ホットジュピターの大気は強力な赤道方向の大気循環が存在するということが数値計算から示唆されています。またその結果として、恒星の真下にある点ではなく、そこからややずれた場所が最も高温になることが示唆されていて、実際に HD 189733bでは二次食観測からホットスポットが恒星直下点からずれていることが示されています。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.06305
Ciceri et al. (2015)
HATS-15 b and HATS-16 b: Two massive planets transiting old G dwarf stars
(HATS-15bとHATS-16b：G型矮星をトランジットする2つの重い惑星)
半径：0.922太陽半径
光度：0.625太陽光度
有効温度：5311 K
金属量：[Fe/H] = 0.000
年齢：11.0 Gyr
距離：689 pc
スペクトル型：G9V
等級：V = 14.8
質量：2.17木星質量
半径：1.105木星半径
軌道長半径：0.02712 AU
平衡温度：1505 K
日射量：~ 109 erg cm-2 s-1
半径：1.30太陽半径
有効温度：5738 K
金属量：[Fe/H] = 0.100
年齢：9.5 Gyr
距離：774 pc
スペクトル型：G3V
等級：V = 13.8
自転周期：12.350日
質量：3.27木星質量
半径：1.30木星半径
軌道長半径：0.03744 AU
平衡温度：1592 K
日射量：~ 109 erg cm-2 s-1
惑星の質量-半径の関係性 (Fortney et al. 2007)より、HATS-16bはコア無しの構造、HATS-15bは小さいコアを持つモデルと整合的である。いずれにせよ、どちらも重いコアを持つモデルは排除できる。コア質量は 50地球質量よりは小さいと考えられる。
arXiv:1511.06305
Ciceri et al. (2015)
HATS-15 b and HATS-16 b: Two massive planets transiting old G dwarf stars
(HATS-15bとHATS-16b：G型矮星をトランジットする2つの重い惑星)
概要
HAT-Southプロジェクトによって、HATS-15bと HATS-16bの 2つの惑星を発見した。惑星系のパラメータ
HATS-15系
HATS-15
質量：0.871太陽質量半径：0.922太陽半径
光度：0.625太陽光度
有効温度：5311 K
金属量：[Fe/H] = 0.000
年齢：11.0 Gyr
距離：689 pc
スペクトル型：G9V
等級：V = 14.8
HATS-15b
軌道周期：1.74748753日質量：2.17木星質量
半径：1.105木星半径
軌道長半径：0.02712 AU
平衡温度：1505 K
日射量：~ 109 erg cm-2 s-1
HATS-16系
HATS-16
質量：0.970太陽質量半径：1.30太陽半径
有効温度：5738 K
金属量：[Fe/H] = 0.100
年齢：9.5 Gyr
距離：774 pc
スペクトル型：G3V
等級：V = 13.8
自転周期：12.350日
HATS-16b
軌道周期：2.686502日質量：3.27木星質量
半径：1.30木星半径
軌道長半径：0.03744 AU
平衡温度：1592 K
日射量：~ 109 erg cm-2 s-1
それぞれの特徴
HATS-16はやや活動的な恒星であり、測光観測では光度の変動が検出された。これにより、自転周期が求められているが、これは年齢から推測される自転周期と比べると短いものになっている。これは、惑星との潮汐作用の影響によるものである可能性がある。惑星の質量-半径の関係性 (Fortney et al. 2007)より、HATS-16bはコア無しの構造、HATS-15bは小さいコアを持つモデルと整合的である。いずれにせよ、どちらも重いコアを持つモデルは排除できる。コア質量は 50地球質量よりは小さいと考えられる。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.05570
Li & Winn (2015)
Are Tidal Effects Responsible for Exoplanetary Spin-Orbit Alignment?
(潮汐効果は系外惑星系の恒星自転軸-惑星公転軸の調整の原因か？)
一つ目は、恒星の黒点による測光観測における変動の振幅をベースとした新しい解析より、潮汐力が有効でないほど長周期の惑星 (中心星からやや離れた惑星)を持つ場合でも、恒星自転軸と惑星公転軸は揃う傾向にあるという事が示されているという点である (Mazeh et al. 2015)。ここでは、観測データの再検討より、軸の調整と潮汐力の相関を定性的には確認することが出来た。しかし軌道周期が 10日程度と比較的長い惑星を持つ場合でも潮汐が有効である必要があり、これは定量的な説明が難しい。
二つ目は、初期に逆行軌道 (retrograde orbit)を持っていた場合は両者の軸を揃えることが出来ず、観測されている順行軌道 (prograde orbit)の割合を説明することが難しいという点である。
ここでは、この二つ目の問題を解決することを目指したシンプルなモデルを構築した。このモデルでは、慣性波の散逸と平衡潮汐、磁場によるブレーキングを考慮した。その結果、恒星の自転軸と惑星の公転軸を揃わせることが出来るパラメータ領域は存在するものの、それは中心星に近い惑星を持つ場合のみに限られ、パラメータにファインチューニングが必要であるという事が判明した。
従って、これらの 2つの問題点は、これまでに言われていたよりも微妙な問題であり、潮汐による説明のモデルには重大な欠点が存在する。
中心星の自転軸と惑星の公転軸は、潮汐作用で揃う方向になるという事が言われていますが、その効果に疑問を投げかける内容の論文です。潮汐が効かないほどの遠方でも軸が揃っている傾向にあること、そもそも潮汐では逆行軌道を順行に揃えることが難しいということの 2点が、潮汐モデルの重大な問題点として指摘されています。
全部潮汐のQ値次第で変わる、なんてことは無いんでしょうか…？
arXiv:1511.05570
Li & Winn (2015)
Are Tidal Effects Responsible for Exoplanetary Spin-Orbit Alignment?
(潮汐効果は系外惑星系の恒星自転軸-惑星公転軸の調整の原因か？)
概要
惑星を持つ恒星の自転軸傾斜は、惑星系の形成に関するカギとなり得る。これまでの研究では、恒星に近接した惑星 (close-in planet)を持つ場合は、潮汐作用によって中心星の自転軸と惑星の公転軸が揃うようになると示唆されてきた。ここでは、このモデルの 2つの問題点を指摘する。一つ目は、恒星の黒点による測光観測における変動の振幅をベースとした新しい解析より、潮汐力が有効でないほど長周期の惑星 (中心星からやや離れた惑星)を持つ場合でも、恒星自転軸と惑星公転軸は揃う傾向にあるという事が示されているという点である (Mazeh et al. 2015)。ここでは、観測データの再検討より、軸の調整と潮汐力の相関を定性的には確認することが出来た。しかし軌道周期が 10日程度と比較的長い惑星を持つ場合でも潮汐が有効である必要があり、これは定量的な説明が難しい。
二つ目は、初期に逆行軌道 (retrograde orbit)を持っていた場合は両者の軸を揃えることが出来ず、観測されている順行軌道 (prograde orbit)の割合を説明することが難しいという点である。
ここでは、この二つ目の問題を解決することを目指したシンプルなモデルを構築した。このモデルでは、慣性波の散逸と平衡潮汐、磁場によるブレーキングを考慮した。その結果、恒星の自転軸と惑星の公転軸を揃わせることが出来るパラメータ領域は存在するものの、それは中心星に近い惑星を持つ場合のみに限られ、パラメータにファインチューニングが必要であるという事が判明した。
従って、これらの 2つの問題点は、これまでに言われていたよりも微妙な問題であり、潮汐による説明のモデルには重大な欠点が存在する。
中心星の自転軸と惑星の公転軸は、潮汐作用で揃う方向になるという事が言われていますが、その効果に疑問を投げかける内容の論文です。潮汐が効かないほどの遠方でも軸が揃っている傾向にあること、そもそも潮汐では逆行軌道を順行に揃えることが難しいということの 2点が、潮汐モデルの重大な問題点として指摘されています。
全部潮汐のQ値次第で変わる、なんてことは無いんでしょうか…？
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1511.05601
Dragomir et al. (2015)
Rayleigh Scattering in the Atmosphere of the Warm Exo-Neptune GJ 3470b
(暖かい系外海王星型惑星 GJ 3470bの大気におけるレイリー散乱)
最近、この惑星の大気中におけるレイリー散乱の存在を示唆する観測結果が報告されている (Nascimbeni et al. 2013)。レイリー散乱を示す大気の場合、可視光の領域では惑星の半径は波長の減少関数として観測される。
ここでは、GJ 3470bを多波長でトランジット観測を行った。その結果、強いレイリー散乱を検出した。これは過去の観測結果と整合的なものである。また、GJ 3470bは、大気中のレイリー散乱が検出された最も小さい惑星となった。
今回の結果と過去の結果を合わせて解釈すると、雲に覆われた水素・ヘリウム主体の大気が赤外線での吸収の特徴を隠すために赤外領域では平坦なスペクトルを示し、大気中のヘイズ (もや)が可視光領域での散乱を引き起こしているというのが、もっともらしいシナリオである。
arXiv:1511.05601
Dragomir et al. (2015)
Rayleigh Scattering in the Atmosphere of the Warm Exo-Neptune GJ 3470b
(暖かい系外海王星型惑星 GJ 3470bの大気におけるレイリー散乱)
概要
GJ 3470bは、M型矮星まわりの暖かい海王星型惑星である。この惑星は、その他の大気透過光スペクトルが得られている小型の惑星と同様に、近赤外線から中間赤外線領域で平坦なスペクトルを示す。最近、この惑星の大気中におけるレイリー散乱の存在を示唆する観測結果が報告されている (Nascimbeni et al. 2013)。レイリー散乱を示す大気の場合、可視光の領域では惑星の半径は波長の減少関数として観測される。
ここでは、GJ 3470bを多波長でトランジット観測を行った。その結果、強いレイリー散乱を検出した。これは過去の観測結果と整合的なものである。また、GJ 3470bは、大気中のレイリー散乱が検出された最も小さい惑星となった。
今回の結果と過去の結果を合わせて解釈すると、雲に覆われた水素・ヘリウム主体の大気が赤外線での吸収の特徴を隠すために赤外領域では平坦なスペクトルを示し、大気中のヘイズ (もや)が可視光領域での散乱を引き起こしているというのが、もっともらしいシナリオである。
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