×
[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:1510.08575
Zhou et al. (2015)
A high obliquity orbit for the hot-Jupiter HATS-14b transiting a 5400K star
(5400 Kの恒星をトランジットするホットジュピターHATS-14bの高軌道傾斜角の軌道)
HATS-14bは、金属量が豊富な、有効温度が 5400 KのG型星を 2.8日周期の短周期で公転する惑星である。この系のロシター効果を、Keck望遠鏡のHIRESを用いて測定し、恒星の自転軸と惑星の公転軸のずれを測定した。
これまでに恒星自転軸・惑星公転軸のずれ (spin-orbit misalignment)の観測が行われた複数のホットジュピターでの傾向からは、ホットジュピターは潮汐力によって中心星の自転軸を変化させることが示唆されている。その効率は、中心星のスペクトル型と惑星の軌道周期に依存する。この枠組みでは、HATS-14bのように、表面対流層を持つ恒星回りの短周期惑星は中心星の自転軸を変えるため、恒星の自転軸と惑星の公転軸は揃うはずである。しかしこの惑星はその傾向から大きく外れており、潮汐で傾斜角を揃わせるという機構の有効性についての疑問を投げかける存在である可能性がある。
観測される軸のずれは、初めからその値であったとは限らない。これまでの観測から、表面に輻射層を持つ高温の恒星の周りでは、自転軸と公転軸のずれの値は分散が大きくなることが分かっている (Winn et al. 2010)。しかし表面対流層を持つより低温の恒星の周りでは、両者の軸は揃う傾向にある。このことは、表面対流層を持つ恒星は自転軸の向きが惑星によって変えられるため、軸が揃いやすい傾向にあることを示す (Lai et al. 2012, Valsecchi & Rasio 2014)。また、観測された軸のずれの分布は、系の潮汐散逸のタイムスケールと関連があるということが指摘されている (Albrecht et al. 2012)。
しかし今回の HATS-14bは表面に輻射層を持つ恒星の周りを公転している、つまり恒星の自転軸と惑星の公転軸は揃っていると予想されるが、実際はそうはなっていなかった。そのため、傾向から外れていると言える。
arXiv:1510.08575
Zhou et al. (2015)
A high obliquity orbit for the hot-Jupiter HATS-14b transiting a 5400K star
(5400 Kの恒星をトランジットするホットジュピターHATS-14bの高軌道傾斜角の軌道)
概要
HATS-14bの公転軸と、中心星HATS-14の自転軸のずれを測定し、大きくずれていることが判明した。両者のずれは 76°である。HATS-14bは、金属量が豊富な、有効温度が 5400 KのG型星を 2.8日周期の短周期で公転する惑星である。この系のロシター効果を、Keck望遠鏡のHIRESを用いて測定し、恒星の自転軸と惑星の公転軸のずれを測定した。
これまでに恒星自転軸・惑星公転軸のずれ (spin-orbit misalignment)の観測が行われた複数のホットジュピターでの傾向からは、ホットジュピターは潮汐力によって中心星の自転軸を変化させることが示唆されている。その効率は、中心星のスペクトル型と惑星の軌道周期に依存する。この枠組みでは、HATS-14bのように、表面対流層を持つ恒星回りの短周期惑星は中心星の自転軸を変えるため、恒星の自転軸と惑星の公転軸は揃うはずである。しかしこの惑星はその傾向から大きく外れており、潮汐で傾斜角を揃わせるという機構の有効性についての疑問を投げかける存在である可能性がある。
Spin-orbit misalignmentについて
これまでにロシター効果によって、spin-orbit misalignmentが測定されている。太陽系の惑星の公転軸 (公転面に垂直な軸)は、太陽の自転軸とおおむね平行である。すなわち、惑星はおおむね太陽の赤道面上に近い軌道面を持っている。しかし系外惑星の特にホットジュピターの中には、惑星の公転面と中心星の自転軸が大きくずれているものが発見されており、ほぼ 90度という大きな角度を持つものや、場合によっては完全に逆行しているものもある。観測される軸のずれは、初めからその値であったとは限らない。これまでの観測から、表面に輻射層を持つ高温の恒星の周りでは、自転軸と公転軸のずれの値は分散が大きくなることが分かっている (Winn et al. 2010)。しかし表面対流層を持つより低温の恒星の周りでは、両者の軸は揃う傾向にある。このことは、表面対流層を持つ恒星は自転軸の向きが惑星によって変えられるため、軸が揃いやすい傾向にあることを示す (Lai et al. 2012, Valsecchi & Rasio 2014)。また、観測された軸のずれの分布は、系の潮汐散逸のタイムスケールと関連があるということが指摘されている (Albrecht et al. 2012)。
しかし今回の HATS-14bは表面に輻射層を持つ恒星の周りを公転している、つまり恒星の自転軸と惑星の公転軸は揃っていると予想されるが、実際はそうはなっていなかった。そのため、傾向から外れていると言える。
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.08839
Hartman et al. (2015)
HAT-P-57b: A Short-Period Giant Planet Transiting A Bright Rapidly Rotating A8V Star Confirmed Via Doppler Tomography
(HAT-P-57b：ドップラートモグラフィーで確認した、明るく高速自転をするA8V型星をトランジットする短周期ガス惑星)
中心星の HAT-P-57は、等級が 10.465、有効温度が 7500 Kの、主系列段階にある A8V型星である。この恒星の視線方向の自転速度は 102.1 km/sと高速で自転している。恒星進化モデルより、この恒星は 1.47太陽質量、1.500太陽半径を持つと考えられる。
スペクトル分光観測は Keck-I望遠鏡の HIRESを用いて行われた。また恒星の自転軸と惑星の公転軸の間の傾斜角の測定も行われ、-16.7° < λ < 3.3°と、27.6° < λ < 57.4°の2つの解を得た。それぞれの確率は 26%、74%である。
補償光学を用いた撮像観測では、中心星HAT-P-57から 2".7離れた位置に連星になっている伴星を発見した。この伴星同士は 0".22離れている。この2つの恒星は、HAT-P-57と物理的に束縛されていると考えられる。またその場合、それぞれの恒星の質量は 0.61太陽質量と 0.53太陽質量である。
HAT-P-57は、惑星を持つ恒星の中では最も高速で自転をしている恒星である。また、惑星を持っていることが確認された 4つ目の A型星である。
arXiv:1510.08839
Hartman et al. (2015)
HAT-P-57b: A Short-Period Giant Planet Transiting A Bright Rapidly Rotating A8V Star Confirmed Via Doppler Tomography
(HAT-P-57b：ドップラートモグラフィーで確認した、明るく高速自転をするA8V型星をトランジットする短周期ガス惑星)
概要
トランジット法を用いて、新しい惑星HAT-P-57bを発見した。この惑星の軌道周期は 2.4653日と短周期である。惑星の半径は 1.413木星半径であり、視線速度観測から質量の上限は ~ 1.85木星質量と計算された。中心星の HAT-P-57は、等級が 10.465、有効温度が 7500 Kの、主系列段階にある A8V型星である。この恒星の視線方向の自転速度は 102.1 km/sと高速で自転している。恒星進化モデルより、この恒星は 1.47太陽質量、1.500太陽半径を持つと考えられる。
スペクトル分光観測は Keck-I望遠鏡の HIRESを用いて行われた。また恒星の自転軸と惑星の公転軸の間の傾斜角の測定も行われ、-16.7° < λ < 3.3°と、27.6° < λ < 57.4°の2つの解を得た。それぞれの確率は 26%、74%である。
補償光学を用いた撮像観測では、中心星HAT-P-57から 2".7離れた位置に連星になっている伴星を発見した。この伴星同士は 0".22離れている。この2つの恒星は、HAT-P-57と物理的に束縛されていると考えられる。またその場合、それぞれの恒星の質量は 0.61太陽質量と 0.53太陽質量である。
HAT-P-57は、惑星を持つ恒星の中では最も高速で自転をしている恒星である。また、惑星を持っていることが確認された 4つ目の A型星である。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.06885
Zsom (2015)
A population-based Habitable Zone perspective
(存在数をベースにしたハビタブルゾーンの全体像)
ハビタブルゾーン内の惑星は、惑星の表面に液体の水を持つ。これまで、ハビタブルゾーンは恒星周りのシャープな領域として考えられてきた。これは、ある惑星と特定の特性からハビタブルゾーンの領域が計算されてきたからである。しかしこのようなアプローチは限定的である。それは、惑星の大気と地球物理的な特性は現時点では不明だが、これらは多様性があると考えられ、さらにそれらの特性は表面に液体の水が存在するかという状況に影響を及ぼすだろうと考えられるからである。
ここでは、恒星・惑星の特性をランダムな変数として取り扱い、各変数に対して確率分布関数 (Probability distribution function, PDF)を使用した。また、モンテカルロ計算と惑星の気候モデルを組み合わせることによって、ハビタブルゾーン内の惑星の存在数を生成した。
その結果、ハビタブルゾーンは内側の明確な境界を持つが、外側境界に関しては明確な境界を持たないということを示した。また、将来的に系外惑星の大気のデータから確率に制限をかけることに関しても議論した。
しかしこれは難しい問題である。現在の観測から得られるのは、惑星の質量か半径 (もしくはその両方)、恒星の特性 (特に惑星が受けるフラックス)である。これらの特性は、惑星表面の気候を決定するためには必要な情報であるが、決定するには不十分である。
ハビタブルゾーンは、惑星大気、地球物理学的性質、惑星の形成過程によって変化する。従って、様々な先行研究で様々な決め方がある。
例えば、炭素-ケイ酸塩の循環が、地球大気中の二酸化炭素量に影響しているという地球物理学的なプロセスがある(Walker et al. 1981)。ハビタブルゾーンに関する初めての研究は、このサイクルを含んでいなかった(Hart 1974)。従って、このサイクルを考慮した後の研究 (Kasting et al. 1993, Kopparapu et al. 2013)によるハビタブルゾーンよりも狭いハビタブルゾーンとなっている。
また、惑星の大気も重要である。初期大気由来、もしくは脱ガス由来の水素分子の大気を持つ惑星の場合、地球と同じような窒素/二酸化炭素/水蒸気大気よりも遠い場所でもハビタブルゾーン内となる(Pierrehumbert & Gaidos 2011)。また、大気中の雲も重要である(Selsis et al. 2007など)。
考えるパラメータは、
・惑星質量
・大気組成 (H2+N2+CO2, N2+CO2, N2のみ, CO2のみ, H2のみ)
・表面での大気圧
・アルベド
・相対湿度
・N2混合比
・CO2混合比
である。
受け取る輻射によってコンディションが大きく左右されるため、このことはハビタブルゾーンが明確な内縁を持つことと対応している。
ハビタブルゾーンの内縁に近い惑星は、ハビタブル惑星である可能性のある惑星の中では、トランジットを起こす確率と頻度が最も高いため、トランジット時の透過スペクトルから大気の特徴付けに適する対象であると考えられる。
系外惑星大気の温室効果が非常に強い場合は、中心星から離れた場所にある惑星でも居住可能な環境を保つことができる。言い換えれば、ハビタブルゾーンの外縁はオープンである (はっきりとした外縁は無い)。遠距離にあるハビタブル惑星は、将来的な惑星からの放射の直接撮像観測によって特徴付ける事ができるだろう。
観測で制限できていない特性のうち、表面での大気圧と惑星の大気組成は、惑星の気候に最も大きな影響を与える。系外惑星の居住可能性をよく知るためには、このような大気の特性に関する情報が必要不可欠である。
arXiv:1510.06885
Zsom (2015)
A population-based Habitable Zone perspective
(存在数をベースにしたハビタブルゾーンの全体像)
概要
系外惑星の観測において、得ることができる量は恒星の特性、惑星半径、惑星が受け取る恒星からのエネルギー程度である。これらの限られた情報から、系外惑星の居住可能性 (ハビタビリティ)について何が言えるかということについての研究を行った。ハビタブルゾーン内の惑星は、惑星の表面に液体の水を持つ。これまで、ハビタブルゾーンは恒星周りのシャープな領域として考えられてきた。これは、ある惑星と特定の特性からハビタブルゾーンの領域が計算されてきたからである。しかしこのようなアプローチは限定的である。それは、惑星の大気と地球物理的な特性は現時点では不明だが、これらは多様性があると考えられ、さらにそれらの特性は表面に液体の水が存在するかという状況に影響を及ぼすだろうと考えられるからである。
ここでは、恒星・惑星の特性をランダムな変数として取り扱い、各変数に対して確率分布関数 (Probability distribution function, PDF)を使用した。また、モンテカルロ計算と惑星の気候モデルを組み合わせることによって、ハビタブルゾーン内の惑星の存在数を生成した。
その結果、ハビタブルゾーンは内側の明確な境界を持つが、外側境界に関しては明確な境界を持たないということを示した。また、将来的に系外惑星の大気のデータから確率に制限をかけることに関しても議論した。
系外惑星の居住可能性について
系外惑星の気候がどうなっていて、その環境が居住可能かどうかというものは古くから考えられてきた話題である。この議論は、ハビタブルゾーンというコンセプトに簡単化される。つまりその惑星が表面に液体の水を持つか？という問題である。しかしこれは難しい問題である。現在の観測から得られるのは、惑星の質量か半径 (もしくはその両方)、恒星の特性 (特に惑星が受けるフラックス)である。これらの特性は、惑星表面の気候を決定するためには必要な情報であるが、決定するには不十分である。
ハビタブルゾーンは、惑星大気、地球物理学的性質、惑星の形成過程によって変化する。従って、様々な先行研究で様々な決め方がある。
例えば、炭素-ケイ酸塩の循環が、地球大気中の二酸化炭素量に影響しているという地球物理学的なプロセスがある(Walker et al. 1981)。ハビタブルゾーンに関する初めての研究は、このサイクルを含んでいなかった(Hart 1974)。従って、このサイクルを考慮した後の研究 (Kasting et al. 1993, Kopparapu et al. 2013)によるハビタブルゾーンよりも狭いハビタブルゾーンとなっている。
また、惑星の大気も重要である。初期大気由来、もしくは脱ガス由来の水素分子の大気を持つ惑星の場合、地球と同じような窒素/二酸化炭素/水蒸気大気よりも遠い場所でもハビタブルゾーン内となる(Pierrehumbert & Gaidos 2011)。また、大気中の雲も重要である(Selsis et al. 2007など)。
モデル
恒星・惑星の各パラメータに対して確率分布関数を考慮した。考えるパラメータは、
・惑星質量
・大気組成 (H2+N2+CO2, N2+CO2, N2のみ, CO2のみ, H2のみ)
・表面での大気圧
・アルベド
・相対湿度
・N2混合比
・CO2混合比
である。
結果
惑星が受け取る放射量が、地球が受け取っている放射量の 2 - 3倍より大きいか、惑星半径が 2 - 3地球半径より大きい (あるいはその両方を満たす)場合は、その惑星はハビタブル惑星では無いだろう。中心星に近く輻射を多く受けている場合は、表面の温度が水の沸点を超えてしまう。また惑星が大きすぎる場合は、固体の表面を持たない小型の天王星型惑星になってしまう。受け取る輻射によってコンディションが大きく左右されるため、このことはハビタブルゾーンが明確な内縁を持つことと対応している。
ハビタブルゾーンの内縁に近い惑星は、ハビタブル惑星である可能性のある惑星の中では、トランジットを起こす確率と頻度が最も高いため、トランジット時の透過スペクトルから大気の特徴付けに適する対象であると考えられる。
系外惑星大気の温室効果が非常に強い場合は、中心星から離れた場所にある惑星でも居住可能な環境を保つことができる。言い換えれば、ハビタブルゾーンの外縁はオープンである (はっきりとした外縁は無い)。遠距離にあるハビタブル惑星は、将来的な惑星からの放射の直接撮像観測によって特徴付ける事ができるだろう。
観測で制限できていない特性のうち、表面での大気圧と惑星の大気組成は、惑星の気候に最も大きな影響を与える。系外惑星の居住可能性をよく知るためには、このような大気の特性に関する情報が必要不可欠である。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.06848
Tanigawa & Tanaka (2015)
Final Masses of Giant Planets II: Jupiter Formation in a Gas-Depleted Disk
(ガス惑星の最終質量II：ガスの散逸した円盤での木星形成)
計算の結果、10木星質量よりも軽いガス惑星に関しては、成長率は主に大局的な円盤の降着を通じだガスの供給によってコントロールされることが分かった。また惑星が円盤に開けるギャップは降着を制限しないことも分かった。
次にこの結果を太陽系での惑星形成に適用した。木星形成に関しては、固体コアがガスを獲得し始める段階において、数木星質量の非常に低質量の円盤になっている必要があるということが分かった。これは、固体コアのガスの獲得が止まらないためである。このような一定量の固体物質を持つ低質量の円盤は、初期に ~ 10 AUサイズのコンパクトな円盤の粘性進化によって形成される。
穏やかな粘性による降着率を仮定した場合 (α ~ 10-3)、円盤ガスの大部分は太陽へ落下する。広く拡散した円盤ガスが、木星の固体コアがガスの獲得を始める ~ 107年の段階で存在する。
非常に低質量の円盤中では、惑星のタイプI、タイプII惑星移動は強く抑制される。特に、木星程度の惑星が原始惑星系円盤に自ら開けるギャップによるガスの現象によって、タイプII惑星移動は非効率となる。
惑星が円盤に開けるギャップは浅いということが、流体力学的計算によって近年分かってきた。この浅いギャップのため、ガス惑星はガスを獲得することによる成長を止めることが出来ない。ガスの獲得を制限することができるのは、円盤全体のガスの減少だけである。
10木星質量以下の惑星については、成長率は大局的な円盤の進化を通じたガス供給によって左右され、惑星によるギャップ形成には依存しない。ただし 10木星質量より重い惑星の場合は、成長率はギャップ形成に依存する。
(2) 円盤のinner hole
10木星質量未満の惑星については、円盤降着による供給は非効率的である。これは、ギャップの外側であってもガスの面密度の現象を生じ、原始惑星系円盤に内側の穴を形成するからである。また、軽い惑星は、思い惑星よりも深い内側の穴を形成することを示唆している。
(3) 太陽系形成のための初期条件
ガス惑星の成長は止まらないため、木星形成のためには木星コアがガスの獲得を始めた段階で数木星質量程度の非常に軽い円盤である必要がある。この円盤は、最小質量円盤 (Minimum mass solar nebula, MMSN)よりも軽い。しかし太陽系形成のためには、~ 80地球質量の固体物質が必要である。すなわち、非常に低質量で、なおかつ金属量が高い円盤が必要である。
このような円盤は、初期に太陽組成を持ち、~ 10 AUサイズのコンパクトな円盤が進化することによって実現可能である。降着率は α ~ 10-3である。円盤ガスの大部分は太陽へ降着する。これは、太陽系のガス惑星が金属量が多いという事実と整合的なものである。
(4) 惑星移動への影響
非常に低質量な円盤によって、タイプI、タイプII惑星移動は抑制される。特に、惑星が自ら円盤にギャップを開けてガスを減少させることによって、タイプII惑星移動は抑制される。これは太陽系外惑星系でも木星型惑星が ~ 1 AU程度の距離に蓄積していることと整合的である。
arXiv:1510.06848
Tanigawa & Tanaka (2015)
Final Masses of Giant Planets II: Jupiter Formation in a Gas-Depleted Disk
(ガス惑星の最終質量II：ガスの散逸した円盤での木星形成)
概要
原始惑星系円盤内でのガスの獲得に寄って成長するガス惑星の最終質量についての計算を行った。計算には、惑星がガスを獲得する速度の経験的な公式と、惑星が円盤に開ける浅いギャップのモデルを用いている。このどちらも、流体力学的計算に基づくものである。計算の結果、10木星質量よりも軽いガス惑星に関しては、成長率は主に大局的な円盤の降着を通じだガスの供給によってコントロールされることが分かった。また惑星が円盤に開けるギャップは降着を制限しないことも分かった。
次にこの結果を太陽系での惑星形成に適用した。木星形成に関しては、固体コアがガスを獲得し始める段階において、数木星質量の非常に低質量の円盤になっている必要があるということが分かった。これは、固体コアのガスの獲得が止まらないためである。このような一定量の固体物質を持つ低質量の円盤は、初期に ~ 10 AUサイズのコンパクトな円盤の粘性進化によって形成される。
穏やかな粘性による降着率を仮定した場合 (α ~ 10-3)、円盤ガスの大部分は太陽へ落下する。広く拡散した円盤ガスが、木星の固体コアがガスの獲得を始める ~ 107年の段階で存在する。
非常に低質量の円盤中では、惑星のタイプI、タイプII惑星移動は強く抑制される。特に、木星程度の惑星が原始惑星系円盤に自ら開けるギャップによるガスの現象によって、タイプII惑星移動は非効率となる。
主な結果
(1) ガス惑星の成長率惑星が円盤に開けるギャップは浅いということが、流体力学的計算によって近年分かってきた。この浅いギャップのため、ガス惑星はガスを獲得することによる成長を止めることが出来ない。ガスの獲得を制限することができるのは、円盤全体のガスの減少だけである。
10木星質量以下の惑星については、成長率は大局的な円盤の進化を通じたガス供給によって左右され、惑星によるギャップ形成には依存しない。ただし 10木星質量より重い惑星の場合は、成長率はギャップ形成に依存する。
(2) 円盤のinner hole
10木星質量未満の惑星については、円盤降着による供給は非効率的である。これは、ギャップの外側であってもガスの面密度の現象を生じ、原始惑星系円盤に内側の穴を形成するからである。また、軽い惑星は、思い惑星よりも深い内側の穴を形成することを示唆している。
(3) 太陽系形成のための初期条件
ガス惑星の成長は止まらないため、木星形成のためには木星コアがガスの獲得を始めた段階で数木星質量程度の非常に軽い円盤である必要がある。この円盤は、最小質量円盤 (Minimum mass solar nebula, MMSN)よりも軽い。しかし太陽系形成のためには、~ 80地球質量の固体物質が必要である。すなわち、非常に低質量で、なおかつ金属量が高い円盤が必要である。
このような円盤は、初期に太陽組成を持ち、~ 10 AUサイズのコンパクトな円盤が進化することによって実現可能である。降着率は α ~ 10-3である。円盤ガスの大部分は太陽へ降着する。これは、太陽系のガス惑星が金属量が多いという事実と整合的なものである。
(4) 惑星移動への影響
非常に低質量な円盤によって、タイプI、タイプII惑星移動は抑制される。特に、惑星が自ら円盤にギャップを開けてガスを減少させることによって、タイプII惑星移動は抑制される。これは太陽系外惑星系でも木星型惑星が ~ 1 AU程度の距離に蓄積していることと整合的である。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.06446
Diaz et al. (2015)
The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXVII. Bayesian re-analysis of three systems. New super-Earths, unconfirmed signals, and magnetic cycles
(HARPSによる南天の系外惑星探査XXXVII 3つの系に対するベイズ再解析 新たなスーパーアース、未同定のシグナル、磁気サイクル)
解析の際は、惑星候補に対応したケプラー関数を用いたデータのモデリングを行っている。また恒星の磁気的活動の長周期・短周期双方の効果も含めたモデルである。データのモデリングとモデル選択の双方には、ベイズ解析によるアプローチを採用している。
再解析の結果、HD 1461では新たに1つのスーパーアースが発見された。HD 40307では、発見が報告されていた6つのうち4つを確認し、特徴付けを行った。残りの2つの惑星候補についても議論を行っている。特に、恒星のハビタブルゾーン内にあると考えられている HD 40307gについては、現在のデータは存在するという決定的な結論は得られなかった。HD 204313については、発見が報告されていた海王星質量の惑星を完全に特徴づけした。
HARPSデータの解析に関しては、振幅 ~ 1.4 m s-1の1年周期のシグナルが検出されていた。これは、CCDのエラーによるシステマティックな影響であるという事が判明している(Dumusque et al. 2015)。
(※参考記事
天文・宇宙物理関連メモ vol. 38 Dumusque et al. (2015) CCDの構造に起因する1年周期の視線速度の混入)
従って、今回の解析ではこの影響を引き起こすスペクトル線は解析から除外している。その結果、1年周期のエラーは消失した。
解析の結果、5.77日周期の変動を確認した。視線速度の変動は 2.37 m s-1であり、最小質量は 6.4地球質量であった。この結果は、Rivera et al. (2010)と整合的なものであった。
視線速度のデータからこの惑星による変動を取り除いた残差には、さらに振幅が 1.5 m s-1、周期が 13.5日のシグナルが存在した。これが恒星活動に起因するものかどうかの検討を行った。しかしこのシグナルは、HD 1461の活動度が最小の時期においても変動が見られなかった。そのため、このシグナルは恒星の磁気的活動のサイクルによるものであるという可能性は低い。その他の解析から、惑星起源のシグナルとするとよく説明できる。この惑星の最小質量は ~ 6地球質量であった。
さらに、~ 3000日の視線速度の変動も検出された。この視線速度の変動は、9.64年周期の恒星の磁気的活動サイクルによるものであると結論付けた。
Rivera et al. (2010)で報告されていた、~ 450日と ~ 5000日の変動については、磁気的活動サイクルの不完全なサンプリングによるものであったと考えられる。しかし結論を出すためにはデータが不足している。
さらにTuomi et al. (2013)では、HARPSの公開データと、3度の追加の観測結果より、軌道周期が 34.62日 (HD 40307e)、51.76日 (HD 40307f)、197.8日 (HD 40307g)のさらなる3つの惑星の検出を報告した。このうち、HD 40307gはハビタブルゾーン内に存在する惑星とされている。さらにTuomi et al. (2013)では、~ 320日の周期の視線速度の変動も検出されている。この変動は、視線速度の振幅がスペクトルによって異なるため、恒星の磁気的活動によるものだと結論付けられている。
この系の観測結果の再解析を行った結果、Mayor et al. (2009)で報告された 3つの惑星は確認された。Tuomi et al. (2013)での3惑星については、 51.6日の周期のものは同じく確認された。ただし視線速度の振幅は彼らのものよりやや小さくなり、それに伴って最小質量も 5.2地球質量から 3.6地球質量へと下方修正された。
そのほかの2つの候補については、HD 40307gは変動が惑星起源のものとは確定できなかった。特にHD 40307eは、恒星の活動サイクルの周期と類似している。
さらに Robertson et al. (2012)は、Segransan et al. (2010)のデータと、McDonald天文台での追加観測結果と合わせ、1.7木星質量、周期 2800日の惑星の発見を報告している。また、最初に発見された惑星と 3:2の平均運動共鳴に入っている可能性についても言及されている。
再解析の結果、軌道周期が 5年の惑星と、海王星質量の惑星については確認されたが、Roberston et al. (2012)に報告されている長周期の変動は検出されなかった。
arXiv:1510.06446
Diaz et al. (2015)
The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXVII. Bayesian re-analysis of three systems. New super-Earths, unconfirmed signals, and magnetic cycles
(HARPSによる南天の系外惑星探査XXXVII 3つの系に対するベイズ再解析 新たなスーパーアース、未同定のシグナル、磁気サイクル)
概要
惑星が発見されている、HD 1461、HD 40307、HD 204313の3つの系に対して、HARPSのデータの再解析を行った。各系について、8年近くに渡るデータセットを解析に用いている。また、200夜以上で平均化した視線速度データとなっている。そのため、長周期・低質量の惑星に関しても感度が高くなっている。さらに恒星の磁気的活動のサイクルによる効果に対しても感度がある。解析の際は、惑星候補に対応したケプラー関数を用いたデータのモデリングを行っている。また恒星の磁気的活動の長周期・短周期双方の効果も含めたモデルである。データのモデリングとモデル選択の双方には、ベイズ解析によるアプローチを採用している。
再解析の結果、HD 1461では新たに1つのスーパーアースが発見された。HD 40307では、発見が報告されていた6つのうち4つを確認し、特徴付けを行った。残りの2つの惑星候補についても議論を行っている。特に、恒星のハビタブルゾーン内にあると考えられている HD 40307gについては、現在のデータは存在するという決定的な結論は得られなかった。HD 204313については、発見が報告されていた海王星質量の惑星を完全に特徴づけした。
各系の(再)解析結果
HD 1461系
過去の観測では、周期 5.77日のスーパーアースが発見されている(Rivera et al. 2010)。これは、12.8年に渡る、Keck望遠鏡のHIRESを用いて観測された結果である。さらにRivera et al. (2010)では、より長周期の 446.1日、5017日の視線速度の変動も報告されている。HARPSデータの解析に関しては、振幅 ~ 1.4 m s-1の1年周期のシグナルが検出されていた。これは、CCDのエラーによるシステマティックな影響であるという事が判明している(Dumusque et al. 2015)。
(※参考記事
天文・宇宙物理関連メモ vol. 38 Dumusque et al. (2015) CCDの構造に起因する1年周期の視線速度の混入)
従って、今回の解析ではこの影響を引き起こすスペクトル線は解析から除外している。その結果、1年周期のエラーは消失した。
解析の結果、5.77日周期の変動を確認した。視線速度の変動は 2.37 m s-1であり、最小質量は 6.4地球質量であった。この結果は、Rivera et al. (2010)と整合的なものであった。
視線速度のデータからこの惑星による変動を取り除いた残差には、さらに振幅が 1.5 m s-1、周期が 13.5日のシグナルが存在した。これが恒星活動に起因するものかどうかの検討を行った。しかしこのシグナルは、HD 1461の活動度が最小の時期においても変動が見られなかった。そのため、このシグナルは恒星の磁気的活動のサイクルによるものであるという可能性は低い。その他の解析から、惑星起源のシグナルとするとよく説明できる。この惑星の最小質量は ~ 6地球質量であった。
さらに、~ 3000日の視線速度の変動も検出された。この視線速度の変動は、9.64年周期の恒星の磁気的活動サイクルによるものであると結論付けた。
Rivera et al. (2010)で報告されていた、~ 450日と ~ 5000日の変動については、磁気的活動サイクルの不完全なサンプリングによるものであったと考えられる。しかし結論を出すためにはデータが不足している。
HD 40307
この系では、3つのスーパーアースの発見が報告されており、軌道周期はそれぞれ 4.311日 (HD 40307b)、9.6日 (HD 40307c)、20.5日 (HD 40307d)である(Mayor et al. 2009)。これは 2.4年のHARPSによる観測に基づくものである。さらにTuomi et al. (2013)では、HARPSの公開データと、3度の追加の観測結果より、軌道周期が 34.62日 (HD 40307e)、51.76日 (HD 40307f)、197.8日 (HD 40307g)のさらなる3つの惑星の検出を報告した。このうち、HD 40307gはハビタブルゾーン内に存在する惑星とされている。さらにTuomi et al. (2013)では、~ 320日の周期の視線速度の変動も検出されている。この変動は、視線速度の振幅がスペクトルによって異なるため、恒星の磁気的活動によるものだと結論付けられている。
この系の観測結果の再解析を行った結果、Mayor et al. (2009)で報告された 3つの惑星は確認された。Tuomi et al. (2013)での3惑星については、 51.6日の周期のものは同じく確認された。ただし視線速度の振幅は彼らのものよりやや小さくなり、それに伴って最小質量も 5.2地球質量から 3.6地球質量へと下方修正された。
そのほかの2つの候補については、HD 40307gは変動が惑星起源のものとは確定できなかった。特にHD 40307eは、恒星の活動サイクルの周期と類似している。
HD 204313
この系では、軌道周期がおよそ 5年、最小質量が 4木星質量の惑星が発見されている(Segransan et al. 2010)。これは CORALIEによる観測結果である。またHARPSのデータから、海王星質量を持つ、軌道周期 34.9日の惑星も発見されている(Mayor et al. 2011)。さらに Robertson et al. (2012)は、Segransan et al. (2010)のデータと、McDonald天文台での追加観測結果と合わせ、1.7木星質量、周期 2800日の惑星の発見を報告している。また、最初に発見された惑星と 3:2の平均運動共鳴に入っている可能性についても言及されている。
再解析の結果、軌道周期が 5年の惑星と、海王星質量の惑星については確認されたが、Roberston et al. (2012)に報告されている長周期の変動は検出されなかった。
[0回]
