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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.06387
Vanderburg et al. (2015)
A disintegrating minor planet transiting a white dwarf
(白色矮星をトランジットする、破壊されつつある小惑星)
白色矮星の 1/4 - 1/2は、大気中にヘリウムより重い重元素が検出されているが、それらの重元素は新たな供給がある場合を除けば、白色矮星の内部へ急速に沈殿してしまうものである。白色矮星大気中の重元素の存在比は、太陽系内の岩石天体の存在比と類似している。この事実と、4%の白色矮星は周囲に温かいデブリ円盤を持つという観測結果は、白色矮星になる前の惑星系中の岩石天体が白色矮星の大気を汚染しているという事を示唆する。
白色矮星に降着した質量の総量は、太陽系内の大きな小惑星と同程度の量になると考えられる。しかし、惑星などの天体が破壊される所はこれまでに観測されていない。
ここでは白色矮星の観測から、少なくとも1つの天体と、そしておそらくは破壊中の複数の小惑星が白色矮星をトランジットしていることを示す観測結果について報告する。
トランジットしている天体の周期は 4.5 - 4.9時間であった。また最も強いトランジットシグナルを示すものは、4.5時間の周期であった。このシグナルは、最大で 40%のトランジット深さの変動を示し、非対称形の光度曲線であった。この結果は、小さい天体と、その天体から流出していくダストによる彗星状の尾が引き起こすものだと考えられる。
白色矮星はダストに富んだデブリ円盤を持ち、スペクトルからは明確な重元素 (マグネシウム、アルミニウム、ケイ素、カルシウム、鉄、ニッケル)の線が検出された。従ってこの天体は、白色矮星の重元素汚染は、小惑星などの岩石天体によるものだという証拠となり得る。
この白色矮星の大気からは重元素が検出されている。この白色矮星は、形成後 (白色矮星となってから) ~ 1億7500万年経過していると考えられ、白色矮星の冷却時間よりもずっと早く重元素は内部へ沈殿してしまうはずである。そのため、何らかの重元素の供給が存在すると考えられる。
この白色矮星の有効温度は 15900 Kである。またスペクトルからは赤外超過が検出されており、温かい (~ 1150 K)ダストに富んだデブリ円盤を持っていることが示されている。
白色矮星による潮汐力を考えると、ガス状天体だとロッシュローブオーバーフローを起こしてしまい存在できない。また密度は 2 g cm-3より大きい場合は潮汐で破壊されない。これらの天体は、白色矮星になる前の恒星からの質量放出によって軌道が不安定化され、内側への軌道移動が起きて現在の軌道になったものと考えられる。
arXiv:1510.06387
Vanderburg et al. (2015)
A disintegrating minor planet transiting a white dwarf
(白色矮星をトランジットする、破壊されつつある小惑星)
概要
白色矮星は、太陽を含む恒星の最終状態のひとつである。すなわち、核融合の燃料を使い果たした後の姿である。白色矮星の 1/4 - 1/2は、大気中にヘリウムより重い重元素が検出されているが、それらの重元素は新たな供給がある場合を除けば、白色矮星の内部へ急速に沈殿してしまうものである。白色矮星大気中の重元素の存在比は、太陽系内の岩石天体の存在比と類似している。この事実と、4%の白色矮星は周囲に温かいデブリ円盤を持つという観測結果は、白色矮星になる前の惑星系中の岩石天体が白色矮星の大気を汚染しているという事を示唆する。
白色矮星に降着した質量の総量は、太陽系内の大きな小惑星と同程度の量になると考えられる。しかし、惑星などの天体が破壊される所はこれまでに観測されていない。
ここでは白色矮星の観測から、少なくとも1つの天体と、そしておそらくは破壊中の複数の小惑星が白色矮星をトランジットしていることを示す観測結果について報告する。
トランジットしている天体の周期は 4.5 - 4.9時間であった。また最も強いトランジットシグナルを示すものは、4.5時間の周期であった。このシグナルは、最大で 40%のトランジット深さの変動を示し、非対称形の光度曲線であった。この結果は、小さい天体と、その天体から流出していくダストによる彗星状の尾が引き起こすものだと考えられる。
白色矮星はダストに富んだデブリ円盤を持ち、スペクトルからは明確な重元素 (マグネシウム、アルミニウム、ケイ素、カルシウム、鉄、ニッケル)の線が検出された。従ってこの天体は、白色矮星の重元素汚染は、小惑星などの岩石天体によるものだという証拠となり得る。
観測について
観測対象の白色矮星
今回観測した白色矮星は、WD 1145+017、別名 EPIC 201563164である。これはケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションで観測された、ヘリウムエンベロープを持つ白色矮星である。この白色矮星を、地上観測からフォローアップ観測を行った。この白色矮星の大気からは重元素が検出されている。この白色矮星は、形成後 (白色矮星となってから) ~ 1億7500万年経過していると考えられ、白色矮星の冷却時間よりもずっと早く重元素は内部へ沈殿してしまうはずである。そのため、何らかの重元素の供給が存在すると考えられる。
この白色矮星の有効温度は 15900 Kである。またスペクトルからは赤外超過が検出されており、温かい (~ 1150 K)ダストに富んだデブリ円盤を持っていることが示されている。
トランジット観測
トランジット観測では、6つのトランジット天体を同定した。これらの小天体は、ケレス (1.6 × 10-4地球質量)や、あるいはハウメア (6.7 × 10-4地球質量)と同程度か、それより小さい程度の天体であると推測される。この質量の推定値は、軌道周期が 4.5 - 4.9時間という狭い範囲に、円軌道で ~ 106周する間安定であるという条件で力学計算を行うことによって推定したものである。白色矮星による潮汐力を考えると、ガス状天体だとロッシュローブオーバーフローを起こしてしまい存在できない。また密度は 2 g cm-3より大きい場合は潮汐で破壊されない。これらの天体は、白色矮星になる前の恒星からの質量放出によって軌道が不安定化され、内側への軌道移動が起きて現在の軌道になったものと考えられる。
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.05758
Brahm et al. (2015)
HATS-17b: A Transiting Compact Warm Jupiter in a 16.3 Days Circular Orbit
(HATS-17b：16.3日周期の円軌道をもつトランジットをするコンパクトな温かい木星型惑星)
中心星は、V = 12.4の明るい G型星で、1.131太陽質量、1.091太陽半径を持つ。また金属量は [Fe/H] = +0.3 dexと金属量が豊富な恒星である。
惑星は、軌道周期が 16.2546日、軌道長半径が 0.1308 AUで、平衡温度は 814 Kである。(平衡温度はアルベドが0、完全な熱循環があり惑星表面の全面から等しく熱放射をしていると仮定。)
質量は 1.338木星質量、半径は 0.777木星半径であり、コンパクトなサイズを持っている。この密度は、質量の ~ 50%が重元素で出来ているということを示唆する。
この惑星は、地上の測光観測によって発見された系外惑星の中では最も長周期のものである。また、トランジットを起こす温かい木星型惑星を持つ中では最も明るい恒星のひとつでもある。HATS-17は明るい恒星であるため、フォローアップ観測によってさらなる軌道への制限や、大気に関する情報が得られる可能性がある。
中心のコア質量を ~ 200地球質量まで外挿したモデルを用いると、進化曲線によく一致する。これは、この惑星質量の半分は重元素で出来ているという事を示唆する内容である。このコア質量は、木星の推定コア質量 (~ 15地球質量、諸説あり)と比べると非常に大きいものである。むしろ巨大氷惑星に近い割合となっている。これは、中心星が金属リッチであることと関連しているかもしれない。
arXiv:1510.05758
Brahm et al. (2015)
HATS-17b: A Transiting Compact Warm Jupiter in a 16.3 Days Circular Orbit
(HATS-17b：16.3日周期の円軌道をもつトランジットをするコンパクトな温かい木星型惑星)
概要
HATS-17bの発見について報告する。この惑星は、HATSouthプロジェクトで発見された初めての"温かい"木星型惑星である。中心星は、V = 12.4の明るい G型星で、1.131太陽質量、1.091太陽半径を持つ。また金属量は [Fe/H] = +0.3 dexと金属量が豊富な恒星である。
惑星は、軌道周期が 16.2546日、軌道長半径が 0.1308 AUで、平衡温度は 814 Kである。(平衡温度はアルベドが0、完全な熱循環があり惑星表面の全面から等しく熱放射をしていると仮定。)
質量は 1.338木星質量、半径は 0.777木星半径であり、コンパクトなサイズを持っている。この密度は、質量の ~ 50%が重元素で出来ているということを示唆する。
この惑星は、地上の測光観測によって発見された系外惑星の中では最も長周期のものである。また、トランジットを起こす温かい木星型惑星を持つ中では最も明るい恒星のひとつでもある。HATS-17は明るい恒星であるため、フォローアップ観測によってさらなる軌道への制限や、大気に関する情報が得られる可能性がある。
惑星の組成
HATS-17bの半径は一般的なガス惑星とくらべて小さいサイズである。ガス惑星のサイズは年齢や重元素量 (惑星内部の固体コアの大きさ)によって変化するが、HATS-17系の年齢と、ガス惑星の進化モデルを考えると、この半径は中心のコア質量が ~ 100地球質量であっても説明ができない(Fortney et al. 2007)。中心のコア質量を ~ 200地球質量まで外挿したモデルを用いると、進化曲線によく一致する。これは、この惑星質量の半分は重元素で出来ているという事を示唆する内容である。このコア質量は、木星の推定コア質量 (~ 15地球質量、諸説あり)と比べると非常に大きいものである。むしろ巨大氷惑星に近い割合となっている。これは、中心星が金属リッチであることと関連しているかもしれない。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.05598
Rajpaul et al. (2015)
Ghost in the time series: no planet for Alpha Cen B
(時系列中のゴースト：ケンタウルス座アルファ星Bに惑星は存在しない)
ケンタウルス座アルファ星Bb (Alpha Cen Bb)は、視線速度法を用いて発見された(Dumusque et al. 2012)。発見論文では、軌道周期は 3.2357日、質量は 1.13地球質量であり、視線速度の半振幅は 0.51 m s-1であるとされていた。しかしこの発見に関しては論争がある。
この視線速度データの再解析から、惑星と思われるシグナルは、ほぼ確実にオリジナルデータの窓関数 (window function)に起因するものであるという事を示した。視線速度の変動から中心星 (ケンタウルス座アルファ星B)の変動を取り除くと、他の明確な窓関数中のパワースペクトルのピークは偶然にも抑えられてしまい、本物ではないが一見明確に見えるシグナルの"ゴースト"が、原理的に見えてしまうという事を示した。
ケンタウルス座アルファ星 (あるいはアルファケンタウリ)は太陽系から最も近い星系です。この系は三重連星になっていて、概ね同程度の恒星であるケンタウルス座アルファ星Aとケンタウルス座アルファ星Bの連星があり、さらにその2つから離れたところを、M型星 (赤色矮星)であるプロキシマ・ケンタウリが公転しています。
この系の中で、ケンタウルス座アルファ星Bの周りに惑星が存在する、という方向が2012年になされました。太陽系に最も近い星系中での惑星発見ということで、自動的に太陽系に最も近い系外惑星の発見ということで、話題となりました。
しかしこの発見には疑義もあり、中心星であるケンタウルス座アルファ星Bの変動を取り除くと惑星によるシグナルが消えてしまう、という主張もありました。中心星の変動の取り除き方によってシグナルが出たり出なかったりするということで、データ処理の問題で出てくるシグナルを惑星と誤飲しているのでは、という主張もありました。
ここでの主張は、惑星と思われるシグナルは、観測期間によって決まる「窓関数」によって生じてしまう偽のシグナルだというものです。窓関数によって惑星によるものと思われるシグナルが見えてしまうため、次にケンタウルス座アルファ星Bを観測する場合は、3.24日とその倍数の周期、ならびにその ± 2σを含まないような窓関数での観測を行うようにと論文中で提案されています。
arXiv:1510.05598
Rajpaul et al. (2015)
Ghost in the time series: no planet for Alpha Cen B
(時系列中のゴースト：ケンタウルス座アルファ星Bに惑星は存在しない)
概要
ケンタウルス座アルファ星Bの公開されている視線速度データの再解析を行った。この恒星は、周期3.24日の地球サイズの惑星が存在すると考えられている。ケンタウルス座アルファ星Bb (Alpha Cen Bb)は、視線速度法を用いて発見された(Dumusque et al. 2012)。発見論文では、軌道周期は 3.2357日、質量は 1.13地球質量であり、視線速度の半振幅は 0.51 m s-1であるとされていた。しかしこの発見に関しては論争がある。
この視線速度データの再解析から、惑星と思われるシグナルは、ほぼ確実にオリジナルデータの窓関数 (window function)に起因するものであるという事を示した。視線速度の変動から中心星 (ケンタウルス座アルファ星B)の変動を取り除くと、他の明確な窓関数中のパワースペクトルのピークは偶然にも抑えられてしまい、本物ではないが一見明確に見えるシグナルの"ゴースト"が、原理的に見えてしまうという事を示した。
ケンタウルス座アルファ星 (あるいはアルファケンタウリ)は太陽系から最も近い星系です。この系は三重連星になっていて、概ね同程度の恒星であるケンタウルス座アルファ星Aとケンタウルス座アルファ星Bの連星があり、さらにその2つから離れたところを、M型星 (赤色矮星)であるプロキシマ・ケンタウリが公転しています。
この系の中で、ケンタウルス座アルファ星Bの周りに惑星が存在する、という方向が2012年になされました。太陽系に最も近い星系中での惑星発見ということで、自動的に太陽系に最も近い系外惑星の発見ということで、話題となりました。
しかしこの発見には疑義もあり、中心星であるケンタウルス座アルファ星Bの変動を取り除くと惑星によるシグナルが消えてしまう、という主張もありました。中心星の変動の取り除き方によってシグナルが出たり出なかったりするということで、データ処理の問題で出てくるシグナルを惑星と誤飲しているのでは、という主張もありました。
ここでの主張は、惑星と思われるシグナルは、観測期間によって決まる「窓関数」によって生じてしまう偽のシグナルだというものです。窓関数によって惑星によるものと思われるシグナルが見えてしまうため、次にケンタウルス座アルファ星Bを観測する場合は、3.24日とその倍数の周期、ならびにその ± 2σを含まないような窓関数での観測を行うようにと論文中で提案されています。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.05465
Faigler et al. (2015)
BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: IV. Discovery of four new low-mass white-dwarf companions in the Kepler data
(ケプラーとCoRoTの光度曲線のBEER解析IV：ケプラーデータからの4つの新しい低質量白色矮星伴星の発見)
解析には、BEERアルゴリズムを用いた。BEERはBEaming, Ellipsoidal, and Reflectionの意味で、相対論的ビーミングによる光度変化、潮汐による中心星の変形による光度変化、惑星(あるいは伴星)の反射光による光度変化の効果を合わせた、軌道位相による光度変化から惑星(あるいは伴星)の存在を明らかにするものである。またここでは、BEERアルゴリズムによる解析に加え、通常のトランジットと、二次食 (secondary transit)の解析も行った。
このBEERアルゴリズムは、Faigler & Mazeh (2011)によって定式化された手法である。
軌道周期：1.172555671日
質量：0.210太陽質量
半径：0.0929太陽半径
平均密度：372 g cm-3
有効温度：12114 K
・中心星のデータ
質量：1.982太陽質量
半径：2.247太陽半径
年齢：0.74 Gyr
自転周期：1.79日
有効温度：8290 K
軌道周期：3.8170428日
質量：0.220太陽質量
半径：0.0260太陽半径
平均密度：19388 g cm-3
有効温度：10854 K
・中心星のデータ
質量：2.14太陽質量
半径：1.99太陽半径
年齢：0.42 Gyr
自転周期：0.79日
有効温度：9170 K
この系では、中心星の脈動による変動も検出された。他のA型星でも同様の低周波数の変動は観測されており、その要因についての研究が行われているが、まだ原因ははっきりしていない。
またこの系は中心星の自転周期が非常に短く、高速で自転している。これは、白色矮星になる前の伴星からの質量移送があったことを示すものである可能性がある。
軌道周期：2.7682925日
質量：0.210太陽質量
半径：0.0346太陽半径
平均密度：7365 g cm-3
有効温度：10306 K
・中心星のデータ
質量：2.34太陽質量
半径：3.06太陽半径
年齢：0.6 Gyr
自転周期：5.0日
有効温度：8580 K
ケプラーによる光度曲線では、白色矮星の潮汐力による変形によって引き起こされる中心星の変動 (ellipsoidal variation)は検出されている。しかし食 (トランジット、二次食)は検出されなかった。
また中心星は現在、主系列段階を離れて巨星へと進化している段階だと考えられる。
軌道周期：1.8119579日
質量：0.191太陽質量
半径：0.0260太陽半径
平均密度：15847 g cm-3
有効温度：11748 K
・中心星のデータ
質量：1.94太陽質量
半径：2.13太陽半径
年齢：0.72 Gyr
自転周期：1.71日
有効温度：8230 K
この系では、1日に 19 - 24回の周期の変動が見られた。これは中心星のA型星が起源だと考えられる。
arXiv:1510.05465
Faigler et al. (2015)
BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: IV. Discovery of four new low-mass white-dwarf companions in the Kepler data
(ケプラーとCoRoTの光度曲線のBEER解析IV：ケプラーデータからの4つの新しい低質量白色矮星伴星の発見)
概要
ケプラー宇宙望遠鏡で観測された光度曲線の解析から、4つの短周期の食連星を発見した。これらは全て、主星がA型星で、伴星が低質量の白色矮星という系である。解析には、BEERアルゴリズムを用いた。BEERはBEaming, Ellipsoidal, and Reflectionの意味で、相対論的ビーミングによる光度変化、潮汐による中心星の変形による光度変化、惑星(あるいは伴星)の反射光による光度変化の効果を合わせた、軌道位相による光度変化から惑星(あるいは伴星)の存在を明らかにするものである。またここでは、BEERアルゴリズムによる解析に加え、通常のトランジットと、二次食 (secondary transit)の解析も行った。
このBEERアルゴリズムは、Faigler & Mazeh (2011)によって定式化された手法である。
発見された白色矮星
KIC 4169521系
・白色矮星のデータ軌道周期：1.172555671日
質量：0.210太陽質量
半径：0.0929太陽半径
平均密度：372 g cm-3
有効温度：12114 K
・中心星のデータ
質量：1.982太陽質量
半径：2.247太陽半径
年齢：0.74 Gyr
自転周期：1.79日
有効温度：8290 K
KOI-3818系
・白色矮星のデータ軌道周期：3.8170428日
質量：0.220太陽質量
半径：0.0260太陽半径
平均密度：19388 g cm-3
有効温度：10854 K
・中心星のデータ
質量：2.14太陽質量
半径：1.99太陽半径
年齢：0.42 Gyr
自転周期：0.79日
有効温度：9170 K
この系では、中心星の脈動による変動も検出された。他のA型星でも同様の低周波数の変動は観測されており、その要因についての研究が行われているが、まだ原因ははっきりしていない。
またこの系は中心星の自転周期が非常に短く、高速で自転している。これは、白色矮星になる前の伴星からの質量移送があったことを示すものである可能性がある。
KIC 2851474系
・白色矮星のデータ軌道周期：2.7682925日
質量：0.210太陽質量
半径：0.0346太陽半径
平均密度：7365 g cm-3
有効温度：10306 K
・中心星のデータ
質量：2.34太陽質量
半径：3.06太陽半径
年齢：0.6 Gyr
自転周期：5.0日
有効温度：8580 K
ケプラーによる光度曲線では、白色矮星の潮汐力による変形によって引き起こされる中心星の変動 (ellipsoidal variation)は検出されている。しかし食 (トランジット、二次食)は検出されなかった。
また中心星は現在、主系列段階を離れて巨星へと進化している段階だと考えられる。
KIC 9285587系
・白色矮星のデータ軌道周期：1.8119579日
質量：0.191太陽質量
半径：0.0260太陽半径
平均密度：15847 g cm-3
有効温度：11748 K
・中心星のデータ
質量：1.94太陽質量
半径：2.13太陽半径
年齢：0.72 Gyr
自転周期：1.71日
有効温度：8230 K
この系では、1日に 19 - 24回の周期の変動が見られた。これは中心星のA型星が起源だと考えられる。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1510.04343
Wittenmyer et al. (2015)
The Pan-Pacific Planet Search III: Five companions orbiting giant stars
(The Pan-Pacific Planet Search III：巨星を公転する 5つの伴星)
結果、軌道周期 885日、軌道離心率 0.03、軌道長半径 2.07 AU、最小質量が 2.0木星質量の HD 155233bを発見した。
軌道傾斜角の統計から、80木星質量より重い恒星である確率は 50%である。
これは既に分光連星として知られていた系である(Salzer & Beavers 1985など)。
arXiv:1510.04343
Wittenmyer et al. (2015)
The Pan-Pacific Planet Search III: Five companions orbiting giant stars
(The Pan-Pacific Planet Search III：巨星を公転する 5つの伴星)
概要
K型巨星 HD 155233を公転する巨大惑星の発見を報告する。また、4つの恒星に関して、恒星質量の伴星を発見したことについても併せて報告する。これらはThe Pan-Pacific Planet Searchによる観測の成果である。発見された天体
HD 155233
この天体に関しては計 21の視線速度観測を行った。結果、軌道周期 885日、軌道離心率 0.03、軌道長半径 2.07 AU、最小質量が 2.0木星質量の HD 155233bを発見した。
その他
HD 34851
最小質量が 345木星質量 = 0.33太陽質量の、mid-M矮星の伴星を発見した。HD 94386
最小質量が 112.5木星質量 = 0.11太陽質量の、late-M矮星の伴星を発見した。HD 104358
最小質量が 69.3木星質量 = 0.066太陽質量の、褐色矮星候補を発見した。軌道傾斜角の統計から、80木星質量より重い恒星である確率は 50%である。
HD 188981
最小質量が 220.9木星質量 = 0.211太陽質量の、K1巨星を発見した。これは既に分光連星として知られていた系である(Salzer & Beavers 1985など)。
[0回]
