灼熱の木星へようこそ

【2015/10/10 (土) 09:35】 | 天文・宇宙物理
トラックバック() | コメント(0)

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1510.01060
Narita et al. (2015)
Characterization of the K2-19 Multiple-Transiting Planetary System via High-Dispersion Spectroscopy, AO Imaging, and Transit Timing Variations
(高分散分光観測、補償光学撮像、トランジット時刻変動による多重トランジット惑星系 K2-19の特性解析)

概要

K2-19 (EPIC 201515350)は、K2-19b (~7地球半径)、K2-19c (~4地球半径)の2つの惑星を持つユニークな惑星系である。この2つの惑星は、3:2の平均運動共鳴の付近に位置している。この系の地上観測の結果についての報告である。

すばる 8.2 m望遠鏡のHDSとHiCIAOを用いて、高分散分光観測と、ハイコントラストの補償光学撮像を行った。その結果、中心星の K2-19は比較的古く年齢は 8 Gyr以上、late-G型星で有効温度は ~ 5350 K、0.9太陽質量、0.9太陽半径であった。また、付近に他の背景星の混入は確認されなかった。

さらに、内側の惑星 K2-19bのトランジット測光観測のフォローアップ観測を、FLWO 1.2 m望遠鏡のKeplerCam、TRAPPIST 0.6 m望遠鏡のTRAPPISTCAM、OAO 1.8 m望遠鏡のMuSCATを用いて行った。その結果、先行研究で示されていたのと同様にトランジット時刻変動 (Transit timing variations, TTV)が確認された。

解析の結果、軌道周期の比が 3:2になる前後に解が2つ縮退した。しかし、内側の惑星に対しては軌道周期が 7.921日、外側の惑星の質量は ~ 20地球質量と推定した。

今後の更なるトランジット測光観測、特に外側のK2-19cのトランジット観測と視線速度観測によって、解の縮退を解いて内側の惑星の質量を決定することが出来るだろう。

arXiv:1510.01047
Barros et al. (2015)
Photo-dynamical mass determination of the multi-planetary system K2-19
(多重惑星系 K2-19のphoto-dynamical質量決定)

概要

K2-19は、ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションで発見された、2つ目の複数惑星系である。この惑星系は2つの海王星サイズの惑星を持ち、軌道周期は 3:2の平均運動共鳴に近い。この惑星系のパラメータを決定するため、K2-19bの追加のトランジット観測と、視線速度の観測を行った。またこれらのデータを K2ミッションでのデータを合わせて解析した。

その結果、K2-19bは ~ 44地球質量、K2-19cは ~ 15.9地球質量程度となった。これらの平均密度は、天王星に近いものである。

両論文の解析結果の比較

	Barros et al. (2015)	Narita et al. (2015)
K2-19 有効温度	5390 ± 180 K	5345 ± 17 K
K2-19 金属量 [Fe/H]	0.19 ± 0.12	0.07 ± 0.03
K2-19 半径	0.913 ± 0.094太陽半径	0.914 ± 0.027太陽半径
K2-19 質量	0.949 ± 0.077太陽質量	0.902 ± 0.011太陽質量

K2-19b 質量	44 ± 12地球質量	-
K2-19b 半径	7.46 ± 0.76地球半径	7.34地球質量
K2-19b 軌道長半径	0.0762 AU	0.0823 AU

K2-19c 質量	15.9 (+7.7, -2.8)地球質量	21.4 ± 1.9地球質量
K2-19c 半径	4.51 ± 0.47地球半径	4.37地球半径
K2-19c 軌道長半径	0.1001 AU	0.1024 AU

別々のグループによる、同じ惑星系 K2-19の観測と解析の結果が、同じ日に公表されました。天文学者が面白いと思う対象はやはり似ているようで、独立して追観測をしてパラメータを決定するという試みが進んでいたようです。

解析結果を見てみると、決定したパラメータは概ね整合的であるようです。Barros et al. の方は視線速度の観測を行っているせいか、両方の質量が決定されています。Narita et al. の方が結果の精度は高いように思えます。

[0回]

【2015/10/09 (金) 20:30】 | 天文・宇宙物理
トラックバック() | コメント(0)

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1510.00015
Eastman et al. (2015)
KELT-4Ab: An inflated Hot Jupiter transiting the bright (V~10) component of a hierarchical triple
(KELT-4Ab：階層的な三重星を構成する明るい(10等級)恒星をトランジットする膨張したホットジュピター)

概要

KELTプロジェクトで発見された、KELT-4Abについての報告。
この惑星は、階層的な三重星の最も明るい恒星を公転する、膨張半径を持ったホットジュピターである。

中心星のスペクトルタイプは F型、有効温度は 6306 Kである。
金属量は [Fe/H] = -0.116で、1.201太陽質量、1.603太陽半径、視等級は ~ 10である。
また惑星は、1.699木星半径、 0.912木星質量である。

中心星のKELT-4Aは、膨張半径 (1.5木星半径程度以上)を持つホットジュピターを持つ恒星としては最も明るいため、膨張半径を持つホットジュピターの原因を探るのに適した探査対象である可能性がある。
また階層的な三重星の中にある惑星であり、地球に近い (210 pc)ため、今後の精密な視線速度観測と、高精度の撮像による観測の特徴的な機会となるかもしれない。

発見された系の特徴

発見された惑星KELT-4Abは、サイズ面ではやや大きい惑星がやや暗い恒星の周りを公転しているという意味で、 WASP-79b (Smalley et al. 2012)、WASP-94Ab (Neveu-VanMalle et al. 2014)に定性的には似ている。
また、サイズは KELT-8b (Fulton et al. 2015)とも類似している。

KELT-4Abは、階層的な三重星中のトランジット惑星の3例目である。
(これまでの例は、WASP-12b、HAT-P-8bがある(Bechter et al. 2014)。)
この3つの中で、KELT-4Aは最も明るい恒星である。従って今後のさらなる観測が期待される。
また、210 pcと近い恒星系であるため、補償光学を用いた直接撮像から、系に対する力学的な制限が可能かもしれない。

観測

KELTプロジェクトの望遠鏡でのトランジット観測を行った。
またフォローアップ観測として、測光観測と視線速度観測も行った。
さらに、 2012年5月7日に、ハワイ・マウナケア山頂の Keck II望遠鏡を用いて、補償光学の撮像観測を行った。

この系は、KELT-4Aと、そこから 1.5"離れたところに KELT-4B, KELT-4Cの2つからなる連星が存在している。
KELT-4Aは、~ 1木星質量程度の惑星 KELT-4Abを持ち、さらに K型星の連星である KELT-4B, Cを番星として持つという系になっている。

投影距離は、KELT-4AとKELT-4B, Cの間が 328 AUであり、さらにKELT-4BとKELT-4Cの投影距離は 10.3 AUである。
仮に軌道面に対して face-on (軌道平面を正面から見ている状態)になっており、更に円軌道で公転しているとすると、KELT-4B, CがKELT-4Aの周りを公転する周期は 3780年、KELT-4B, C同士の公転周期は 29.4年である。

惑星の公転周期は 2.9895932日であり、軌道長半径は 0.04317 AU、有効温度は 1823 Kと推定。
惑星が受け取っている恒星からのフラックスは、2.51 × 10⁹ erg cm^-2 s^-1である。

議論

KELT-4系の力学

惑星を持つ恒星と、そこから離れた位置にある連星の伴星という系は、定性的には KELT-2Abと類似している(Beatty et al. 2012)。
このような系では、古在効果 (Kozai effect)が惑星移動に影響を及ぼす可能性がある。そのため、この系は軌道平面がずれている系であるかもしれない。

また、中心星の有効温度は 6206 Kであり、この温度は「低温で自転軸・惑星公転軸が揃っている恒星」と、「高温で自転軸・惑星公転軸がズレている恒星」の境界付近の温度となっている(Winn et al. 2010)。

現在の位置でのKozai-Lidov振動のタイムスケールは非常に長いが、この惑星がスノーライン (snow line、~ 5 AU)の外側で形成されたとすると、初期はもっとタイムスケールは短く、Kozai-Lidov機構と、その後の潮汐摩擦が惑星移動のメカニズムである可能性がある。

膨張半径と系の進化

また、惑星が受けている日射量のこれまでの履歴と今後の進化の予測を行った。
その結果、この惑星が受ける日射は一生の間にわたって、膨張半径を持つための経験的な閾値 (Demory & Seager 2011)を上回り続けることが分かった。

さらに、KELT-8bと同様に、中心星の潮汐のQ値に関わらず、いずれ中心星に落下するだろうと考えられる。

[0回]

【2015/10/06 (火) 10:51】 | 天文・宇宙物理
トラックバック() | コメント(0)

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1509.08953
Rodriguez et al. (2015)
KELT-14b and KELT-15b: An Independent Discovery of WASP-122b and a New Hot Jupiter
(KELT-14b, KELT-15b；独立したWASP-122bの発見と新しいホットジュピター)

概要

KELT-Southサーベイプロジェクトによって、KELT-14bとKELT-15bを発見した。
KELT-14bは最近発見が報告された、WASP-122bの独立した発見である。

両惑星は共に膨張半径をもつホットジュピターである。
また、共に地上望遠鏡からの観測によって二次食を検出出来るだけの十分に強い放射を持つだろうと予測される。

各系の詳細

KELT-14系

KELT-14

中心星KELT-14の主なパラメータは以下のとおり。
質量：1.18太陽質量
半径：1.37太陽半径
有効温度：5802 K
金属量：[Fe/H] = 0.33
年齢：5.0 Gyr

TYC 7638-981-1という別名がある。

この恒星は視等級が 11.0であり、スペクトル型は G2である。
ヘルツシュプルング・ラッセル図で言う、転回点 (turn-off point, TOP)付近に位置する恒星である。

KELT-14b

惑星KELT-14bの主なパラメータは以下のとおり。
質量：1.196木星質量
半径：1.52木星半径
軌道周期：1.7100588日
軌道離心率：e = 0のモデルと調和的

典型的な、膨張した半径を持つホットジュピターである。
また、この惑星は K < 10.5 よりも明るい等級を持つトランジット惑星の中では、2番目に明るいKバンドでの放射シグナルを持つ。
そのため、地上望遠鏡からの観測で二次食を十分に検出可能だと考えられる。

WASP-122bについて

KELT-14bは、この報告の直前に Turner et al. (2015)によって、WASP-122bとして報告されたものと同一である。
観測データは、WASP-122bの発見公表前から取得し解析していたものなので、ここではKELT-14bとして取り扱う。

ただし、報告が先行したのはWASP-122bの方である。
(※参考記事
天文・宇宙物理関連メモ vol.66 Turner et al. (2015) WASP-Southサーベイによる3つの惑星発見)

KELT-15系

KELT-15

中心星KELT-15の主なパラメータは以下のとおり。
質量：1.181太陽質量
半径：1.48太陽半径
有効温度：6003 K
金属量：[Fe/H] = 0.05
年齢：5.6 Gyr

TYC 8146-86-1という別名がある。

この恒星は視等級が 11.2であり、スペクトル型は G0である。
ヘルツシュプルング・ラッセル図上における、水平分枝星の"blue hook"周辺に位置しており、ヘルツシュプルングギャップの直前の段階である。

KELT-15b

惑星KELT-15bの主なパラメータは以下のとおり。
質量：0.91木星質量
半径：1.443木星半径
軌道周期：3.329441日
軌道離心率：e = 0のモデルと調和的

KELT-14bと同様に、膨張した半径を持つホットジュピターである。
この惑星も、地上望遠鏡からの観測で二次食を十分に検出可能だと考えられる。

系の進化

両者ともに、膨張した半径を持つホットジュピターである。
しかし、どちらも膨張した半径を持つための中心星からの日射量の経験的な閾値(Demory & Seager 2011など)よりも大きい日射を受けているため、観測された大きな半径は驚くべきことではない。
ただし、恒星の潮汐の Q値が小さい場合は、どちらも初めの ~ 100 Myrの間はこの閾値を下回っていたと考えられる。

KELT-15bは、恒星の潮汐の Q値が小さい場合を除くと、少なくとも今後数Gyrの間は生き残ることが出来る。
しかしKELT-14bは、~ 1 Gyr程度で中心星に落下すると考えられる。Q値が小さい値であれば落下までの時間はより短くなる。
従って、KELT-14bは中心星の準巨星段階を生き残ることが出来ないであろう。

別々の観測グループの率いるプロジェクトが、ほぼ同時に独立して同じ系外惑星を検出するということがあります。
典型的な例としては、HATNetプロジェクトとSuperWASPプロジェクトの競合で、どちらも地上望遠鏡からトランジット法で系外惑星の検出を目指すプロジェクトです。

通常は系外惑星の名前は発見プロジェクトにちなんだ名称が(暫定的に)付けられますが、両者の発見が独立して同時であった場合は、両者の名称を並べて表記することがあります。
例えば、WASP-11-HAT-P-10bやHAT-P-27-WASP-40bなどです。
(表記には揺れがあります。)

その他にも、同じ重力マイクロレンズ法での惑星検出を行っている、MOAプロジェクトとOGLEプロジェクトでも発生します。
ただしこちらの場合は重力マイクロレンズ法による天体検出の特性上、競合関係にありつつも、お互いにアラートを出し合って協力しているのが特徴です。

今回はSuparWASPプロジェクトでWASP-122bとして先に発見が公表されていました。
発見報告論文が公開されたのは 2015年9月8日です。
一方のKELTプロジェクト側の発見報告論文が公開されたのは 2015年10月1日であり、1ヶ月弱の開きがあったことになります。

それにしても今回のこの論文、先にWASP-122bとして報告されて完成を焦ったのか、タイポが多かったような…
潮汐進化や膨張半径の日射の閾値の部分も、過去のKELTプロジェクトの文章とほぼ同一だったり。
(こちら→arXiv:1509.02323
あるいは、参考記事
天文・宇宙物理関連メモ vol.65 Kuhn et al. (2015) KELT-Southによる系外惑星の初発見)

[0回]

【2015/10/05 (月) 15:27】 | 天文・宇宙物理
トラックバック() | コメント(0)

論文関連の(ほぼ)個人用メモ。

arXiv:1509.07912
Vogt et al. (2015)
A Six-Planet System Orbiting HD 219134
(HD 219134まわりの6惑星系)

概要

近傍の K3V型星、HD 219134の高精度ドップラー視線速度観測の結果について。
Keck I ObservatoryにあるHIRES 分光観測器による 175データと、Lick Observatoryにある Automated Planet Finder Telescope (APF)のLevy分光観測器による 101のデータを用いて解析を行った。

その結果、HD 219134まわりに6つの惑星候補を発見した。
軌道周期はそれぞれ 3.1, 6.8, 22.8, 46.7, 94.2, 2247日である。
また最小質量はそれぞれ 3.8, 3.5, 8.9, 21.3, 10.8, 108地球質量である。

解析の結果、最も外側のものによるシグナルは、恒星活動による誤検出ではなさそうだという事が分かった。
また、Fairborn Observatoryの T10 0.8 m automatic photometric telescope (APT)による、数年間に及ぶ測光観測からは、中心星の光度変動の上限値として ~ 0.0002 magという値を与えた。
従って、視線速度シグナルは惑星起源によるものだと考えられる。

HD 219134は等級が V = 5.6と明るいため、ケプラー宇宙望遠鏡で発見された、あるいはNASAのTESSミッションやESAのPLATOミッションで発見されるであろう、複数惑星系に共通する軌道の特徴付けや、追加観測の対象として適している。

HD 219134系について

HD 210134

視等級が 5.57と明るく、また 6.546 pcと比較的太陽系近傍の恒星である。
別名として、HR 8832, GJ 892, HIP 114622がある。

星系としては太陽系から 99番目に近いものであり、Keckの初期の観測ターゲットとなっていた。
また、最小質量が 10木星質量を下回る惑星を持つ系の中では、太陽、ケンタウルス座アルファ星B、おとめ座61番星、HD 20794だけが明るい視等級を持つ。

スペクトル型：K3V
質量：0.794太陽質量
半径：0.77太陽半径
光度：0.31太陽光度
年齢：12.46 Gyr
金属量：[Fe/H] = 0.08
有効温度：4913 K

惑星系

HD 219134b

軌道周期：3.0931日
最小質量：0.012木星質量 (3.8地球質量)
軌道離心率：0
軌道長半径：0.0384740 AU

HD 219134c

軌道周期：6.7635日
最小質量：0.011木星質量 (3.5地球質量)
軌道離心率：0
軌道長半径：0.064816 AU

HD 219134d

軌道周期：22.805日
最小質量：0.028木星質量 (8.9地球質量)
軌道離心率：0
軌道長半径：0.14574 AU

HD 219134e

軌道周期：46.71日
最小質量：0.067木星質量 (21.3地球質量)
軌道離心率：0
軌道長半径：0.23508 AU

HD 219134f

軌道周期：94.2日
最小質量：0.034木星質量 (10.8地球質量)
軌道離心率：0
軌道長半径：0.3753 AU

HD 219134g

軌道周期：2247日
最小質量：0.34木星質量 (108地球質量)
軌道離心率：0.06
軌道長半径：3.11 AU

これらは全て観測結果のベストフィットモデルである。

議論

この系は、少なくとも5つのスーパーアースが、100日未満の軌道周期で公転しているという風変わりな系である。
しかし最近の観測では、このような惑星系は非常に一般的であるということが明らかにされてつつある(Mayor et al. 2009)。

これらの惑星は、その場形成 (in situ formation)なのか、外で形成されて内側へ移動してきたものなのか、現在ではまだ明確な答えは無い。
外側にある巨大惑星 (今回の例で言う HD 219134e)は、このようなスーパーアースの系を壊してしまうという研究結果もある(Batygin & Laughlin 2015)。

これまでに知られている数千ある惑星系の中で、この系は目立っている。
すなわち、主星は比較的明るく、光度変動も非常に小さい。
従ってさらなる観測から、より軽い惑星が発見されるかもしれない。

HD 219134の光度は 0.31太陽光度であるため、0.56 AUの位置に惑星がもし存在すれば、地球が太陽から受け取っているのと同じ日射になり、この位置での軌道周期は 167日である。
もしこの位置に地球質量と同じ惑星が存在した場合、視線速度の変動は 14 cm s^-1となる。
これを現在の技術で検出するのは難しいが、将来的には不可能な値ではない。

[0回]

【2015/10/04 (日) 11:37】 | 天文・宇宙物理
トラックバック() | コメント(0)