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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1509.00662
Maggio et al. (2015)
Coordinated X-ray and Optical observations of Star-Planet Interaction in HD 17156
(HD 17156での恒星・惑星間相互作用のX線・可視光共同観測)
ここでは、HD 17156系に着目した。
この系は、木星質量の惑星で高い軌道離心率を持つ惑星がある。
この系のXMM-Newton observationによるX線での観測と、5ヶ月に渡るHARPS-Nによる可視光領域での分光観測を行った。
惑星が遠星点 (apoastron)に接近している時にXMM-Newtonで観測し、その後近星点 (periastron)通過を、ほぼ同時期にX線と可視光で観測した。
その結果、惑星が近星点付近にいる時期のみにおいて、明確なX線の検出があり、またR'HK 彩層活動インデックスも同時に上昇が見られた。
活動が増加した原因としては2つの説が考えられる。
一つは磁場の磁気リコネクションとフレアによるもの、もう一つは潮汐的に引き剥がされた惑星大気の恒星への降着である。
どちらが原因だとしても、この観測は磁気的な恒星・惑星間相互作用の効果を初めて捉えたものだと考えられる。
近星点での距離は 7.4恒星半径、遠星点では 39.1恒星半径にまで遠ざかる。
軌道長半径は 0.16 AUである(Barbieri et al. 2009)。
中心星 (HD 17156)は、スペクトル型はG0Vで、太陽系から 75 pcの距離にある。
彩層活動のインデックスは、log R'HK = -5.06 〜 -5.01の間を変化する。
この値は、"中年"の太陽型の恒星としては典型的な値である(Pace 2013)。
arXiv:1509.00662
Maggio et al. (2015)
Coordinated X-ray and Optical observations of Star-Planet Interaction in HD 17156
(HD 17156での恒星・惑星間相互作用のX線・可視光共同観測)
概要
恒星と惑星間の相互作用 (Star-planet interaction, SPI)の検出を目指して X線と可視光線で同時観測を行った。ここでは、HD 17156系に着目した。
この系は、木星質量の惑星で高い軌道離心率を持つ惑星がある。
この系のXMM-Newton observationによるX線での観測と、5ヶ月に渡るHARPS-Nによる可視光領域での分光観測を行った。
惑星が遠星点 (apoastron)に接近している時にXMM-Newtonで観測し、その後近星点 (periastron)通過を、ほぼ同時期にX線と可視光で観測した。
その結果、惑星が近星点付近にいる時期のみにおいて、明確なX線の検出があり、またR'HK 彩層活動インデックスも同時に上昇が見られた。
活動が増加した原因としては2つの説が考えられる。
一つは磁場の磁気リコネクションとフレアによるもの、もう一つは潮汐的に引き剥がされた惑星大気の恒星への降着である。
どちらが原因だとしても、この観測は磁気的な恒星・惑星間相互作用の効果を初めて捉えたものだと考えられる。
観測ターゲットについて
惑星 (HD 17156b)は、3.2木星質量を持ち、公転周期 21.2日、軌道離心率 0.68を持つ、典型的なエキセントリック・プラネットである。近星点での距離は 7.4恒星半径、遠星点では 39.1恒星半径にまで遠ざかる。
軌道長半径は 0.16 AUである(Barbieri et al. 2009)。
中心星 (HD 17156)は、スペクトル型はG0Vで、太陽系から 75 pcの距離にある。
彩層活動のインデックスは、log R'HK = -5.06 〜 -5.01の間を変化する。
この値は、"中年"の太陽型の恒星としては典型的な値である(Pace 2013)。
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1509.00691
Gonzalez et al. (2015)
ALMA images of discs: are all gaps carved by planets?
(ALMAによる円盤の画像：全てのギャップは惑星によるものか？)
ここではHL Tauの円盤を模した3次元の流体力学シミュレーションを行った。
円盤中に 5木星質量の惑星を置き、ダスト粒子の空間分布をダストの移動・成長・破壊を含めて計算した。
またその結果をALMAで観測した場合に得られるイメージを作成した。
その結果、ダストの破壊の閾値を衝突速度 15 m s-1とした場合、自己誘導的なダストのpile-upが起きることを示した。
これは、ダストの破壊を入れたシミュレーションとしては初めての結果である。
このダストのpile-upで出来る円盤内の構造は、惑星によって作られる検出しやすいギャップに加えて、惑星によるものと間違えやすい２番目のギャップを形成する。
従って、ギャップ構造の検出を解釈する際には慎重に考える必要がある。
arXiv:1509.00691
Gonzalez et al. (2015)
ALMA images of discs: are all gaps carved by planets?
(ALMAによる円盤の画像：全てのギャップは惑星によるものか？)
概要
ALMAによる観測から、HL Tauまわりの原始惑星系円盤中に多くのギャップとリング構造が発見されている。ここではHL Tauの円盤を模した3次元の流体力学シミュレーションを行った。
円盤中に 5木星質量の惑星を置き、ダスト粒子の空間分布をダストの移動・成長・破壊を含めて計算した。
またその結果をALMAで観測した場合に得られるイメージを作成した。
その結果、ダストの破壊の閾値を衝突速度 15 m s-1とした場合、自己誘導的なダストのpile-upが起きることを示した。
これは、ダストの破壊を入れたシミュレーションとしては初めての結果である。
このダストのpile-upで出来る円盤内の構造は、惑星によって作られる検出しやすいギャップに加えて、惑星によるものと間違えやすい２番目のギャップを形成する。
従って、ギャップ構造の検出を解釈する際には慎重に考える必要がある。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1509.00723
Santos et al. (2015)
Detecting ring systems around exoplanets using high resolution spectroscopy: the case of 51Pegb
(高分散分光観測を用いた系外惑星周りのリングシステムの検出：ペガスス座51番星bの場合)
シンプルなモデルを用いて、環を持つ短周期の巨大惑星から期待される観測的特徴と観測結果を比較し、また環の可能な幾何学的配置について力学的に検討した。
その結果、環が惑星の軌道平面と同一平面上に存在しない場合は、観測結果と合うという結論が得られた。
しかし環の描像に関する力学的な議論からは、その描像は疑わしいということも判明した。
結果としては、惑星と環の組み合わせでは原理的には説明出来ないという事が示唆された。
しかし、短周期惑星まわりの環の存在を反射光から検出し、特徴付けることの可能性についての議論を行った。
また、系外惑星まわりの環は既にトランジットの測光観測で検出されている可能性があるが、食連星によって作られる光度曲線と似ているため、食連星だと誤って解釈されやすいことも示した。
この観測によって、ペガスス座51番星bの半径とアルベドの推定が可能となった。
その結果、この惑星はケプラー7bと同様に (幾何学的アルベド 0.35, Demory et al. (2013)より)、高いアルベドを持ち、膨張半径を持つホットジュピターである事が示された。
星と惑星からのフラックスの比は、惑星の幾何学的アルベドと、反射光の位相関数、惑星半径、そして惑星の軌道長半径から計算することが出来る (Seager et al. 2010など)。
Martins et al (2015)によると、半値幅 (FWHM)は 22.6 ± 3.6 km s-1、検出された惑星の相互相関関数 (cross-correlation function, CCF)の振幅は 6.0 ± 0.4 × 10-4であった。
中心星のFWHMは 7.47 km s-1、CCFは 0.48であり、これらから計算したフラックスの比は 3.8 × 10-4である。
ペガスス座51番星bが木星と同じ半径だとすると、これらか計算した惑星の幾何学的アルベドは 1を大きく超えてしまう。
Martins et al. (2015)では、広いFWHMは非ガウシアン的なノイズによるものであり、人工的なものであると推定されている。
実際、検出が 3σのレベルであるという事実もある。
しかし、仮にCCFの値が本当であったらどうだろうか？
あり得る可能性としては、大きなFWHMは惑星大気の強い風か、非常に速い自転速度に由来するというものが挙げられる。
ここで、系外惑星大気における強い風の特徴は透過スペクトルから検出されているが (Snellen et al. 2010)、これはCCFを大きくすると共に深さは減ることになる。
そのため、惑星大気の強い風に起因するという解は無いことになる。
また、直接は言及されていないものの、Brogi et al. (2013)の観測では、COのラインは太くなるといった特徴を見せていない。
風によるものであれば、波長と関係なく独立に太くなっているという特長が見られるはずである。
そこで、この観測的特長を惑星の環の存在によって説明出来ないか？という点がこの研究のモチベーションである。
そのため、地球・恒星(ペガスス座51番星)・惑星(ペガスス座51番星b)はほぼ一直線とみなすことが出来る。
（ただしトランジットは起こさない惑星系である。）
環からの反射光は、環の幾何学的なアルベドと、地球-恒星-惑星の直線に対する環の平面の傾きに依存する。
ペガスス座51番星bではこれが異なるという理由は無いため、ここでは環の内縁は惑星の半径と等しいと仮定している。
ペガスス座51番星bの真の質量を 0.46木星質量、中心星を 1.04太陽質量 (Santos et al. 2013)、惑星の軌道長半径を 0.052 AU (Martins et al. 2015)とすると、ヒル半径は 5.9木星半径となる。
しかしヒル球の外縁部分は不安定である(Schlichting & Chang 2011など)。
そのため、ヒル半径の3分の2のち天までが安定だとすると、~ 4木星半径が外縁となり得る。
ペガスス座51番星bの半径が 1.2木星半径だとすると、惑星の平均密度は 0.6 g cm-3であり、環を構成しているであろう岩石の密度を 3 g cm-3とすると、ロッシュ半径は ~ 1.5木星半径となる。
ロッシュ半径の2倍より外側には粒子としては存在できないと仮定すれば、環の外縁は ~3.0木星半径と推測できる。
これはヒル半径からの見積もりよりも小さいものである。
注釈として、土星はロッシュ半径外側にもリングを持つが (Eリング)、これはミクロンサイズやサブミクロンサイズの粒子から構成される。
以上の推察から、環の内縁は惑星半径、外縁は 3木星半径としてモデルを構築する。
その結果、傾きが 40 - 90°、環の幾何学的アルベドが 0.4 - 1.0の範囲内では観測を説明するだけの反射光を得ることが出来た。
例えば傾きが 60°、幾何学的アルベド 0.7などである。
幾何学的アルベドの推定は非常に難しい。
土星の環は氷が主体であり、ここで想定している岩石成分の環に対しては先行する研究が無い。
環の粒子に対するポインティング・ロバートソン効果の影響の見積もりも重要である。
~ 45°の傾いた環の場合は、ポインティング・ロバートソン効果により粒子の寿命は 107 - 108年程度である(Schlichting & Chang 2011)。
しかし、傾きが小さい場合で密度の濃い環であれば、この寿命は延びる。
惑星への衝突イベントの結果形成される場合(Tiscareno 2013など)、接近捕獲された小天体や衛星の潮汐破壊の結果(Charnoz et al. 2009など)、または惑星形成時の残骸(ただしこれは否定的(Charnoz et al. 2009))などである。
いずれの起源を持つにせよ、環はラプラス平面という特別な平面内に位置する。
安定状態に落ち着いた系の場合、全てのホットジュピターでは傾きは 0°になる。
傾きが 0°の時は、傾きが 90°の時の 2%のフラックスしか得られず、観測を説明するには小さすぎる値となってしまう。
計算のチェックのため、EXORINGコード (Zuluaga et al. 2015)の公開されている結果の図と比較した結果、よく一致した。
リングを持つ惑星のトランジットのシミュレーションの結果、トランジットは環を持たない場合に比べてより深く、継続時間が長く、また光度曲線の形状はV字に近くなった。
この光度曲線の特徴は食連星による光度曲線と似ている。
そのためこれまでのトランジット観測中に存在していたとしても、偽陽性として処理されている可能性がある。
その結果、傾いた環を持っていた場合は観測結果を説明することが可能だという事が分かったが、力学的な議論からはそのような環の幾何学的配置は考えづらいということも分かった。
そのため、環の存在を仮定するだけでは観測結果を説明することは出来ない。
タイトルだけ見て、「ホットジュピターの周りの環が検出！？」と思いましたが、存在可能性と検出可能性について検討した結果否定的な結論を得た、という内容でした。
arXiv:1509.00723
Santos et al. (2015)
Detecting ring systems around exoplanets using high resolution spectroscopy: the case of 51Pegb
(高分散分光観測を用いた系外惑星周りのリングシステムの検出：ペガスス座51番星bの場合)
概要
最近得られたペガスス座51番星bの反射光観測の特徴が、惑星の周りの環によって説明出来る可能性について議論する。シンプルなモデルを用いて、環を持つ短周期の巨大惑星から期待される観測的特徴と観測結果を比較し、また環の可能な幾何学的配置について力学的に検討した。
その結果、環が惑星の軌道平面と同一平面上に存在しない場合は、観測結果と合うという結論が得られた。
しかし環の描像に関する力学的な議論からは、その描像は疑わしいということも判明した。
結果としては、惑星と環の組み合わせでは原理的には説明出来ないという事が示唆された。
しかし、短周期惑星まわりの環の存在を反射光から検出し、特徴付けることの可能性についての議論を行った。
また、系外惑星まわりの環は既にトランジットの測光観測で検出されている可能性があるが、食連星によって作られる光度曲線と似ているため、食連星だと誤って解釈されやすいことも示した。
ペガスス座51番星bの反射光観測
最近、可視光領域の高分散の観測から、系外惑星からの反射光が検出された (Mortins et al. 2015)。この観測によって、ペガスス座51番星bの半径とアルベドの推定が可能となった。
その結果、この惑星はケプラー7bと同様に (幾何学的アルベド 0.35, Demory et al. (2013)より)、高いアルベドを持ち、膨張半径を持つホットジュピターである事が示された。
星と惑星からのフラックスの比は、惑星の幾何学的アルベドと、反射光の位相関数、惑星半径、そして惑星の軌道長半径から計算することが出来る (Seager et al. 2010など)。
Martins et al (2015)によると、半値幅 (FWHM)は 22.6 ± 3.6 km s-1、検出された惑星の相互相関関数 (cross-correlation function, CCF)の振幅は 6.0 ± 0.4 × 10-4であった。
中心星のFWHMは 7.47 km s-1、CCFは 0.48であり、これらから計算したフラックスの比は 3.8 × 10-4である。
ペガスス座51番星bが木星と同じ半径だとすると、これらか計算した惑星の幾何学的アルベドは 1を大きく超えてしまう。
Martins et al. (2015)では、広いFWHMは非ガウシアン的なノイズによるものであり、人工的なものであると推定されている。
実際、検出が 3σのレベルであるという事実もある。
しかし、仮にCCFの値が本当であったらどうだろうか？
あり得る可能性としては、大きなFWHMは惑星大気の強い風か、非常に速い自転速度に由来するというものが挙げられる。
ここで、系外惑星大気における強い風の特徴は透過スペクトルから検出されているが (Snellen et al. 2010)、これはCCFを大きくすると共に深さは減ることになる。
そのため、惑星大気の強い風に起因するという解は無いことになる。
また、直接は言及されていないものの、Brogi et al. (2013)の観測では、COのラインは太くなるといった特徴を見せていない。
風によるものであれば、波長と関係なく独立に太くなっているという特長が見られるはずである。
そこで、この観測的特長を惑星の環の存在によって説明出来ないか？という点がこの研究のモチベーションである。
リングシステムのモデル
概観
ペガスス座51番星bの視線方向に対する軌道傾斜角は ~ 80°である(Brogi et al. 2013, Martins et al. 2015)。そのため、地球・恒星(ペガスス座51番星)・惑星(ペガスス座51番星b)はほぼ一直線とみなすことが出来る。
（ただしトランジットは起こさない惑星系である。）
環からの反射光は、環の幾何学的なアルベドと、地球-恒星-惑星の直線に対する環の平面の傾きに依存する。
環の内縁
土星の場合は、環の内縁は土星の半径に非常に近い位置にある。ペガスス座51番星bではこれが異なるという理由は無いため、ここでは環の内縁は惑星の半径と等しいと仮定している。
環の外縁
次に、力学的な観点から環の外縁を見積もる。ヒル半径
まずはヒル半径から環の外縁を推定する。ペガスス座51番星bの真の質量を 0.46木星質量、中心星を 1.04太陽質量 (Santos et al. 2013)、惑星の軌道長半径を 0.052 AU (Martins et al. 2015)とすると、ヒル半径は 5.9木星半径となる。
しかしヒル球の外縁部分は不安定である(Schlichting & Chang 2011など)。
そのため、ヒル半径の3分の2のち天までが安定だとすると、~ 4木星半径が外縁となり得る。
ロッシュ半径
しかし、ロッシュ半径 (Roche radius)の外では、環の構成粒子は集まって衛星を形成してしまう。ペガスス座51番星bの半径が 1.2木星半径だとすると、惑星の平均密度は 0.6 g cm-3であり、環を構成しているであろう岩石の密度を 3 g cm-3とすると、ロッシュ半径は ~ 1.5木星半径となる。
ロッシュ半径の2倍より外側には粒子としては存在できないと仮定すれば、環の外縁は ~3.0木星半径と推測できる。
これはヒル半径からの見積もりよりも小さいものである。
注釈として、土星はロッシュ半径外側にもリングを持つが (Eリング)、これはミクロンサイズやサブミクロンサイズの粒子から構成される。
以上の推察から、環の内縁は惑星半径、外縁は 3木星半径としてモデルを構築する。
結果
以上のモデルの環を仮定し、環の幾何学的アルベドと角度を変化させて反射光の見積もりを行った。その結果、傾きが 40 - 90°、環の幾何学的アルベドが 0.4 - 1.0の範囲内では観測を説明するだけの反射光を得ることが出来た。
例えば傾きが 60°、幾何学的アルベド 0.7などである。
幾何学的アルベドの推定は非常に難しい。
土星の環は氷が主体であり、ここで想定している岩石成分の環に対しては先行する研究が無い。
環の粒子に対するポインティング・ロバートソン効果の影響の見積もりも重要である。
~ 45°の傾いた環の場合は、ポインティング・ロバートソン効果により粒子の寿命は 107 - 108年程度である(Schlichting & Chang 2011)。
しかし、傾きが小さい場合で密度の濃い環であれば、この寿命は延びる。
傾いた環の存在可能性
環の起源としては複数の可能性が考えられる。惑星への衝突イベントの結果形成される場合(Tiscareno 2013など)、接近捕獲された小天体や衛星の潮汐破壊の結果(Charnoz et al. 2009など)、または惑星形成時の残骸(ただしこれは否定的(Charnoz et al. 2009))などである。
いずれの起源を持つにせよ、環はラプラス平面という特別な平面内に位置する。
安定状態に落ち着いた系の場合、全てのホットジュピターでは傾きは 0°になる。
傾きが 0°の時は、傾きが 90°の時の 2%のフラックスしか得られず、観測を説明するには小さすぎる値となってしまう。
トランジットでの環の検出可能性
環を持った惑星のトランジットでの検出可能性を見積もるため、SOAP-T (Oshagh et al. 2013)を改良して光度曲線の計算を行った。計算のチェックのため、EXORINGコード (Zuluaga et al. 2015)の公開されている結果の図と比較した結果、よく一致した。
リングを持つ惑星のトランジットのシミュレーションの結果、トランジットは環を持たない場合に比べてより深く、継続時間が長く、また光度曲線の形状はV字に近くなった。
この光度曲線の特徴は食連星による光度曲線と似ている。
そのためこれまでのトランジット観測中に存在していたとしても、偽陽性として処理されている可能性がある。
結論
ペガスス座51番星bの反射光観測の結果を、環の存在を仮定することで説明を試みた。その結果、傾いた環を持っていた場合は観測結果を説明することが可能だという事が分かったが、力学的な議論からはそのような環の幾何学的配置は考えづらいということも分かった。
そのため、環の存在を仮定するだけでは観測結果を説明することは出来ない。
タイトルだけ見て、「ホットジュピターの周りの環が検出！？」と思いましたが、存在可能性と検出可能性について検討した結果否定的な結論を得た、という内容でした。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1509.00735
Grießmeier et al. (2015)
Galactic cosmic rays on extrasolar Earth-like planets I. Cosmic ray flux
(太陽系外の地球型惑星への銀河宇宙線 I 宇宙線フラックス)
しかし惑星の磁場は、宇宙線粒子を防ぐためのシールド層の一つとなる。
惑星の磁場が弱い場合は、大気へ降り注ぐ銀河宇宙線のフラックスは大きくなる。
ここでは、惑星大気への銀河宇宙線のフラックスを、宇宙線粒子のエネルギーと惑星の磁気モーメントの関数として計算した。
惑星の磁気圏内における粒子の伝播を数値計算した。
また磁気圏による宇宙線の遮蔽の効果を、宇宙線粒子のエネルギーが 16 MeV - 524 GeV、磁場強度が地球の 0倍から 10倍で計算を行った。
その結果、磁場が存在しない場合は、大気への宇宙線粒子のフラックスは 3桁以上上昇することが分かった。
惑星が弱く磁化されている場合 (地球の 5%)、512 MeV以下のエネルギーを持つ宇宙線粒子のみが、少なくとも部分的にシールドされる。
地球と同程度の磁場の場合は、このリミットは 32 GeVにまで上昇し、地球の 10倍の磁場強度を持つ場合は、 ~ 200 GeVでも遮蔽が出来る。
今回のパラメータ領域では、弱く磁化された惑星では強い遮蔽効果は発生しない。
地球程度の磁場の場合は 512 MeV以下の宇宙線粒子は強く遮蔽され、地球の 10倍の磁場強度の場合は 10 GeV以下のものは強く遮蔽される。
10地球質量以下の系外惑星は、太陽型星を回る系外惑星の初発見 (ペガスス座51番星b, 1995年)から 10年ほど経った後に可能となった。
地球の 10倍の質量と言うのは、一般的にスーパーアースと呼ばれる惑星の上限値と見なされている値である(明確な基準は無し)。
初めて視線速度法で検出されたスーパーアースは GJ 876dであり、M型星を回る ~ 7.5地球質量の惑星である (Rivera et al. 2005)。
その後もすぐに様々な手法で発見されている。
例えば、重力マイクロレンズ法を用いて発見された、軌道長半径 ~ 5 AU、5.5地球質量のOGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006)、トランジット法を用いて発見された、1.7地球半径、7 - 8地球質量の CoRoT-7b (Leger et al. 2009など)である。
しかしこれはここ数年で変化して来ており、スーパーアースにおける磁場の理論的な研究も進んでいる。
系外岩石惑星の磁場に対する理論的なアプローチには様々なものがあるが、それらは全て似た結果を導いている。
すなわち、M型星まわりのスーパーアースは、最も良い場合でも弱く短寿命の磁場を持つ傾向があり、最悪の場合は磁場を持たないというものである。
過去の研究では (Grießmeier et al. 2005, 2009)、K型星・M型星まわりのスーパーアースの磁場を、解析的なスケーリング則に従って推定した。
その結果、スーパーアースの双極磁場の磁気モーメントは、地球の現在の磁気モーメントの 0.02倍〜0.15倍程度になることが示された。
ただし、このような単純化した磁場の定量的推測はあまり信頼性がない。
しかしより複雑なアプローチでは得られる値はモデル依存性だけではなく、詳細な惑星のパラメータにも依存するものになる。
そこでここでは異なる手法を取る。
惑星磁場の磁気モーメントのモデルを適用するのではなく、磁場による遮蔽が惑星の双極磁場の磁気モーメントによってどう変化するかを調べる、というものである。
惑星は軌道長半径が 0.2 AU、地球質量、地球半径の物を想定した。
惑星の双極子磁場の磁気モーメントは、地球の 0倍から 10倍までをパラメータとして振り、宇宙線粒子のエネルギーは 16 MeVから 524 GeVまでを降った。
これは自転が遅い恒星における恒星風のモデルであるが、中心星のパラメータとしては年齢が太陽と同じとしているため、この近似は良いと考えられる。
arXiv:1509.00735
Grießmeier et al. (2015)
Galactic cosmic rays on extrasolar Earth-like planets I. Cosmic ray flux
(太陽系外の地球型惑星への銀河宇宙線 I 宇宙線フラックス)
概要
理論的な予測によると、中心星に近い地球型惑星の場合は、特に地球より重いスーパーアースの場合は弱い磁場を持つだろうということが示唆されている。しかし惑星の磁場は、宇宙線粒子を防ぐためのシールド層の一つとなる。
惑星の磁場が弱い場合は、大気へ降り注ぐ銀河宇宙線のフラックスは大きくなる。
ここでは、惑星大気への銀河宇宙線のフラックスを、宇宙線粒子のエネルギーと惑星の磁気モーメントの関数として計算した。
惑星の磁気圏内における粒子の伝播を数値計算した。
また磁気圏による宇宙線の遮蔽の効果を、宇宙線粒子のエネルギーが 16 MeV - 524 GeV、磁場強度が地球の 0倍から 10倍で計算を行った。
その結果、磁場が存在しない場合は、大気への宇宙線粒子のフラックスは 3桁以上上昇することが分かった。
惑星が弱く磁化されている場合 (地球の 5%)、512 MeV以下のエネルギーを持つ宇宙線粒子のみが、少なくとも部分的にシールドされる。
地球と同程度の磁場の場合は、このリミットは 32 GeVにまで上昇し、地球の 10倍の磁場強度を持つ場合は、 ~ 200 GeVでも遮蔽が出来る。
今回のパラメータ領域では、弱く磁化された惑星では強い遮蔽効果は発生しない。
地球程度の磁場の場合は 512 MeV以下の宇宙線粒子は強く遮蔽され、地球の 10倍の磁場強度の場合は 10 GeV以下のものは強く遮蔽される。
スーパーアースについて
観測技術の向上により、小さい惑星も数多く発見されるようになってきている。10地球質量以下の系外惑星は、太陽型星を回る系外惑星の初発見 (ペガスス座51番星b, 1995年)から 10年ほど経った後に可能となった。
地球の 10倍の質量と言うのは、一般的にスーパーアースと呼ばれる惑星の上限値と見なされている値である(明確な基準は無し)。
初めて視線速度法で検出されたスーパーアースは GJ 876dであり、M型星を回る ~ 7.5地球質量の惑星である (Rivera et al. 2005)。
その後もすぐに様々な手法で発見されている。
例えば、重力マイクロレンズ法を用いて発見された、軌道長半径 ~ 5 AU、5.5地球質量のOGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006)、トランジット法を用いて発見された、1.7地球半径、7 - 8地球質量の CoRoT-7b (Leger et al. 2009など)である。
惑星の磁気モーメント
最近までは、系外の岩石惑星の磁場は、観測できないだけではなく、理論的にも不明であった。しかしこれはここ数年で変化して来ており、スーパーアースにおける磁場の理論的な研究も進んでいる。
系外岩石惑星の磁場に対する理論的なアプローチには様々なものがあるが、それらは全て似た結果を導いている。
すなわち、M型星まわりのスーパーアースは、最も良い場合でも弱く短寿命の磁場を持つ傾向があり、最悪の場合は磁場を持たないというものである。
過去の研究では (Grießmeier et al. 2005, 2009)、K型星・M型星まわりのスーパーアースの磁場を、解析的なスケーリング則に従って推定した。
その結果、スーパーアースの双極磁場の磁気モーメントは、地球の現在の磁気モーメントの 0.02倍〜0.15倍程度になることが示された。
ただし、このような単純化した磁場の定量的推測はあまり信頼性がない。
しかしより複雑なアプローチでは得られる値はモデル依存性だけではなく、詳細な惑星のパラメータにも依存するものになる。
そこでここでは異なる手法を取る。
惑星磁場の磁気モーメントのモデルを適用するのではなく、磁場による遮蔽が惑星の双極磁場の磁気モーメントによってどう変化するかを調べる、というものである。
計算モデル
中心星と惑星
中心星は、0.5太陽質量、0.46太陽半径で、年齢が 46億年の物を想定。惑星は軌道長半径が 0.2 AU、地球質量、地球半径の物を想定した。
惑星の双極子磁場の磁気モーメントは、地球の 0倍から 10倍までをパラメータとして振り、宇宙線粒子のエネルギーは 16 MeVから 524 GeVまでを降った。
恒星風モデル
この計算中では、Parker (1958)による恒星風のモデルを採用している。これは自転が遅い恒星における恒星風のモデルであるが、中心星のパラメータとしては年齢が太陽と同じとしているため、この近似は良いと考えられる。
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1509.00417
Lorenzi et al. (2015)
The Spectrum of Pluto, 0.40 - 0.93 μm I. Secular and longitudinal distribution of ices and complex organics
(冥王星の0.40 - 0.93 μmのスペクトル I: 氷と複雑な有機分子の分布)
ここでは、冥王星の可視光領域での相対反射率を調べ、冥王星表面の異なる成分について調査した。
また、地上観測からのニュー・ホライズンズによる観測へのサポートを行う。
2014年5〜7月の合計6夜、スペインのLa PalmaにあるWilliam Herschel望遠鏡に設置されているACAMでの観測を行った。
6つのスペクトルを得、また冥王星の自転周期 (6.4日)をカバーしている。
得られたスペクトルのスロープと、メタンによる 0.62 - 0.90 μmの吸収の深さを計算した。
観測の結果、全てのスペクトルにおいて 0.62 - 0.90 μmでのメタン氷の吸収が検出された。
冥王星での 0.62 μmの吸収深さと、これまでのマケマケ、エリスの観測データから、この波長域・温度領域 30 - 40 Kでの、Lambert coefficientを初めて計算した。
arXiv:1509.00417
Lorenzi et al. (2015)
The Spectrum of Pluto, 0.40 - 0.93 μm I. Secular and longitudinal distribution of ices and complex organics
(冥王星の0.40 - 0.93 μmのスペクトル I: 氷と複雑な有機分子の分布)
概要
これまで冥王星の近赤外観測は多数行われてきたが、可視光での観測はあまり行われていない。ここでは、冥王星の可視光領域での相対反射率を調べ、冥王星表面の異なる成分について調査した。
また、地上観測からのニュー・ホライズンズによる観測へのサポートを行う。
2014年5〜7月の合計6夜、スペインのLa PalmaにあるWilliam Herschel望遠鏡に設置されているACAMでの観測を行った。
6つのスペクトルを得、また冥王星の自転周期 (6.4日)をカバーしている。
得られたスペクトルのスロープと、メタンによる 0.62 - 0.90 μmの吸収の深さを計算した。
観測の結果、全てのスペクトルにおいて 0.62 - 0.90 μmでのメタン氷の吸収が検出された。
冥王星での 0.62 μmの吸収深さと、これまでのマケマケ、エリスの観測データから、この波長域・温度領域 30 - 40 Kでの、Lambert coefficientを初めて計算した。
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