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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.05916
Wilson Cauley et al. (2015)
Optical hydrogen absorption consistent with a thin bow shock leading the hot Jupiter HD 189733b
(ホットジュピターHD 189733bに先行する薄いバウショックの存在と合致する可視領域の水素による吸収)
ここでは、水素のバルマー系列の波長で、HD 189733bのトランジットを高分散トランジット分光観測を行った。
結果、惑星のトランジット前の吸収の特徴と、吸収の時系列の形状から、系外惑星周りの広範囲の構造に対して強い制限を与えた。
トランジット中の観測では、先行研究における、惑星外気圏でのHα吸収の証拠を確認したが、吸収の深さは先行研究と比べると 50%低かった。
惑星トランジット前の吸収は、可視トランジット開始の 125分前に出現した。
吸収の強さから、トランジット前の吸収源は光学的に厚いが、サイズは小さいことが示唆された。
このシグナルを、バウショックの惑星に先行する食の開始とみなしてモデル化を行った。
その結果、バウショックが惑星の磁気圏によるものだとすると、モデルからは磁場は 28 Gという大きな値を得る。
・ハイドロダイナミックエスケープによる大気散逸 (Vidal-Madjar et al. 2003)
・中心星と近接していることによる、恒星・惑星間相互作用 (star-planet-interactions, SPIs)の存在 (Cuntz et al. 2000, Shkolnik et al. 2005)
・惑星が、恒星風やコロナ中を超音速で運動することによるバウショックの形成 (Vidotto et al. 2010)
もしバウショックが惑星磁気圏由来のものであれば、ショックで圧縮された物質による吸収から、磁場の強度を求めることが可能かもしれない。
様々な原子や分子が大気中から検出されている。大気には、重力的に束縛されたものと、そうではない散逸している大気を含む。
例として、
メタン (Swain et al. 2008)
水 (Grillmair et al. 2008)
NaI (Redfield et al. 2008)
OI (Ben-Jaffel & Ballster 2013)
中性水素 (Jensen et al. 2012, Lecavelier des Etangs et al. 2010)
がある。
これらはトランジット時の透過スペクトル分光観測から発見されたものである。
また同様の現象はWASP-12bでも報告されている(Fossati et al. 2010)。
WASP-12bでは、近紫外線領域の 41 Åでの1回の2σの吸収が検出された。
これはトランジットするバウショックとしてモデル化された(Vidotto et al. 2010, Llana et al. 2011)。
HD 189733bでは、CII線での2回のトランジット前の吸収が検出され、同じくバウショックによるモデル化がされている(Ben-Jaffel & Ballster 2013, Llama et al. 2011)。
Hαでの分解能は R ~ 68000、あるいは 4.4 km s-1である。
系外惑星大気中でのHβ, Hγの検出は初めてである。
吸収は ~ 0.7%程度で、先行研究(Jensen et al. 2010)のHαの吸収よりも ~ 50%低いものだった。
これは、黒点や活動領域などの恒星の表面活動に起因するものであると考えらえる。
Pre-transit時では、Hα, βの吸収は > 3σで検出されたが、Hγは3σよりやや小さい。
以下の特徴があった。
・Hα, βの吸収の比は 1.6 - 2.0であった。これはoptically thin limitよりもずっと低い値である。そのため、pre-transitの吸収源は光学的に厚いと考えられる。
・吸収は、 -70 〜 -66分を境に突然減少を始めている。そのため、pre-transitの吸収の原因となっている物質は、惑星が第一接触となる前に恒星面から外れなければいけない。また、吸収物質は惑星に対して非対称な構造を持っている。これは、post-transitでは同様の吸収は見られなかったことからも支持される。
・吸収は ~ 1.3%を超えなかった。そのため、光学的に厚い吸収物質は、恒星表面の同程度の割合を隠したと考えられる。
その結果、トランジットとは直接の相関は存在しなかった。
また、トランジット中心時刻前後では、activity indexは減少傾向にある。
モデル化の際に、周辺減光 (limb darkening)の影響は無視している。
観測では恒星線のうち非常に狭い領域 (~ 1.0Å)を見ているからである。
このバルマー線は、恒星大気の非常に薄い層の、温度勾配が小さいところで作られるため、周辺減光の効果は無視することができる(Mihalas 1978)。
モデル化に際して、恒星風やコロナなどの影響を含めた、完全な物理条件は考慮しない。
代わりにバウショックの形状と、観測で得られた吸収を説明できるだけの、n=2の準位にある水素の密度を考慮する。
また、磁気圏のstandoff distanceと、惑星からバウショック先端までの距離は等しいと仮定する。
バウショックの形状は、Wilkin (1996)のものを使用した。
Standoff distanceをrm、惑星軌道とバウショック先端方向の角度をθshとした場合、モデルからは rm = 12.75惑星半径、θsh = 15°となった。
これは、Ben-Jaffel & Ballster (2013)の、16.7惑星半径、10-30°と近い値である。
しかし、惑星磁場を 14 Gと仮定した Llama et al. (2013)の、3.8惑星半径と 65-70°とは異なる。
これは、恒星風の速度や温度を過大評価していることや、惑星磁場を過小評価していることが原因であると考えられる。
また、HD 189733からの恒星風による質量散逸率についても議論している。
先行研究と比較すると、今回のモデルによる見積もりは 100倍ほど低い値となっている。
しかし中心星は活動的な恒星であり、観測はスナップショットであるということを考えると、今後のさらなる議論が必要である。
その結果、バウショックモデルは観測のpre-transitの特徴をよく説明した。
モデルから、赤道面での惑星磁場強度は 28 Gと推定した。
また、惑星磁気圏のstandoff distanceは 12.75惑星半径となった。
このstandoff distanceでは、推定した磁場強度はいくつかの仮定のため下限値である。
arXiv:1507.05916
Wilson Cauley et al. (2015)
Optical hydrogen absorption consistent with a thin bow shock leading the hot Jupiter HD 189733b
(ホットジュピターHD 189733bに先行する薄いバウショックの存在と合致する可視領域の水素による吸収)
概要
ガス中を超音速で通過する物体が形成するbow shock (バウショック)は普遍的な現象である。ここでは、水素のバルマー系列の波長で、HD 189733bのトランジットを高分散トランジット分光観測を行った。
結果、惑星のトランジット前の吸収の特徴と、吸収の時系列の形状から、系外惑星周りの広範囲の構造に対して強い制限を与えた。
トランジット中の観測では、先行研究における、惑星外気圏でのHα吸収の証拠を確認したが、吸収の深さは先行研究と比べると 50%低かった。
惑星トランジット前の吸収は、可視トランジット開始の 125分前に出現した。
吸収の強さから、トランジット前の吸収源は光学的に厚いが、サイズは小さいことが示唆された。
このシグナルを、バウショックの惑星に先行する食の開始とみなしてモデル化を行った。
その結果、バウショックが惑星の磁気圏によるものだとすると、モデルからは磁場は 28 Gという大きな値を得る。
研究背景とこれまでの観測例
ホットジュピターの観測的特徴
ホットジュピターでは、以下のような現象が発生していると考えられている。・ハイドロダイナミックエスケープによる大気散逸 (Vidal-Madjar et al. 2003)
・中心星と近接していることによる、恒星・惑星間相互作用 (star-planet-interactions, SPIs)の存在 (Cuntz et al. 2000, Shkolnik et al. 2005)
・惑星が、恒星風やコロナ中を超音速で運動することによるバウショックの形成 (Vidotto et al. 2010)
もしバウショックが惑星磁気圏由来のものであれば、ショックで圧縮された物質による吸収から、磁場の強度を求めることが可能かもしれない。
HD 189733bの大気特性
HD 189733bは太陽系に近い系外惑星であり、中心星の相対的な明るさのおかげで広く研究されている対象である。様々な原子や分子が大気中から検出されている。大気には、重力的に束縛されたものと、そうではない散逸している大気を含む。
例として、
メタン (Swain et al. 2008)
水 (Grillmair et al. 2008)
NaI (Redfield et al. 2008)
OI (Ben-Jaffel & Ballster 2013)
中性水素 (Jensen et al. 2012, Lecavelier des Etangs et al. 2010)
がある。
これらはトランジット時の透過スペクトル分光観測から発見されたものである。
トランジット前の吸収
トランジット中の検出の他に、トランジット前での吸収も検出されている(Ben-Jaffel & Ballster 2013)。また同様の現象はWASP-12bでも報告されている(Fossati et al. 2010)。
WASP-12bでは、近紫外線領域の 41 Åでの1回の2σの吸収が検出された。
これはトランジットするバウショックとしてモデル化された(Vidotto et al. 2010, Llana et al. 2011)。
HD 189733bでは、CII線での2回のトランジット前の吸収が検出され、同じくバウショックによるモデル化がされている(Ben-Jaffel & Ballster 2013, Llama et al. 2011)。
観測
観測は、バルマー系列のHα, Hβ, Hγの高分散トランジット分光観測を行った。Hαでの分解能は R ~ 68000、あるいは 4.4 km s-1である。
観測結果
In-transit時の吸収
惑星がトランジットを起こしている際の観測では、Hα, β, γの吸収をそれぞれ > 3σで検出した。系外惑星大気中でのHβ, Hγの検出は初めてである。
吸収は ~ 0.7%程度で、先行研究(Jensen et al. 2010)のHαの吸収よりも ~ 50%低いものだった。
これは、黒点や活動領域などの恒星の表面活動に起因するものであると考えらえる。
Pre-transit時の吸収
トランジット中心の時刻を0とした時の、 -115〜 -70分までのデータは、観測器がtelluric standardを得るために使っていたためデータが欠落している。後述の強い吸収は予想されていなかった。Pre-transit時では、Hα, βの吸収は > 3σで検出されたが、Hγは3σよりやや小さい。
以下の特徴があった。
・Hα, βの吸収の比は 1.6 - 2.0であった。これはoptically thin limitよりもずっと低い値である。そのため、pre-transitの吸収源は光学的に厚いと考えられる。
・吸収は、 -70 〜 -66分を境に突然減少を始めている。そのため、pre-transitの吸収の原因となっている物質は、惑星が第一接触となる前に恒星面から外れなければいけない。また、吸収物質は惑星に対して非対称な構造を持っている。これは、post-transitでは同様の吸収は見られなかったことからも支持される。
・吸収は ~ 1.3%を超えなかった。そのため、光学的に厚い吸収物質は、恒星表面の同程度の割合を隠したと考えられる。
恒星活動について
中心星のHD 189733を、CaII H, Kで観測し、恒星のactivity indexも算出した。その結果、トランジットとは直接の相関は存在しなかった。
また、トランジット中心時刻前後では、activity indexは減少傾向にある。
吸収のモデル化
Pre-transitの吸収はバウショックによるもの、in-transitの吸収は惑星の外気圏 (exosphere)によるものと考えられる。モデル化の際に、周辺減光 (limb darkening)の影響は無視している。
観測では恒星線のうち非常に狭い領域 (~ 1.0Å)を見ているからである。
このバルマー線は、恒星大気の非常に薄い層の、温度勾配が小さいところで作られるため、周辺減光の効果は無視することができる(Mihalas 1978)。
モデル化に際して、恒星風やコロナなどの影響を含めた、完全な物理条件は考慮しない。
代わりにバウショックの形状と、観測で得られた吸収を説明できるだけの、n=2の準位にある水素の密度を考慮する。
また、磁気圏のstandoff distanceと、惑星からバウショック先端までの距離は等しいと仮定する。
バウショックの形状は、Wilkin (1996)のものを使用した。
Standoff distanceをrm、惑星軌道とバウショック先端方向の角度をθshとした場合、モデルからは rm = 12.75惑星半径、θsh = 15°となった。
これは、Ben-Jaffel & Ballster (2013)の、16.7惑星半径、10-30°と近い値である。
しかし、惑星磁場を 14 Gと仮定した Llama et al. (2013)の、3.8惑星半径と 65-70°とは異なる。
これは、恒星風の速度や温度を過大評価していることや、惑星磁場を過小評価していることが原因であると考えられる。
また、HD 189733からの恒星風による質量散逸率についても議論している。
先行研究と比較すると、今回のモデルによる見積もりは 100倍ほど低い値となっている。
しかし中心星は活動的な恒星であり、観測はスナップショットであるということを考えると、今後のさらなる議論が必要である。
まとめ
バルマー系列の3つで系外惑星のトランジット観測を行った。その結果、バウショックモデルは観測のpre-transitの特徴をよく説明した。
モデルから、赤道面での惑星磁場強度は 28 Gと推定した。
また、惑星磁気圏のstandoff distanceは 12.75惑星半径となった。
このstandoff distanceでは、推定した磁場強度はいくつかの仮定のため下限値である。
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.05177
Gerdes et al. (2015)
Observation of Two New L4 Neptune Trojans in the Dark Energy Survey Supernova Fields
(ダークエネルギー調査における、海王星L4トロヤ群小惑星の観測)
今回発見した海王星トロヤ群小惑星は、2014 QO441と2014 QP441の2つであり、2013-14と2014-15のDark Energy Surveyで発見された。
発見された海王星トロヤ群天体は、軌道傾斜角が 18.8°と19.4°である。また2014 QO441は軌道離心率が ~ 0.104であり、安定な軌道を持つ海王星トロヤ群天体の中でも特に軌道離心率が大きい。
主要な天体の60°先行した場所か、60°追随する場所に集中して存在し、それぞれL4とL5のラグランジュポイントに対応している。
地球にもトロヤ群天体が発見されている(Connors et al. 2011)。
これまでに 6000個を超すトロヤ群天体が発見されている。
直径が 1 kmを超える木星のトロヤ群天体は 600000個を超えると予想されている(Yoshida & Nakamura 2005)。この数は、同じサイズのメインベルトにおける個数と同程度である。
一方、大きなサイズ (直径 65 km以上)の海王星のトロヤ群天体の個数は、同じサイズの木星のトロヤ群天体の個数よりも一桁多く存在すると推定されている(Chiang & Lithwick 2005, Sheppard & Trujillo 2006)。
ただし9個目の 2004 KV18(L5に存在)は軌道離心率が ~ 0.18で、libration振幅が ~ 70°であり、~Myrのオーダーで不安定である。散乱円盤天体が一時的に捕獲されたものだと考えられる。
これまでに発見されている9個の海王星のトロヤ群天体のうち、7個がL4に存在している。
しかし、L4とL5の存在個数が大きく異なると考える経験的な理由は存在しない。
実際に、L5のトロヤ群天体の発見数が少ない理由は、海王星のL5はちょうど銀河中心の方向と視線方向が重なっており、小天体の観測が難しいことが原因だと考えられる(Sheppard & Trujillo 2010, Parker et al. 2013)。
海王星のトロヤ群天体の数は、太陽系の進化の理解にも重要だと考えられる。例えば、初期の星雲中でのgas dragや、惑星移動、惑星形成時の質量獲得、太陽が形成された星団内での通過星との遭遇による海王星軌道の擾乱などである。
ダークエネルギーの状態方程式を決めるため、弱い重力レンズ効果や、銀河同士の相互作用、銀河団の性質の観測、Ia型超新星の観測などを行っている。
太陽系内の遠方天体を検出・観測する能力もあり、過去にはセドナに似た天体である 2012 VP113を発見している(Trujillo & Sheppard 2014)。この天体の近日点は > 80 AUであり、最も近日点が遠い天体の一つである。
・2014 QO441
軌道長半径：30.102 ± 0.001 AU
軌道離心率：0.1046 ± 0.0004
軌道傾斜角：18.8316 ± 0.0003
Libration周期：9074 ± 3 年
Libration振幅：10.9 ± 0.1°
視等級：23.3 (r band)、8.2 (Hv)
直径：130 km (アルベド 5%を仮定)
・2014 QP441
軌道長半径：30.108 ± 0.011 AU
軌道離心率：0.067 ± 0.002
軌道傾斜角：19.405 ± 0.001
Libration周期：9114 ± 5 年
Libration振幅：7.8 ± 1.3°
視等級：23.9 (r band)、9.1 (Hv)
直径：70 km (アルベド 5%を仮定)
2004 UP10 (L4)
2005 TN53 (L4)
2005 TO74 (L4)
2006 RJ103 (L4)
2007 VL305 (L4)
2008 LC18 (L5)
2011 HM102 (L5)
2001 UV177 (L4)
N体計算コードのMercury 6で軌道安定性について調べた結果、> Gyrのタイムスケールで安定であると考えられる。
また天体の色は他のトロヤ群天体と同様である。
両者ともに軌道傾斜角は大きめの値である。
これは海王星のトロヤ群天体は力学的に熱い系であることを示す。海王星による捕獲の際に励起されたものであるかもしれない。
Dark Energy Surveyは今後再びこの2つの天体を観測する機会がある。
なお、ここでは海王星のトロヤ群天体の発見に主眼を置いたが、Dark Energy Surveyでは他にも20個のカイパーベルト天体と太陽系外縁天体を発見している。
特に、2013 RF98は軌道長半径が 325 AU、近日点距離は 36 AUであり、最も軌道周期が長い外縁天体の一つである。
ダークエネルギーの性質を探るための望遠鏡を使って、海王星のトロヤ群小惑星を発見したというニュースです。
両者には全然関係はありませんが、深宇宙を観測するプロジェクトではしばしば太陽系内天体の暗い天体の観測も行われます。小惑星のサイズ分布に関する観測も、もともとはSDSSの深宇宙観測によるものである、など。
それにしても、海王星のL5の発見数が少ないのは、L5の位置が銀河中心にかぶっているからだとは知りませんでした。
arXiv:1507.05177
Gerdes et al. (2015)
Observation of Two New L4 Neptune Trojans in the Dark Energy Survey Supernova Fields
(ダークエネルギー調査における、海王星L4トロヤ群小惑星の観測)
概要
ダークエネルギー調査(the Dark Energy Survey)プロジェクトの一環で、海王星の先行トロヤ群(L4)における8, 9個目のトロヤ群小惑星を発見した。今回発見した海王星トロヤ群小惑星は、2014 QO441と2014 QP441の2つであり、2013-14と2014-15のDark Energy Surveyで発見された。
発見された海王星トロヤ群天体は、軌道傾斜角が 18.8°と19.4°である。また2014 QO441は軌道離心率が ~ 0.104であり、安定な軌道を持つ海王星トロヤ群天体の中でも特に軌道離心率が大きい。
トロヤ群天体について
トロヤ群天体全般
トロヤ群天体は、メインベルト天体、古典的カイパーベルト天体と並び、安定な軌道を持つ小天体である。主要な天体の60°先行した場所か、60°追随する場所に集中して存在し、それぞれL4とL5のラグランジュポイントに対応している。
地球にもトロヤ群天体が発見されている(Connors et al. 2011)。
木星と海王星のトロヤ群の比較
木星のトロヤ群天体は最も多く発見されており、よく特徴付けられている。これまでに 6000個を超すトロヤ群天体が発見されている。
直径が 1 kmを超える木星のトロヤ群天体は 600000個を超えると予想されている(Yoshida & Nakamura 2005)。この数は、同じサイズのメインベルトにおける個数と同程度である。
一方、大きなサイズ (直径 65 km以上)の海王星のトロヤ群天体の個数は、同じサイズの木星のトロヤ群天体の個数よりも一桁多く存在すると推定されている(Chiang & Lithwick 2005, Sheppard & Trujillo 2006)。
海王星のトロヤ群天体
海王星のトロヤ群天体は、初めて 2001 QR322が発見されて以来(Chiang et al. 2003)、これまで追加で8個のみが発見されていた。ただし9個目の 2004 KV18(L5に存在)は軌道離心率が ~ 0.18で、libration振幅が ~ 70°であり、~Myrのオーダーで不安定である。散乱円盤天体が一時的に捕獲されたものだと考えられる。
これまでに発見されている9個の海王星のトロヤ群天体のうち、7個がL4に存在している。
しかし、L4とL5の存在個数が大きく異なると考える経験的な理由は存在しない。
実際に、L5のトロヤ群天体の発見数が少ない理由は、海王星のL5はちょうど銀河中心の方向と視線方向が重なっており、小天体の観測が難しいことが原因だと考えられる(Sheppard & Trujillo 2010, Parker et al. 2013)。
海王星のトロヤ群天体の数は、太陽系の進化の理解にも重要だと考えられる。例えば、初期の星雲中でのgas dragや、惑星移動、惑星形成時の質量獲得、太陽が形成された星団内での通過星との遭遇による海王星軌道の擾乱などである。
Dark Energy Surveyについて
Dark Energy Surveyは、Cerro Tololo Inter-American Observatory (セロ・トロロ汎米天文台)における4メートルのBlanco telescopeに設置されている、Dark Energy Camera (DECam)で観測を行っている。ダークエネルギーの状態方程式を決めるため、弱い重力レンズ効果や、銀河同士の相互作用、銀河団の性質の観測、Ia型超新星の観測などを行っている。
太陽系内の遠方天体を検出・観測する能力もあり、過去にはセドナに似た天体である 2012 VP113を発見している(Trujillo & Sheppard 2014)。この天体の近日点は > 80 AUであり、最も近日点が遠い天体の一つである。
発見された天体について
発見された2つの天体は以下のとおり。・2014 QO441
軌道長半径：30.102 ± 0.001 AU
軌道離心率：0.1046 ± 0.0004
軌道傾斜角：18.8316 ± 0.0003
Libration周期：9074 ± 3 年
Libration振幅：10.9 ± 0.1°
視等級：23.3 (r band)、8.2 (Hv)
直径：130 km (アルベド 5%を仮定)
・2014 QP441
軌道長半径：30.108 ± 0.011 AU
軌道離心率：0.067 ± 0.002
軌道傾斜角：19.405 ± 0.001
Libration周期：9114 ± 5 年
Libration振幅：7.8 ± 1.3°
視等級：23.9 (r band)、9.1 (Hv)
直径：70 km (アルベド 5%を仮定)
これまでに発見されていた海王星のトロヤ群天体
2001 QR322 (L4)2004 UP10 (L4)
2005 TN53 (L4)
2005 TO74 (L4)
2006 RJ103 (L4)
2007 VL305 (L4)
2008 LC18 (L5)
2011 HM102 (L5)
2001 UV177 (L4)
結論・議論
海王星のL4に存在する、8, 9個目のトロヤ群天体を発見した。N体計算コードのMercury 6で軌道安定性について調べた結果、> Gyrのタイムスケールで安定であると考えられる。
また天体の色は他のトロヤ群天体と同様である。
両者ともに軌道傾斜角は大きめの値である。
これは海王星のトロヤ群天体は力学的に熱い系であることを示す。海王星による捕獲の際に励起されたものであるかもしれない。
Dark Energy Surveyは今後再びこの2つの天体を観測する機会がある。
なお、ここでは海王星のトロヤ群天体の発見に主眼を置いたが、Dark Energy Surveyでは他にも20個のカイパーベルト天体と太陽系外縁天体を発見している。
特に、2013 RF98は軌道長半径が 325 AU、近日点距離は 36 AUであり、最も軌道周期が長い外縁天体の一つである。
ダークエネルギーの性質を探るための望遠鏡を使って、海王星のトロヤ群小惑星を発見したというニュースです。
両者には全然関係はありませんが、深宇宙を観測するプロジェクトではしばしば太陽系内天体の暗い天体の観測も行われます。小惑星のサイズ分布に関する観測も、もともとはSDSSの深宇宙観測によるものである、など。
それにしても、海王星のL5の発見数が少ないのは、L5の位置が銀河中心にかぶっているからだとは知りませんでした。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.05499
Loren-Aguilar & Bate (2015)
Toroidal vortices and the conglomeration of dust into rings in protoplanetary discs
(原始惑星系円盤中のトロイダルな渦とダストのリング状への集積)
この不安定は、円盤内でのダスト粒子の集積の原因となる可能性がある。
円盤内でダストが沈殿すると、鉛直方向の組成によるエントロピー勾配が生成される。このエントロピー勾配が不安定性の原因である。
エントロピーの勾配の存在は、傾圧不安定の原因となり、トロイダルなガスの渦を生み出す。これがダストを円盤内でリング状に掃き集める効果となる。
不安定によって形成されたダストによるリング構造は、ダストの連続光放射か散乱光によって観測可能である。(ALMA望遠鏡によるミリ波またはサブミリ波観測)
これは、HL TauやTW Hyaなどで発見されているリング構造の生成に寄与する可能性がある。このリング形成メカニズムは惑星が不要である。
そのほか、この不安定性はダストの集積、大きな微惑星の半径方向の移動、円盤内の角運動量輸送に関係するかもしれない。
この不安定性と、その他の円盤内での不安定性(dust streaming instability、熱的傾圧不安定、磁気回転不安定、重力不安定)との関係はまだ不明瞭である。
また、~ 10 m程度より大きいダスト粒子はガスと結合していないため、不安定を駆動しない。
しかし、小さい粒子によって駆動された渦は大きな粒子の半径方向の移動に影響を及ぼす可能性がある。もしメートルサイズの粒子の落下が止まるか減速されるかすれば、惑星形成にも寄与する。
arXiv:1507.05361
Hwang et al. (2015)
KMT-2015-1b: a Giant Planet Orbiting a Low-mass Dwarf Host Star Discovered by a New High-cadence Microlensing Survey with a Global Telescope Network
(KMT-2015-1b：新しい重力マイクロレンズ惑星探査による、低質量星まわりの巨大惑星の発見)
M-dwarfのまわりの巨大惑星を発見した。
中心星質量は 0.18 ± 0.12太陽質量、惑星質量は 2.2 ± 1.4木星質量。
投影された距離は 0.76 ± 0.08 AUであり、これはsnow lineの外側の惑星である。
(一般論として、重力マイクロレンズ法はsnow line周辺か外側の系外惑星探査に適している)
KMTNetは以下の場所に3つの望遠鏡を持つ。
・Cerro Tololo Inter-American Observatory (セロ・トロロ汎米天文台)、チリ (KMT CTIO)
・South African Astronomical Observatory (南アフリカ天文台)、南アフリカ (KMT SAAO)
・Siding Spring Observatory (サイディング・スプリング天文台)、オーストラリア (KMT SSO)
いずれも1.6m口径の望遠鏡で。4つの9K×9K CCDを持つ。
なおこの惑星の発見時は KMT SSOはオンラインではなかったため、2つの望遠鏡による観測である。
arXiv:1507.05499
Loren-Aguilar & Bate (2015)
Toroidal vortices and the conglomeration of dust into rings in protoplanetary discs
(原始惑星系円盤中のトロイダルな渦とダストのリング状への集積)
概要
原始惑星系円盤内での新しい流体力学的不安定を発見した。これはdust-to-gas ratio (ダストガス比)の変動に起因するものである。この不安定は、円盤内でのダスト粒子の集積の原因となる可能性がある。
円盤内でダストが沈殿すると、鉛直方向の組成によるエントロピー勾配が生成される。このエントロピー勾配が不安定性の原因である。
エントロピーの勾配の存在は、傾圧不安定の原因となり、トロイダルなガスの渦を生み出す。これがダストを円盤内でリング状に掃き集める効果となる。
不安定によって形成されたダストによるリング構造は、ダストの連続光放射か散乱光によって観測可能である。(ALMA望遠鏡によるミリ波またはサブミリ波観測)
これは、HL TauやTW Hyaなどで発見されているリング構造の生成に寄与する可能性がある。このリング形成メカニズムは惑星が不要である。
そのほか、この不安定性はダストの集積、大きな微惑星の半径方向の移動、円盤内の角運動量輸送に関係するかもしれない。
計算、その他
シミュレーションにはSPHコードを使用。この不安定性と、その他の円盤内での不安定性(dust streaming instability、熱的傾圧不安定、磁気回転不安定、重力不安定)との関係はまだ不明瞭である。
また、~ 10 m程度より大きいダスト粒子はガスと結合していないため、不安定を駆動しない。
しかし、小さい粒子によって駆動された渦は大きな粒子の半径方向の移動に影響を及ぼす可能性がある。もしメートルサイズの粒子の落下が止まるか減速されるかすれば、惑星形成にも寄与する。
arXiv:1507.05361
Hwang et al. (2015)
KMT-2015-1b: a Giant Planet Orbiting a Low-mass Dwarf Host Star Discovered by a New High-cadence Microlensing Survey with a Global Telescope Network
(KMT-2015-1b：新しい重力マイクロレンズ惑星探査による、低質量星まわりの巨大惑星の発見)
概要
重力マイクロレンズ法を使用した系外惑星探査プロジェクト、KMTNetでの系外惑星KMT-2015-1bの発見報告。M-dwarfのまわりの巨大惑星を発見した。
中心星質量は 0.18 ± 0.12太陽質量、惑星質量は 2.2 ± 1.4木星質量。
投影された距離は 0.76 ± 0.08 AUであり、これはsnow lineの外側の惑星である。
(一般論として、重力マイクロレンズ法はsnow line周辺か外側の系外惑星探査に適している)
KMTNetについて
KMTNet (Korea Microlensing Telescope Network)は、2015年2月に稼働した重力マイクロレンズ法による系外惑星探査プロジェクトである。KMTNetは以下の場所に3つの望遠鏡を持つ。
・Cerro Tololo Inter-American Observatory (セロ・トロロ汎米天文台)、チリ (KMT CTIO)
・South African Astronomical Observatory (南アフリカ天文台)、南アフリカ (KMT SAAO)
・Siding Spring Observatory (サイディング・スプリング天文台)、オーストラリア (KMT SSO)
いずれも1.6m口径の望遠鏡で。4つの9K×9K CCDを持つ。
なおこの惑星の発見時は KMT SSOはオンラインではなかったため、2つの望遠鏡による観測である。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.04749
Jenkins et al. (2015)
The Observed Distribution of Spectroscopic Binaries from the Anglo-Australian Planet Search
(Anglo-Australian Planet Searchによる分光連星の分布の観測)
うち3つの系は、伴星は褐色矮星であると考えられる。
また2つの系は、軌道周期が 1000日未満の連星の中では特に軌道離心率が大きいものとなっている。
連星になっている割合と金属量の関係性について、金属量が -1.0 - 0.6 dexの範囲で、binary fractionはおおむね ~ 43%程度で一定であった。
この傾向は、巨大惑星を持つ頻度と金属量の関係とは対照的である。
この事実は、連星は分子雲の収縮過程での分裂 (fragmentation)で形成されるということを示唆する。
近接した連星の形成過程は分子雲の収縮過程での分裂によるものが支配的であり、原始惑星系円盤を経てその分裂で形成されるものは少数であるという説を支持するものである。
連星系の頻度は金属量と大きな相関は見られず、ほぼフラットという結果のようです。
一方、巨大惑星の存在頻度は金属量と相関があるため、連星系の形成と巨大惑星の形成は別過程だろうという示唆がされています。
arXiv:1507.04751
Bolmont et al. (2015)
Mercury-T: A new code to study tidally evolving multi-planet systems. Applications to Kepler-62
(Mercury-T：複数惑星系の潮汐進化計算のための新しいコード ケプラー62系への応用)
このような系は潮汐進化をする。ここでは、惑星間の相互作用が惑星の潮汐進化にどのように影響するかを調査した。
新しいN体計算用のオープンソースコードであるMercury-Tを開発。これは、潮汐、一般相対論効果、回転による扁平化を考慮したN体計算のコードである。
標準的な平衡潮汐モデル、定数のtime lagモデルを使用している。
また、中心星の半径進化も考慮に入れたモデルである。
(中心星として考慮するのは、褐色矮星、M型矮星、0.1太陽質量の恒星、太陽程度の恒星、そして木星)
この計算コードをケプラー62の惑星系に適用した。
計算の結果、場合によっては潮汐は系の安定性に影響することがある。
4つの内側惑星は自転周期が遅く、自転軸傾斜角も小さいと考えられる。
5つ目は、早い自転周期と大きな自転軸傾斜角を持ちうる。
そのため、ケプラー62e、ケプラー62fの2つのハビタブルゾーン内の惑星は非常に異なる気候を持つ可能性がある。これは、両惑星表面での水の存在可能性に関係する可能性がある。
arXiv:1507.04749
Jenkins et al. (2015)
The Observed Distribution of Spectroscopic Binaries from the Anglo-Australian Planet Search
(Anglo-Australian Planet Searchによる分光連星の分布の観測)
概要
Anglo-Australian Planet Searchでの観測から、17個の連星系を検出した。発見された連星系の質量・軌道離心率、軌道周期は広範囲にわたっている。うち3つの系は、伴星は褐色矮星であると考えられる。
また2つの系は、軌道周期が 1000日未満の連星の中では特に軌道離心率が大きいものとなっている。
連星になっている割合と金属量の関係性について、金属量が -1.0 - 0.6 dexの範囲で、binary fractionはおおむね ~ 43%程度で一定であった。
この傾向は、巨大惑星を持つ頻度と金属量の関係とは対照的である。
この事実は、連星は分子雲の収縮過程での分裂 (fragmentation)で形成されるということを示唆する。
近接した連星の形成過程は分子雲の収縮過程での分裂によるものが支配的であり、原始惑星系円盤を経てその分裂で形成されるものは少数であるという説を支持するものである。
連星系の頻度は金属量と大きな相関は見られず、ほぼフラットという結果のようです。
一方、巨大惑星の存在頻度は金属量と相関があるため、連星系の形成と巨大惑星の形成は別過程だろうという示唆がされています。
arXiv:1507.04751
Bolmont et al. (2015)
Mercury-T: A new code to study tidally evolving multi-planet systems. Applications to Kepler-62
(Mercury-T：複数惑星系の潮汐進化計算のための新しいコード ケプラー62系への応用)
概要
多くの惑星系は近接した軌道にある複数の惑星を持ち、そのうち少なくとも一つはclose-inな惑星である。このような系は潮汐進化をする。ここでは、惑星間の相互作用が惑星の潮汐進化にどのように影響するかを調査した。
新しいN体計算用のオープンソースコードであるMercury-Tを開発。これは、潮汐、一般相対論効果、回転による扁平化を考慮したN体計算のコードである。
標準的な平衡潮汐モデル、定数のtime lagモデルを使用している。
また、中心星の半径進化も考慮に入れたモデルである。
(中心星として考慮するのは、褐色矮星、M型矮星、0.1太陽質量の恒星、太陽程度の恒星、そして木星)
この計算コードをケプラー62の惑星系に適用した。
計算の結果、場合によっては潮汐は系の安定性に影響することがある。
4つの内側惑星は自転周期が遅く、自転軸傾斜角も小さいと考えられる。
5つ目は、早い自転周期と大きな自転軸傾斜角を持ちうる。
そのため、ケプラー62e、ケプラー62fの2つのハビタブルゾーン内の惑星は非常に異なる気候を持つ可能性がある。これは、両惑星表面での水の存在可能性に関係する可能性がある。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.04367
Pearce & Wyatt (2015)
Double-ringed debris discs could be the work of eccentric planets: explaining the strange morphology of HD 107146
(二重リングのデブリ円盤は高離心率惑星の影響による可能性：HD 107146の奇妙な形状の説明)
このような状態(デブリ円盤+高離心率の惑星)は、惑星同士の散乱や合体イベントの結果として起きる。
計算の結果、デブリ円盤と惑星が同程度の質量である場合は、惑星の軌道長半径は大きく変化しないまま離心率が低下して円軌道化される。
その惑星による長期効果によって、質量の軽い惑星の方が、質量の重い惑星よりもより広範囲のデブリを掃き去るという、直感に反する結果となった。
また、惑星とデブリ円盤の相互作用はしばしば二重リング構造を形成した。この構造は、HD 107146, HD 92945で見られている構造と似たものである。
さらにここでは、HD 107146に対してこのモデルを適用した。
その結果、デブリ円盤の形態と表面輝度は、軌道離心率が大きな 10 - 100地球質量の惑星と、デブリ円盤の相互作用によって説明できることを示した。
この仮説上の惑星が存在する場合、相互作用前の軌道長半径は 30 AUか 40 AUであり、相互作用が進んだ後もこの値は同程度である。
軌道離心率は初期は 0.4 - 0.5程度であり、最終的には 0.1程度にまで低下する。
中心星の質量は1太陽質量に固定している。
デブリ円盤質量、惑星質量は同じ値であり、質量は 0.3地球質量から 3木星質量までを計算した。
デブリ円盤は 1000 - 10000個の等質量のデブリ粒子を置いた。デブリの一つ一つは比較的重い天体であり、デブリ粒子への輻射圧やポインティング・ロバートソン効果は無視している。重力のみを考慮した計算である。
惑星とデブリの相互作用は扱うが、デブリ同士の相互作用は無視している。したがってデブリ円盤の自己重力は無視していることになる。
計算時間は、10 - 100 Myrのオーダーである。
惑星の軌道は、惑星の近点を 1 -10 AU程度とし、初期の軌道離心率は 0.1 - 0.9としている。
デブリ円盤の中心平面は惑星の軌道と同じである。
またデブリ円盤の内縁から外縁は、10 - 100 AUとしている。
デブリ粒子は初期は全て円軌道だが、軌道傾斜角は最大で 5°つけている。これは古典的カイパーベルト天体の典型的な値である。
系の進化は、時間のlogのタイムスケールで変化する、4つのステージに分割できる。
惑星の軌道と交差するが散乱されていないデブリ粒子は、長期効果によって離心率が増大する。
惑星の軌道と ~ 70°のずれが生じる。
デブリを散乱することによって惑星の軌道離心率は最も急激に低下し、また長期効果が軌道離心率の振動を引き起こす。
デブリ円盤の表面密度分布は、内側と外側のダブルピーク構造を示す。
スパイラル状の高密度領域は外側への移動を続ける。
この段階では惑星の離心率はかなり減少している。
デブリ円盤の内側のピークは減衰するか、あるいは消失する。
外側には高密度領域が存在するが、惑星の離心率は低下しているため散乱は起きず、安定する。
arXiv:1507.04367
Pearce & Wyatt (2015)
Double-ringed debris discs could be the work of eccentric planets: explaining the strange morphology of HD 107146
(二重リングのデブリ円盤は高離心率惑星の影響による可能性：HD 107146の奇妙な形状の説明)
概要
解析的理論とN体シミュレーションを用いて、等質量のデブリ円盤と高軌道離心率を持った惑星の一般的な相互作用について調べた。このような状態(デブリ円盤+高離心率の惑星)は、惑星同士の散乱や合体イベントの結果として起きる。
計算の結果、デブリ円盤と惑星が同程度の質量である場合は、惑星の軌道長半径は大きく変化しないまま離心率が低下して円軌道化される。
その惑星による長期効果によって、質量の軽い惑星の方が、質量の重い惑星よりもより広範囲のデブリを掃き去るという、直感に反する結果となった。
また、惑星とデブリ円盤の相互作用はしばしば二重リング構造を形成した。この構造は、HD 107146, HD 92945で見られている構造と似たものである。
さらにここでは、HD 107146に対してこのモデルを適用した。
その結果、デブリ円盤の形態と表面輝度は、軌道離心率が大きな 10 - 100地球質量の惑星と、デブリ円盤の相互作用によって説明できることを示した。
この仮説上の惑星が存在する場合、相互作用前の軌道長半径は 30 AUか 40 AUであり、相互作用が進んだ後もこの値は同程度である。
軌道離心率は初期は 0.4 - 0.5程度であり、最終的には 0.1程度にまで低下する。
計算モデル
N体のシミュレーションを行っている。用いた計算コードは Mercury 6.2である。中心星の質量は1太陽質量に固定している。
デブリ円盤質量、惑星質量は同じ値であり、質量は 0.3地球質量から 3木星質量までを計算した。
デブリ円盤は 1000 - 10000個の等質量のデブリ粒子を置いた。デブリの一つ一つは比較的重い天体であり、デブリ粒子への輻射圧やポインティング・ロバートソン効果は無視している。重力のみを考慮した計算である。
惑星とデブリの相互作用は扱うが、デブリ同士の相互作用は無視している。したがってデブリ円盤の自己重力は無視していることになる。
計算時間は、10 - 100 Myrのオーダーである。
惑星の軌道は、惑星の近点を 1 -10 AU程度とし、初期の軌道離心率は 0.1 - 0.9としている。
デブリ円盤の中心平面は惑星の軌道と同じである。
またデブリ円盤の内縁から外縁は、10 - 100 AUとしている。
デブリ粒子は初期は全て円軌道だが、軌道傾斜角は最大で 5°つけている。これは古典的カイパーベルト天体の典型的な値である。
計算結果
様々なパラメータを振って計算をしたが、どのパラメータでも定性的には同じ傾向を示した。系の進化は、時間のlogのタイムスケールで変化する、4つのステージに分割できる。
Stage 1
惑星がデブリ円盤の内縁を散乱し始め、惑星の遠点以内のデブリ面密度は低下する。惑星の軌道と交差するが散乱されていないデブリ粒子は、長期効果によって離心率が増大する。
惑星の軌道と ~ 70°のずれが生じる。
デブリを散乱することによって惑星の軌道離心率は最も急激に低下し、また長期効果が軌道離心率の振動を引き起こす。
Stage 2
初期に軌道が惑星と交差していたデブリ粒子は、少なくとも1回は惑星によって散乱を受けている。デブリ円盤の表面密度分布は、内側と外側のダブルピーク構造を示す。
Stage 3
惑星の近点方向に大きな三日月状のギャップが形成される。スパイラル状の高密度領域は外側への移動を続ける。
この段階では惑星の離心率はかなり減少している。
Stage 4
惑星軌道と交差するデブリ粒子は全て散乱させられ、惑星の軌道離心率の進化はほぼ終了する。デブリ円盤の内側のピークは減衰するか、あるいは消失する。
外側には高密度領域が存在するが、惑星の離心率は低下しているため散乱は起きず、安定する。
[0回]
