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前の記事を書いていたときにちょっと気になったので、太陽類似星のクラス分けについてメモ。
昔は観測の精度もそこまで高くなかったため、太陽に似ている恒星、という大雑把な分類しかなかった。
その後観測精度が向上したことによって恒星のより詳細な物理量を観測できるようになり、太陽にどの程度類似しているかという分類も精密な条件になっていった。
そのため太陽類似星のクラス分けは、観測技術の発展を反映していると解釈することが出来る。
太陽類似星のクラス分けとしては、大まかに太陽に似ているソーラータイプ (solar-type)、より類似度の高いソーラーアナログ (solar analog)、さらに類似しているソーラーツイン (solar twin)がある。
(…この語に対応する日本語訳は特に無さそう。直訳で付けるのであればそれぞれ、太陽型星、太陽類似星、太陽双子星みたいな感じだろうか？3つ目がイマイチな気がするけど…)
ソーラータイプの条件は、
・B-V色指数が 0.48 - 0.80の値にある
というもの。
太陽のB-V色指数は0.65である。
天体の色を定量的に評価する指標として色指数 (color index)というものがあり、青色(Bバンド)をよく透過させるフィルターでの等級と、緑〜黄の可視光(Vバンド)をよく透過させるフィルターでの等級の差を取ったものがB-V色指数となる。
恒星の場合はB-V色指数を用いることが多いが、その他にも紫外線領域のUバンド、赤色領域のRバンド、近赤外領域のIバンドがあり、状況に応じてそれぞれの差分を参照することがある。
色指数ではなくスペクトル型によって分類することもあり、その場合のソーラータイプの条件は
・スペクトル型がF8VからK2Vまでである
というもの。
これはB-V色指数に焼き直すと、おおむね 0.5 - 1.0に相当する。
この基準では、スペクトル型がF, G, Kの恒星は概ねソーラータイプであるとも言える。
なお太陽のスペクトル型はG2Vである。
ソーラータイプの恒星は、自転周期と彩層活動、およびコロナ活動の間に強い相関を示す。
ソーラータイプの恒星は主系列段階を通じて磁気制動 (magnetic braking)によって自転が減速されるため、これらの相関から恒星の年齢の大まかな推定が出来る。
彩層活動の観測にはカルシウムの輝線の観測、コロナ活動にはX線の放射が主に用いられる。
測光的に太陽に類似している恒星がこのカテゴリに属する。
ソーラーアナログの条件は、
・表面温度が太陽の表面温度(~ 5778 K)の ±500 Kである
・金属量(metalicity)が太陽の 50% - 200%である
・軌道周期が10日程度以下の近接した伴星が存在しない
というものである。
2つ目の条件である金属量については、[Fe/H]の単位で言うと、± 0.3 dexに収まっているものという意味に等しい。
[Fe/H]は太陽の金属量を基準にした量であり、太陽の値は 0.0 dexである。
なお、[Fe/H]の単位として"dex"がしばしば使用されるが、これは"decimal exponent" (10進指数)から来ている。
この金属量の制約は、原始惑星系円盤内で惑星が形成されるためのダストの存在量の条件から来ている。
太陽に類似していると言う以上は、星形成時に太陽系のような惑星系を形成するだけの重元素成分を持っていて然るべき、という意味の条件なのだろう(おそらく)。
また、3つ目の条件は、この程度の近接した短周期の伴星は中心星の活動を刺激することから来ている。
従ってソーラーアナログは、近接した伴星を持たず、太陽系のような惑星系を形成するのに十分な金属量を持ち、表面温度が太陽にそこそこ近い恒星、ということになる。
恒星の様々な物理量が本質的に太陽に近いものがこのカテゴリに属する。
ソーラーツインの条件は、
・表面温度が太陽の表面温度(~ 5778 K)の ±50 Kである
・金属量(metalicity)が太陽の 89% - 112%である
・伴星を持たない
・年齢が太陽年齢(~ 46億年)の ± 10億年である
というものであり、さらに厳しい条件となっている。
恒星のスペクトル型は表面温度に概ね対応しているため、表面温度が太陽の ±50 Kの恒星のスペクトル型は必然的に G型となる。
2つ目の条件である金属量については、[Fe/H]の単位で言うと、± 0.05 dexに収まっているものという意味に等しい。
この金属量に関する制約も先程と同様に、惑星形成に必要な重元素の量から来ており、さらに制限が厳しくなっている。
また3つ目の条件は、太陽自身が単独星であることによる。
ソーラーツインの恒星の代表例としては、さそり座18番星が挙げられる。
この恒星はソーラーツインの条件をすべて満たした非常に太陽に類似している恒星である。
ただしリチウムの存在量は太陽とは大きく異なっており(太陽よりもずっと多い)、完全に"双子"の恒星ではない。
ソーラーツインのうち、現段階で最も太陽に近いと考えられている恒星はHIP 56948であり、こちらはリチウム存在量も類似していると考えられている(太陽よりやや多い)。
なお、近年の太陽に類似した恒星の観測からは、太陽類似星の中でも太陽はリチウムの存在量が特に少ないということが示唆されている。
また同時に、太陽類似星の中では活動度も低く、自転周期も遅いことが判明している。
そのため、同じ程度のパラメータを持つ恒星の中で、太陽は普遍的な恒星ではなく特異な存在であるという可能性が指摘されている。
昔は観測の精度もそこまで高くなかったため、太陽に似ている恒星、という大雑把な分類しかなかった。
その後観測精度が向上したことによって恒星のより詳細な物理量を観測できるようになり、太陽にどの程度類似しているかという分類も精密な条件になっていった。
そのため太陽類似星のクラス分けは、観測技術の発展を反映していると解釈することが出来る。
太陽類似星のクラス分けとしては、大まかに太陽に似ているソーラータイプ (solar-type)、より類似度の高いソーラーアナログ (solar analog)、さらに類似しているソーラーツイン (solar twin)がある。
(…この語に対応する日本語訳は特に無さそう。直訳で付けるのであればそれぞれ、太陽型星、太陽類似星、太陽双子星みたいな感じだろうか？3つ目がイマイチな気がするけど…)
ソーラータイプ
ソーラータイプは、大雑把に太陽に類似している恒星のことを指す。ソーラータイプの条件は、
・B-V色指数が 0.48 - 0.80の値にある
というもの。
太陽のB-V色指数は0.65である。
天体の色を定量的に評価する指標として色指数 (color index)というものがあり、青色(Bバンド)をよく透過させるフィルターでの等級と、緑〜黄の可視光(Vバンド)をよく透過させるフィルターでの等級の差を取ったものがB-V色指数となる。
恒星の場合はB-V色指数を用いることが多いが、その他にも紫外線領域のUバンド、赤色領域のRバンド、近赤外領域のIバンドがあり、状況に応じてそれぞれの差分を参照することがある。
色指数ではなくスペクトル型によって分類することもあり、その場合のソーラータイプの条件は
・スペクトル型がF8VからK2Vまでである
というもの。
これはB-V色指数に焼き直すと、おおむね 0.5 - 1.0に相当する。
この基準では、スペクトル型がF, G, Kの恒星は概ねソーラータイプであるとも言える。
なお太陽のスペクトル型はG2Vである。
ソーラータイプの恒星は、自転周期と彩層活動、およびコロナ活動の間に強い相関を示す。
ソーラータイプの恒星は主系列段階を通じて磁気制動 (magnetic braking)によって自転が減速されるため、これらの相関から恒星の年齢の大まかな推定が出来る。
彩層活動の観測にはカルシウムの輝線の観測、コロナ活動にはX線の放射が主に用いられる。
ソーラーアナログ
ソーラーアナログは、ソーラータイプの恒星の中でもより太陽に近いものを指す。測光的に太陽に類似している恒星がこのカテゴリに属する。
ソーラーアナログの条件は、
・表面温度が太陽の表面温度(~ 5778 K)の ±500 Kである
・金属量(metalicity)が太陽の 50% - 200%である
・軌道周期が10日程度以下の近接した伴星が存在しない
というものである。
2つ目の条件である金属量については、[Fe/H]の単位で言うと、± 0.3 dexに収まっているものという意味に等しい。
[Fe/H]は太陽の金属量を基準にした量であり、太陽の値は 0.0 dexである。
なお、[Fe/H]の単位として"dex"がしばしば使用されるが、これは"decimal exponent" (10進指数)から来ている。
この金属量の制約は、原始惑星系円盤内で惑星が形成されるためのダストの存在量の条件から来ている。
太陽に類似していると言う以上は、星形成時に太陽系のような惑星系を形成するだけの重元素成分を持っていて然るべき、という意味の条件なのだろう(おそらく)。
また、3つ目の条件は、この程度の近接した短周期の伴星は中心星の活動を刺激することから来ている。
従ってソーラーアナログは、近接した伴星を持たず、太陽系のような惑星系を形成するのに十分な金属量を持ち、表面温度が太陽にそこそこ近い恒星、ということになる。
ソーラーツイン
ソーラーツインは、ソーラーアナログの恒星の中でさらに極めて太陽に似ている恒星のことを指す。恒星の様々な物理量が本質的に太陽に近いものがこのカテゴリに属する。
ソーラーツインの条件は、
・表面温度が太陽の表面温度(~ 5778 K)の ±50 Kである
・金属量(metalicity)が太陽の 89% - 112%である
・伴星を持たない
・年齢が太陽年齢(~ 46億年)の ± 10億年である
というものであり、さらに厳しい条件となっている。
恒星のスペクトル型は表面温度に概ね対応しているため、表面温度が太陽の ±50 Kの恒星のスペクトル型は必然的に G型となる。
2つ目の条件である金属量については、[Fe/H]の単位で言うと、± 0.05 dexに収まっているものという意味に等しい。
この金属量に関する制約も先程と同様に、惑星形成に必要な重元素の量から来ており、さらに制限が厳しくなっている。
また3つ目の条件は、太陽自身が単独星であることによる。
ソーラーツインの恒星の代表例としては、さそり座18番星が挙げられる。
この恒星はソーラーツインの条件をすべて満たした非常に太陽に類似している恒星である。
ただしリチウムの存在量は太陽とは大きく異なっており(太陽よりもずっと多い)、完全に"双子"の恒星ではない。
ソーラーツインのうち、現段階で最も太陽に近いと考えられている恒星はHIP 56948であり、こちらはリチウム存在量も類似していると考えられている(太陽よりやや多い)。
なお、近年の太陽に類似した恒星の観測からは、太陽類似星の中でも太陽はリチウムの存在量が特に少ないということが示唆されている。
また同時に、太陽類似星の中では活動度も低く、自転周期も遅いことが判明している。
そのため、同じ程度のパラメータを持つ恒星の中で、太陽は普遍的な恒星ではなく特異な存在であるという可能性が指摘されている。
[0回]
PR
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.04272
Veras et al. (2015)
Prospects for detecting decreasing exoplanet frequency with main sequence age using PLATO
(PLATOを用いた、主系列年齢に伴う惑星存在頻度の現象の検出の見通し)
惑星系のLagrange instabilityに伴って生じる構造の変化を、PLATOで確認できるか調べた。
ここで考慮するのは、中心星の年齢と、惑星の存在頻度の関係である。
複数の惑星を持つ惑星系が誕生してから時間が経過すると、軌道の不安定性により惑星が失われ、惑星の存在頻度が低下する可能性がある。
中心星の年齢と惑星の検出をPLATOを用いて精密に行うことでこのトレンドの有無を確認できる。
惑星が2つ持つ系では、スーパーアース質量程度の同じ質量の惑星に関してはトレンドを検出可能と考えられる。
arXiv:1507.03998
Bedell et al. (2015)
The Solar Twin Planet Search II. A Jupiter twin around a solar twin
(太陽類似星の惑星探査II；太陽類似星周りの木星類似惑星)
ここでは、HARPSを用いて太陽に類似した恒星(solar analog, ソーラーアナログ)を視線速度法を用いて観測した。
その結果、HIP 11915というソーラーツイン (solar twin)の周りに、木星に類似した惑星によるものと思われるシグナルを検出した。
検出した視線速度のシグナルについて、MCMC (Markov chain Monte Carlo, マルコフ連鎖モンテカルロ法)を用いて解析し、恒星活動との関連性についても調べた。
解析より、HIP 11915のシグナルは惑星によるものと推定。
惑星質量(最小質量)は木星程度、軌道周期は 3600日程度、軌道離心率も小さい、木星に類似した惑星である。
視線速度のシグナルが恒星活動に起因する可能性は完全には排除できなかったが、視線速度とactivity indexデータの共同解析より、惑星によるシグナルと考えるのがもっともらしい。
有効温度：5760 K
log g = 4.46
[Fe/H] = -0.059
年齢：4.0 ± 0.6 Gyr
表面温度や表面重力、金属量、年齢等が非常に太陽に類似している、ソーラーツイン (solar twin)に属する恒星である。
・HIP 11915b
軌道周期：3830 日
最小質量 mp = 0.99木星質量
軌道長半径：4.8 AU
軌道離心率：0.10 ± 0.07
軌道周期や軌道長半径、軌道離心率、(最小)質量が木星と非常に近い、"Jupiter twin"と呼ぶべき惑星である。
従ってこの系は、非常に太陽に類似したソーラーツインの周りを木星に類似した惑星が公転する系である。
ソーラーツイン周りに木星に似た惑星が発見された、という論文です。
恒星にもいろいろ種類があっていろいろな分類法がありますが、どれだけ太陽に似ているかという分類も存在します。
太陽にある程度似ている恒星(色指数で判断)の場合はソーラータイプ (solar-type)となります。
ソーラータイプの中でさらに太陽に似ている場合は、ソーラーアナログ (solar analog)となります。ソーラータイプの恒星のうち、太陽との表面温度の差が 500 K以内、金属量も太陽と類似している、公転周期が10日程度以下の連星が存在しないこと、という条件を満たしている必要があります。
ソーラーアナログの中でさらに太陽に似ている恒星は、ソーラーツイン (solar twin)となります。こちらの条件はさらに厳しく、太陽との表面温度の差が 50 K以内、金属量の値もさらに太陽に近い、恒星質量の伴星を持たない、太陽との年齢差が10億年以内、という条件を満たしている必要があります。
今回のHIP 11915はソーラーツインに分類されます。
また、ここでは木星類似惑星として、軌道周期や質量などの多くのパラメータが木星と似ているものを想定しています。
軌道周期が 10年のオーダーなのでそれと同じオーダーの期間の視線速度観測をすれば原理的には発見できます。
しかし、視線速度の変動は恒星の活動周期によっても引き起こされます。
例えば太陽の場合はおよそ 11年周期の活動周期を持っていますが、これは 11年周期の視線速度の変動として観測することができます。
一方、木星はおよそ 11.9年周期で公転しているため、木星の公転によっても太陽の視線速度の変動は引き起こされます。
そのため、太陽類似星の周りの木星類似惑星を探すためには、恒星活動によるシグナルと、惑星によるシグナルを切り分ける必要があります。
arXiv:1507.04272
Veras et al. (2015)
Prospects for detecting decreasing exoplanet frequency with main sequence age using PLATO
(PLATOを用いた、主系列年齢に伴う惑星存在頻度の現象の検出の見通し)
概要
複数惑星系においては軌道の不安定性による系の構造の変化が考えられる。惑星系のLagrange instabilityに伴って生じる構造の変化を、PLATOで確認できるか調べた。
ここで考慮するのは、中心星の年齢と、惑星の存在頻度の関係である。
複数の惑星を持つ惑星系が誕生してから時間が経過すると、軌道の不安定性により惑星が失われ、惑星の存在頻度が低下する可能性がある。
中心星の年齢と惑星の検出をPLATOを用いて精密に行うことでこのトレンドの有無を確認できる。
惑星が2つ持つ系では、スーパーアース質量程度の同じ質量の惑星に関してはトレンドを検出可能と考えられる。
arXiv:1507.03998
Bedell et al. (2015)
The Solar Twin Planet Search II. A Jupiter twin around a solar twin
(太陽類似星の惑星探査II；太陽類似星周りの木星類似惑星)
概要
太陽系類似の惑星系を探すためには、質量や軌道要素において木星に類似した惑星の捜索が重要だが、軌道周期と同程度の周期の恒星活動の存在のせいで難しい。ここでは、HARPSを用いて太陽に類似した恒星(solar analog, ソーラーアナログ)を視線速度法を用いて観測した。
その結果、HIP 11915というソーラーツイン (solar twin)の周りに、木星に類似した惑星によるものと思われるシグナルを検出した。
検出した視線速度のシグナルについて、MCMC (Markov chain Monte Carlo, マルコフ連鎖モンテカルロ法)を用いて解析し、恒星活動との関連性についても調べた。
解析より、HIP 11915のシグナルは惑星によるものと推定。
惑星質量(最小質量)は木星程度、軌道周期は 3600日程度、軌道離心率も小さい、木星に類似した惑星である。
視線速度のシグナルが恒星活動に起因する可能性は完全には排除できなかったが、視線速度とactivity indexデータの共同解析より、惑星によるシグナルと考えるのがもっともらしい。
恒星と惑星候補データ
・HIP 11915有効温度：5760 K
log g = 4.46
[Fe/H] = -0.059
年齢：4.0 ± 0.6 Gyr
表面温度や表面重力、金属量、年齢等が非常に太陽に類似している、ソーラーツイン (solar twin)に属する恒星である。
・HIP 11915b
軌道周期：3830 日
最小質量 mp = 0.99木星質量
軌道長半径：4.8 AU
軌道離心率：0.10 ± 0.07
軌道周期や軌道長半径、軌道離心率、(最小)質量が木星と非常に近い、"Jupiter twin"と呼ぶべき惑星である。
従ってこの系は、非常に太陽に類似したソーラーツインの周りを木星に類似した惑星が公転する系である。
ソーラーツイン周りに木星に似た惑星が発見された、という論文です。
恒星にもいろいろ種類があっていろいろな分類法がありますが、どれだけ太陽に似ているかという分類も存在します。
太陽にある程度似ている恒星(色指数で判断)の場合はソーラータイプ (solar-type)となります。
ソーラータイプの中でさらに太陽に似ている場合は、ソーラーアナログ (solar analog)となります。ソーラータイプの恒星のうち、太陽との表面温度の差が 500 K以内、金属量も太陽と類似している、公転周期が10日程度以下の連星が存在しないこと、という条件を満たしている必要があります。
ソーラーアナログの中でさらに太陽に似ている恒星は、ソーラーツイン (solar twin)となります。こちらの条件はさらに厳しく、太陽との表面温度の差が 50 K以内、金属量の値もさらに太陽に近い、恒星質量の伴星を持たない、太陽との年齢差が10億年以内、という条件を満たしている必要があります。
今回のHIP 11915はソーラーツインに分類されます。
また、ここでは木星類似惑星として、軌道周期や質量などの多くのパラメータが木星と似ているものを想定しています。
軌道周期が 10年のオーダーなのでそれと同じオーダーの期間の視線速度観測をすれば原理的には発見できます。
しかし、視線速度の変動は恒星の活動周期によっても引き起こされます。
例えば太陽の場合はおよそ 11年周期の活動周期を持っていますが、これは 11年周期の視線速度の変動として観測することができます。
一方、木星はおよそ 11.9年周期で公転しているため、木星の公転によっても太陽の視線速度の変動は引き起こされます。
そのため、太陽類似星の周りの木星類似惑星を探すためには、恒星活動によるシグナルと、惑星によるシグナルを切り分ける必要があります。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.03588
Wiktorowicz et al. (2015)
A Ground-Based Albedo Upper Limit for HD 189733b from Polarimetry
(地上からの偏光観測によるHD 189733bのアルベド上限)
この系外惑星は空間分解して撮像することはできないが、惑星が軌道を周回することに伴って偏光はオーダーで 10 ppm変動し、これを捉えることはできると予想される。
観測から、BバンドにおけるHD 189733bの幾何学的アルベド (geometric albedo)は Ag < 0.37という制限を得た。
これは、ハッブル宇宙望遠鏡のSTISを用いた、secondary eclipseの観測から得られた値、Ag = 0.226と矛盾しないものである(Evans et al. 2013)。
しかし、Ag = 0.61という大きいアルベド値を出したBerdyugina et al. (2011)の結果とは矛盾する。
系外惑星のアルベド観測は何例かありますが、観測精度の問題から結構ばらつきがあります。
ガス惑星の場合は雲の生成やその高度によってアルベドが大きく変わり、ホットジュピター程度の温度領域ではおおむねアルベドは低い値になる傾向があります。
今回のアルベドの上限値 0.37というのも、ホットジュピターのアルベド値は低いという傾向と一致していると言えそうです。
arXiv:1507.03588
Thalmann et al. (2015)
Optical imaging polarimetry of the LkCa 15 protoplanetary disk with SPHERE ZIMPOL
(SPHERE ZIMPOLを用いたLkCa 15の原始惑星系円盤の可視偏光観測)
結果、これまでは見えていなかった円盤ギャップの向こう側の検出に成功した。近赤外での撮像観測で予想されていた、中心からずれた散乱光でのギャップ構造を確認した。
しかし、ミリメートル干渉計で示唆されていた対称構造のギャップとは対立する結果となった。
また、初めて内側の円盤も分解し、~ 30 AU程度にまで広がっていることが分かった。
この新しい散乱光のソースは、原始惑星候補LkCa 15bによるシグナルだと考えらえていた光源に対する寄与であるかもしれない。
内側円盤は、内側限界の ~ 7 AU程度まで広がっていた。
SAM observation (Krans & Ireland 2012)による、LkCa 15bの軌道は ~ 16 - 21 AUであり、内側円盤の領域はこれとオーバーラップする。
しかし最新のHα観測結果は、惑星の存在を仮定するのがもっともらしい説明となる。
※
SPHERE: Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch
ヨーローッパ南天天文台 (European Southern Observatory, ESO)の超大型望遠鏡 (Very Large Telescope, VLT)に設置されている装置。
ZIMPOL: Zurich IMaging POLarimeter
arXiv:1507.03588
Wiktorowicz et al. (2015)
A Ground-Based Albedo Upper Limit for HD 189733b from Polarimetry
(地上からの偏光観測によるHD 189733bのアルベド上限)
概要
Lick天文台の3 m望遠鏡に設置されたPOLISH2を使用し、BバンドでHD 189733bの偏光観測を50夜行った。この系外惑星は空間分解して撮像することはできないが、惑星が軌道を周回することに伴って偏光はオーダーで 10 ppm変動し、これを捉えることはできると予想される。
観測から、BバンドにおけるHD 189733bの幾何学的アルベド (geometric albedo)は Ag < 0.37という制限を得た。
これは、ハッブル宇宙望遠鏡のSTISを用いた、secondary eclipseの観測から得られた値、Ag = 0.226と矛盾しないものである(Evans et al. 2013)。
しかし、Ag = 0.61という大きいアルベド値を出したBerdyugina et al. (2011)の結果とは矛盾する。
系外惑星のアルベド観測は何例かありますが、観測精度の問題から結構ばらつきがあります。
ガス惑星の場合は雲の生成やその高度によってアルベドが大きく変わり、ホットジュピター程度の温度領域ではおおむねアルベドは低い値になる傾向があります。
今回のアルベドの上限値 0.37というのも、ホットジュピターのアルベド値は低いという傾向と一致していると言えそうです。
arXiv:1507.03588
Thalmann et al. (2015)
Optical imaging polarimetry of the LkCa 15 protoplanetary disk with SPHERE ZIMPOL
(SPHERE ZIMPOLを用いたLkCa 15の原始惑星系円盤の可視偏光観測)
概要
可視光 (590 - 890 nm)で、若い太陽類似星である LkCa 15まわりの遷移円盤直前段階の円盤 (pre-transitional disk)を始めて観測した。結果、これまでは見えていなかった円盤ギャップの向こう側の検出に成功した。近赤外での撮像観測で予想されていた、中心からずれた散乱光でのギャップ構造を確認した。
しかし、ミリメートル干渉計で示唆されていた対称構造のギャップとは対立する結果となった。
また、初めて内側の円盤も分解し、~ 30 AU程度にまで広がっていることが分かった。
この新しい散乱光のソースは、原始惑星候補LkCa 15bによるシグナルだと考えらえていた光源に対する寄与であるかもしれない。
内側円盤は、内側限界の ~ 7 AU程度まで広がっていた。
SAM observation (Krans & Ireland 2012)による、LkCa 15bの軌道は ~ 16 - 21 AUであり、内側円盤の領域はこれとオーバーラップする。
しかし最新のHα観測結果は、惑星の存在を仮定するのがもっともらしい説明となる。
※
SPHERE: Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch
ヨーローッパ南天天文台 (European Southern Observatory, ESO)の超大型望遠鏡 (Very Large Telescope, VLT)に設置されている装置。
ZIMPOL: Zurich IMaging POLarimeter
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.03596
Dong et al. (2015)
Observational Signatures of Planets in Protoplanetary Disks: Spiral Arms Observed in Scattered Light Imaging Can be Induced by Planets
(原始惑星系円盤中の惑星の観測的特徴：散乱光の撮像で観測される渦状腕は惑星によって形成される)
1太陽質量の中心星周りの典型的な円盤中に、 6木星質量の惑星が存在した場合、惑星軌道の内側と外側に、卓越した観測可能な渦状腕が形成される。
渦状腕のうち、内側のアームは、
(1) m=2 symmetryに近い、2つに分かれたアームを持つ
(2) ピッチ角度は ~10-15°
(3) 方位角方向に ~180-270°に広がっている
(4) 表面輝度は ~ 150%に増幅される
という特徴を持つ。
これらの特徴は、すでに観測されている SAO 206462、MWC 758での渦状腕の特徴と一致する。
一方、惑星軌道の外側のアームは観測を説明できない。
また、1木星質量の場合は、渦状腕のコントラストが低いため検出はできない。これは先行研究の結果と一致する。
3Dの効果は重要である。
等温円盤モデルと比較すると断熱円盤では内側のアームは面密度ではコントラストが低いが、散乱光のイメージではコントラストが大きくなる。これはより明白な鉛直方向の構造によるものである。
また、上記(1)-(4)の特徴がある。
2. q = 6 × 10-3の場合の惑星軌道の外側のアームも観測可能である。しかしこのスケールハイトでは観測の構造を説明できない。具体的には、計算結果はアームのピッチ角度は4度以下であったが、これは観測よりも2.5倍かそれ以上小さい値である。つまり、巻きつき具合が観測よりも大きい。
3. 惑星によって形成される密度波は、等温円盤の方が断熱円盤よりもコントラストが大きい。しかし散乱光では断熱円盤の方がコントラストが大きい。
これは鉛直方向の広がった構造が原因であり、この構造はショック加熱と、場合によっては水力学的効果によるものである。
arXiv:1507.03596
Dong et al. (2015)
Observational Signatures of Planets in Protoplanetary Disks: Spiral Arms Observed in Scattered Light Imaging Can be Induced by Planets
(原始惑星系円盤中の惑星の観測的特徴：散乱光の撮像で観測される渦状腕は惑星によって形成される)
概要
モンテカルロ輻射輸送計算を組み合わせた、3Dの大局的流体シミュレーションを用いて、惑星を内部に持つ原始惑星系円盤を計算し、近赤外で惑星によって形成される渦状腕 (spiral arm)が観測可能かどうか調べた。1太陽質量の中心星周りの典型的な円盤中に、 6木星質量の惑星が存在した場合、惑星軌道の内側と外側に、卓越した観測可能な渦状腕が形成される。
渦状腕のうち、内側のアームは、
(1) m=2 symmetryに近い、2つに分かれたアームを持つ
(2) ピッチ角度は ~10-15°
(3) 方位角方向に ~180-270°に広がっている
(4) 表面輝度は ~ 150%に増幅される
という特徴を持つ。
これらの特徴は、すでに観測されている SAO 206462、MWC 758での渦状腕の特徴と一致する。
一方、惑星軌道の外側のアームは観測を説明できない。
また、1木星質量の場合は、渦状腕のコントラストが低いため検出はできない。これは先行研究の結果と一致する。
3Dの効果は重要である。
等温円盤モデルと比較すると断熱円盤では内側のアームは面密度ではコントラストが低いが、散乱光のイメージではコントラストが大きくなる。これはより明白な鉛直方向の構造によるものである。
結論
1. 重い惑星 (質量比 q = M* / Mp = 6 × 10-3)による軌道の内側のアームは、現在の近赤外領域の観測で検出可能である。また構造は既存の観測結果と矛盾しない。また、上記(1)-(4)の特徴がある。
2. q = 6 × 10-3の場合の惑星軌道の外側のアームも観測可能である。しかしこのスケールハイトでは観測の構造を説明できない。具体的には、計算結果はアームのピッチ角度は4度以下であったが、これは観測よりも2.5倍かそれ以上小さい値である。つまり、巻きつき具合が観測よりも大きい。
3. 惑星によって形成される密度波は、等温円盤の方が断熱円盤よりもコントラストが大きい。しかし散乱光では断熱円盤の方がコントラストが大きい。
これは鉛直方向の広がった構造が原因であり、この構造はショック加熱と、場合によっては水力学的効果によるものである。
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.03014
Rich et al. (2015)
Near-IR Polarized Scattered Light Imagery of the DoAr 28 Transitional Disk
(DoAr 28遷移円盤の近赤外偏光散乱光の観測)
観測からは、working angleは 0".10 - 0".50 (13 - 65 AU)に広がった円盤と判明。
別グループのSEDからのモデルでは、ギャップ内縁は ~15 AU程度と予測されていたが、今回の観測では内縁はそれより内側まで広がっていた。
モンテカルロ計算を用いた輻射輸送の計算モデルと、50°に傾いた 0.01太陽質量の円盤のモデルから、~ 8 AUあたりまでダストの昇華 (sublimation)によって部分的に欠乏したギャップが空いていることが示唆された。
このbest fitを観測から差し引くと、円盤には小さい2つの非対称構造が見られた。
また、系の 1".08北西に点源が観測されたが、追観測によって系とは無関係な背景星だと考えられる。
その他のメモ事項。
原始惑星系円盤は次第にガスを失って、固体成分からなる円盤である、デブリ円盤 (debris disk)へと進化します。
原始惑星系円盤からデブリ円盤へ遷移していく途中の円盤のことを、遷移円盤 (transitional disk)と呼びます。
スペクトルエネルギー分布 (Spectral Energy Distribution, SED)の形状から、円盤の存在が示唆されていました。モデルによると、円盤の質量降着率は 4 × 10-9 太陽質量/年。
名称の"DoAr"は、この領域を観測した人の名前から来ています。(Dolidze & Arakelian 1959)
28は、この中での通し番号に相当します。
arXiv:1507.03557
Buchhave & Latham (2015)
The Metallicities of Stars With and Without Transiting Planets
(トランジット惑星を持つ星と持たない星の金属量)
巨大ガス惑星の存在と中心星の金属量の相関については広く受け入れられているが、この関係が小さい惑星に対してもそのまま適用できるかどうかについては議論があった。
ここでは、ケプラー宇宙望遠鏡が観測した領域(Kepler field)の中にある 518の惑星が検出されていない恒星の金属量を調査し、小さい惑星 (ここでは 1.7地球半径未満)を持つ恒星の金属量と比較した。
結果、惑星を持たない星の金属量は [m/H] = -0.02 ± 0.02 dex、惑星を持つ星の金属量は [m/H] = -0.02 ± 0.02 dexであった。
同じ空の領域にある恒星について、トランジット惑星を持つ恒星と持たない恒星では、同じ金属量を持つという結果となった。
この関係はのちに確認された(Santos et al. 2004, Fischer & Valenti 2005)。
この関係は、惑星形成論においてコア集積モデルを支持する結果である。金属量が多い系では、円盤のガスが消失するまでにコア質量が限界コア質量を超え、ガスの暴走降着を起こしやすくなる。
しかしこの関係性が小さい惑星に対しても延長できるかについては議論がある。
例えば、Wang & Fischer (2015)では、地球型惑星へも延長できると主張している。
ここでは、トランジット惑星未検出の恒星 (Stars with No detected Transiting Planets, SNTP)と、トランジット惑星が検出されている恒星 (Stars with detected Transiting Planets, STP)に分けて金属量の調査を行った。
もともとガス惑星であり、その後大気を失って半径が小さくなっている可能性があり、質量散逸は金属量と半径の相関を壊す可能性がある。
そのため、惑星の軌道でのフラックスが 5 × 105 J s-1 m-2を超えている、強く輻射を受けている惑星はサンプルから除外した。
また、"gas dwarf"である、惑星半径が1.7〜4.0地球半径の惑星を持つ恒星については、金属量は [m/H] = 0.05 ± 0.01 dexとなった。
この結果は、Wang & Fischer (2015)とは異なる結果である。
arXiv:1507.03014
Rich et al. (2015)
Near-IR Polarized Scattered Light Imagery of the DoAr 28 Transitional Disk
(DoAr 28遷移円盤の近赤外偏光散乱光の観測)
概要
DoAr 28にある遷移円盤 (transitional disk)を、H-bandでの偏光散乱光を用いた空間的に分解した撮像を行うことに初めて成功した。観測からは、working angleは 0".10 - 0".50 (13 - 65 AU)に広がった円盤と判明。
別グループのSEDからのモデルでは、ギャップ内縁は ~15 AU程度と予測されていたが、今回の観測では内縁はそれより内側まで広がっていた。
モンテカルロ計算を用いた輻射輸送の計算モデルと、50°に傾いた 0.01太陽質量の円盤のモデルから、~ 8 AUあたりまでダストの昇華 (sublimation)によって部分的に欠乏したギャップが空いていることが示唆された。
このbest fitを観測から差し引くと、円盤には小さい2つの非対称構造が見られた。
また、系の 1".08北西に点源が観測されたが、追観測によって系とは無関係な背景星だと考えられる。
その他のメモ事項。
遷移円盤について
惑星形成の現場である原始惑星系円盤 (protoplanetary disk)は、ガスとダストからなっています。原始惑星系円盤は次第にガスを失って、固体成分からなる円盤である、デブリ円盤 (debris disk)へと進化します。
原始惑星系円盤からデブリ円盤へ遷移していく途中の円盤のことを、遷移円盤 (transitional disk)と呼びます。
DoAr 28について
DoAr 28は、太陽系から 139 pcの位置にあるρ Ophiuch association (へびつかい座ロー分子雲、活発な星形成領域)の内部にある、スペクトル型がK5の星。スペクトルエネルギー分布 (Spectral Energy Distribution, SED)の形状から、円盤の存在が示唆されていました。モデルによると、円盤の質量降着率は 4 × 10-9 太陽質量/年。
名称の"DoAr"は、この領域を観測した人の名前から来ています。(Dolidze & Arakelian 1959)
28は、この中での通し番号に相当します。
arXiv:1507.03557
Buchhave & Latham (2015)
The Metallicities of Stars With and Without Transiting Planets
(トランジット惑星を持つ星と持たない星の金属量)
概要
中心星の金属量は、惑星形成に与える観測的な制限として用いられてきた。巨大ガス惑星の存在と中心星の金属量の相関については広く受け入れられているが、この関係が小さい惑星に対してもそのまま適用できるかどうかについては議論があった。
ここでは、ケプラー宇宙望遠鏡が観測した領域(Kepler field)の中にある 518の惑星が検出されていない恒星の金属量を調査し、小さい惑星 (ここでは 1.7地球半径未満)を持つ恒星の金属量と比較した。
結果、惑星を持たない星の金属量は [m/H] = -0.02 ± 0.02 dex、惑星を持つ星の金属量は [m/H] = -0.02 ± 0.02 dexであった。
同じ空の領域にある恒星について、トランジット惑星を持つ恒星と持たない恒星では、同じ金属量を持つという結果となった。
背景
ホットジュピターの存在確率と中心星の金属量の関係については、Gonzalez (2007)で示唆されていた。この関係はのちに確認された(Santos et al. 2004, Fischer & Valenti 2005)。
この関係は、惑星形成論においてコア集積モデルを支持する結果である。金属量が多い系では、円盤のガスが消失するまでにコア質量が限界コア質量を超え、ガスの暴走降着を起こしやすくなる。
しかしこの関係性が小さい惑星に対しても延長できるかについては議論がある。
例えば、Wang & Fischer (2015)では、地球型惑星へも延長できると主張している。
ここでは、トランジット惑星未検出の恒星 (Stars with No detected Transiting Planets, SNTP)と、トランジット惑星が検出されている恒星 (Stars with detected Transiting Planets, STP)に分けて金属量の調査を行った。
その他、解析や結果など
短周期惑星は中心星からの強い輻射を受けて質量散逸を起こしている可能性がある。もともとガス惑星であり、その後大気を失って半径が小さくなっている可能性があり、質量散逸は金属量と半径の相関を壊す可能性がある。
そのため、惑星の軌道でのフラックスが 5 × 105 J s-1 m-2を超えている、強く輻射を受けている惑星はサンプルから除外した。
また、"gas dwarf"である、惑星半径が1.7〜4.0地球半径の惑星を持つ恒星については、金属量は [m/H] = 0.05 ± 0.01 dexとなった。
まとめ
中心星の金属量は、小さい惑星の存在との相関は見られなかった。この結果は、Wang & Fischer (2015)とは異なる結果である。
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