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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1908.04570
Sabotta et al. (2019)
Lack of close-in, massive planets of main-sequence A-type stars from Kepler
(ケプラーでの主系列 A 型星の近接巨大惑星の欠乏)
ケプラーの観測で得られた光度曲線の解析に基づくと，中間質量の恒星のおよそ 8% は，恒星未満の質量の近接伴星を持つことが示唆されている．このことは，このような天体が非常に高い頻度で存在することを示唆している．現在に至るまで，この仮説の満足できる証拠や検証は存在しない．
ここでは，過去に報告された，ケプラーの観測視野内での主系列 A 型星まわりの 166 個の惑星候補のサンプルについて研究した．さらにこれらのうち 6 つを，Tautenburg の Alfred-Jensch 2 m 望遠鏡 と Ondˇrejov の Perek 2 m 望遠鏡を用いて長時間にわたる視線速度測定を行い，これらの惑星候補の質量の上限値を導出した．
トランジットを検出するパイプラインである EXOTRANS を用いて，これら 166 個の恒星の光度曲線中に，木星類似の惑星に起因するトランジットは一つも検出されなかったことを確認した．さらにケプラーのサンプル中の A 型星周りの重い近接惑星の存在頻度の上限として，およそ 0.75% という値を与えた．
結果として，中間質量の恒星が近接した重い惑星を非常に高頻度で持つことを示す証拠はほとんどないと結論付けた．
この質量範囲の恒星が持つであろう惑星の存在頻度については，特に恒星に近接した軌道を持つ重い惑星について，異なる予測がある．多くの理論では，恒星の質量が大きくなるにつれて惑星の存在頻度も大きくなる事を予測している (Laughlin & Bodenheimer 1993など)．しかしいくつかのモデルでは反対の予測をしている (Kornet et al. 2006など)．
直接撮像で，A 型星の周りに多数の惑星が発見されている．主系列の中間質量星の解析では，太陽より重い恒星では，少なくとも軌道長半径 10-300 au の範囲内では重い惑星の存在頻度は高いことが示唆されている (Vigan et al. 2012)．
残念ながら，古典的な視線速度サーベイでは A 型主系列星は惑星探査に不向きである．これは，A 型星はスペクトル線が比較的少なく，恒星の自転が速いためである．
これを回避する一つのアイデアが，主系列段階後に進化した，いわゆる retired A-type stars を観測することである．この試みは成功を収めており，多くの惑星が発見されている (Johnson et al. 2010など)．
統計的な研究では，中間質量星周りの重い惑星は，太陽類似星周りよりも多く存在することが示唆されている (Johnson et al. 2010)．しかしこの結論は，主系列段階後の恒星の質量決定を，分光学的および進化トラックから行う手法の信頼性が低いとの批判もある (Lloyd 2011, 2013)．
その後，星震学を用いた恒星の質量の再評価が行われている (North et al. 2017など)．このようにして決定された恒星質量は元々の Johnson et al. (2010) での推定質量と整合的であるか，あるいは 15-20% 小さいものであった．そのため，太陽類似星よりも中間質量星では重い惑星の存在頻度は高いと考えられている．
しかし，これらのサーベイは軌道長半径が 0.5 au 以遠にある惑星のみについてのものである．より決定的な検証については，お互いに食い違う理論的な予想が存在する，
一方でこれとは対照的に，Stephan et al. (2018) では A 型星を「世界の破壊者」と呼んだ．多くの A 型星は恒星の伴星を持ち，これがエキセントリックな古在機構を介して双方の恒星周りの惑星の力学的進化に強い影響を及ぼす．A 型星のうち 84 ± 11% が連星になっており，これは太陽型星が連星を成している割合よりもずっと大きい (Moe & Di Stefano 2017)．そのため Stephan et al. (2018) は，A 型星はわずか 0.15% のみが主系列の寿命の間ホットジュピターを保持できると予測した．
A 型主系列星をトランジットするホットジュピターはいくつも発見されている．初めての発見例は WASP-33 b/HD 15082 b (Cameron et al. 2010) で，軌道周期 1.2 日である．なお，これは視線速度法で発見され，トランジットでも検出されたものである．
トランジット法で発見されたものとしては，ケプラー13b や HAT-P-57b などがある．
Balona (2014) は，166 個の A 型星の光度曲線中に特異な特徴を発見した．Balona (2014) では 1974 個の A 型星のうち 166 個でこの特徴を発見しており，A 型星の 8% は軌道周期 6 日未満の重い惑星か褐色矮星の伴星を持つと結論付けている．
これが正しければ，A 型星まわりの既知の惑星の個数は大幅に増加することになる．これは面白い結果であるが，この仮説はまだ検証されていない．ここでは Balona (2014) で報告された 166 個のサンプルについて調査を行った．
統計的には 80 程度のトランジットがあるはずだが，惑星候補天体がトランジットしている様子は見られあんかった．このことから，166 個の惑星が存在するという可能性は非常に考えにくい．
ケプラーで観測された A 型星のサンプルからは，ホットジュピターは 1 つしか発見されていない．ケプラーの検出能力では，A 型星周りであっても木星サイズの惑星を検出することは容易である．
今回の研究から，A 型星周りのホットジュピター存在頻度の上限値として 0.75% を与える．これは理論的な予想のうち，低い方と非常に整合的である．これは，主系列の中間質量星周りにはホットジュピターが欠乏している証拠である．
arXiv:1908.04570
Sabotta et al. (2019)
Lack of close-in, massive planets of main-sequence A-type stars from Kepler
(ケプラーでの主系列 A 型星の近接巨大惑星の欠乏)
概要
惑星形成と進化についてのいくつかの理論では，中間質量の恒星は太陽類似星よりも多くのホットジュピターを持つという予測があるが，逆にそのような天体は非常に希少だという結論に達した研究もある．そのような惑星の存在頻度を決定するため，これらの理論の検証を行った．ケプラーの観測で得られた光度曲線の解析に基づくと，中間質量の恒星のおよそ 8% は，恒星未満の質量の近接伴星を持つことが示唆されている．このことは，このような天体が非常に高い頻度で存在することを示唆している．現在に至るまで，この仮説の満足できる証拠や検証は存在しない．
ここでは，過去に報告された，ケプラーの観測視野内での主系列 A 型星まわりの 166 個の惑星候補のサンプルについて研究した．さらにこれらのうち 6 つを，Tautenburg の Alfred-Jensch 2 m 望遠鏡 と Ondˇrejov の Perek 2 m 望遠鏡を用いて長時間にわたる視線速度測定を行い，これらの惑星候補の質量の上限値を導出した．
トランジットを検出するパイプラインである EXOTRANS を用いて，これら 166 個の恒星の光度曲線中に，木星類似の惑星に起因するトランジットは一つも検出されなかったことを確認した．さらにケプラーのサンプル中の A 型星周りの重い近接惑星の存在頻度の上限として，およそ 0.75% という値を与えた．
結果として，中間質量の恒星が近接した重い惑星を非常に高頻度で持つことを示す証拠はほとんどないと結論付けた．
A 型星周りの惑星の存在頻度
これまでの系外惑星探査
ここでの中間質量星は，1.3-3.2 太陽質量の質量範囲の恒星とする．この質量範囲の恒星が持つであろう惑星の存在頻度については，特に恒星に近接した軌道を持つ重い惑星について，異なる予測がある．多くの理論では，恒星の質量が大きくなるにつれて惑星の存在頻度も大きくなる事を予測している (Laughlin & Bodenheimer 1993など)．しかしいくつかのモデルでは反対の予測をしている (Kornet et al. 2006など)．
直接撮像で，A 型星の周りに多数の惑星が発見されている．主系列の中間質量星の解析では，太陽より重い恒星では，少なくとも軌道長半径 10-300 au の範囲内では重い惑星の存在頻度は高いことが示唆されている (Vigan et al. 2012)．
残念ながら，古典的な視線速度サーベイでは A 型主系列星は惑星探査に不向きである．これは，A 型星はスペクトル線が比較的少なく，恒星の自転が速いためである．
これを回避する一つのアイデアが，主系列段階後に進化した，いわゆる retired A-type stars を観測することである．この試みは成功を収めており，多くの惑星が発見されている (Johnson et al. 2010など)．
統計的な研究では，中間質量星周りの重い惑星は，太陽類似星周りよりも多く存在することが示唆されている (Johnson et al. 2010)．しかしこの結論は，主系列段階後の恒星の質量決定を，分光学的および進化トラックから行う手法の信頼性が低いとの批判もある (Lloyd 2011, 2013)．
その後，星震学を用いた恒星の質量の再評価が行われている (North et al. 2017など)．このようにして決定された恒星質量は元々の Johnson et al. (2010) での推定質量と整合的であるか，あるいは 15-20% 小さいものであった．そのため，太陽類似星よりも中間質量星では重い惑星の存在頻度は高いと考えられている．
しかし，これらのサーベイは軌道長半径が 0.5 au 以遠にある惑星のみについてのものである．より決定的な検証については，お互いに食い違う理論的な予想が存在する，
理論的な予測
軌道周期 10 日未満の短周期の重い惑星についての研究で，Hasegawa & Pudritz (2013) はホットジュピターの存在頻度は中心星の質量に伴って急激に上昇すると予想している．これは，ホットジュピターは物質を多く含んでいる，中心星に近いデッドゾーンで形成されることが原因である．一方でこれとは対照的に，Stephan et al. (2018) では A 型星を「世界の破壊者」と呼んだ．多くの A 型星は恒星の伴星を持ち，これがエキセントリックな古在機構を介して双方の恒星周りの惑星の力学的進化に強い影響を及ぼす．A 型星のうち 84 ± 11% が連星になっており，これは太陽型星が連星を成している割合よりもずっと大きい (Moe & Di Stefano 2017)．そのため Stephan et al. (2018) は，A 型星はわずか 0.15% のみが主系列の寿命の間ホットジュピターを保持できると予測した．
これまでの発見例
従来の視線速度法は A 型星の周囲に惑星を効率的に検出するのに向いていないため，ここではトランジットサーベイを用いるのが良い戦略であると考えられる．A 型主系列星をトランジットするホットジュピターはいくつも発見されている．初めての発見例は WASP-33 b/HD 15082 b (Cameron et al. 2010) で，軌道周期 1.2 日である．なお，これは視線速度法で発見され，トランジットでも検出されたものである．
トランジット法で発見されたものとしては，ケプラー13b や HAT-P-57b などがある．
Balona (2014) は，166 個の A 型星の光度曲線中に特異な特徴を発見した．Balona (2014) では 1974 個の A 型星のうち 166 個でこの特徴を発見しており，A 型星の 8% は軌道周期 6 日未満の重い惑星か褐色矮星の伴星を持つと結論付けている．
これが正しければ，A 型星まわりの既知の惑星の個数は大幅に増加することになる．これは面白い結果であるが，この仮説はまだ検証されていない．ここでは Balona (2014) で報告された 166 個のサンプルについて調査を行った．
結論
166 個のサンプルのうち 6 つの恒星を観測した結果，伴星の質量の上限として 3.8-7.3 木星質量という値を与えた．これは，7.3 木星質量より重い惑星や恒星の伴星の存在を否定するものである．統計的には 80 程度のトランジットがあるはずだが，惑星候補天体がトランジットしている様子は見られあんかった．このことから，166 個の惑星が存在するという可能性は非常に考えにくい．
ケプラーで観測された A 型星のサンプルからは，ホットジュピターは 1 つしか発見されていない．ケプラーの検出能力では，A 型星周りであっても木星サイズの惑星を検出することは容易である．
今回の研究から，A 型星周りのホットジュピター存在頻度の上限値として 0.75% を与える．これは理論的な予想のうち，低い方と非常に整合的である．これは，主系列の中間質量星周りにはホットジュピターが欠乏している証拠である．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1908.04717
Dreizler et al. (2019)
Red Dots: A temperate 1.5 Earth-mass planet in a compact multi-terrestrial planet system around GJ1061
(Red Dots：GJ 1061 周りのコンパクトな複数地球惑星系内の温暖な 1.5 地球質量惑星)
2018 年は，GJ 1061 を対象とした観測を行った．この天体は太陽に 20 番目に近い恒星である．
3 ヶ月連続の観測で，HARPS 分光器を用いて精密な視線速度を取得した．得られた観測データを，過去の HAPRS のデータと合わせて解析を行った．
その結果，3 つの惑星の検出を報告する．軌道周期はそれぞれ，3.204 日，6.689 日，13.03 日であり，1:2:4 の尽数関係に近い関係にある．
観測データのノイズとサンプリングの特性に関するいくらかの考察の後，さらなる 4 番目のシグナルは，恒星の自転によって説明できる可能性が高いと結論付けたが，惑星である可能性もある．
今回発見された 3 惑星は，長期間にわたって力学的に安定である．また，4 つ目の惑星の存在を仮定した場合も同様に安定である．惑星間の重力的相互作用は，現在の我々の検出能力の閾値未満であった．
3 惑星の最小質量は，1.4-1.8 地球質量の範囲である．惑星 GJ 1061d は最小質量が 1.68 地球質量で，地球が太陽から受けるエネルギーと同程度のエネルギーを中心星から受けている．そのため恒星のハビタブルゾーンの中にあり，地球と似た平衡温度を持つ．
中心星の GJ 1061 はプロキシマ・ケンタウリと非常に似た特性を持つが，活動度指標からは，恒星活動は低水準であることを示している．
今回の観測ターゲットである GJ 1061 は，0.12 太陽質量の低質量の晩期型星である．
等級：V = 13.06
スペクトル型：M5.5V
有効温度：2953 K
光度：1.7 × 10-3 太陽光度
半径：0.156 太陽半径
質量：0.12 太陽質量
金属量：[Fe/H] = -0.08
年齢：70 億歳以上
軌道長半径：0.021 au
最小質量：1.38 地球質量
輻射量：地球の 3.8 倍
軌道長半径：0.035 au
最小質量：1.75 地球質量
輻射量：地球の 1.4 倍
軌道長半径：0.054 au
最小質量：1.68 地球質量
輻射量：地球の 0.6 倍
arXiv:1908.04717
Dreizler et al. (2019)
Red Dots: A temperate 1.5 Earth-mass planet in a compact multi-terrestrial planet system around GJ1061
(Red Dots：GJ 1061 周りのコンパクトな複数地球惑星系内の温暖な 1.5 地球質量惑星)
概要
小さく低質量の恒星は，岩石ハビタブル惑星の検出に適した観測対象である．The Red Dots キャンペーンでは，近傍の低質量の恒星を公転する岩石惑星の探査を行っている．2018 年は，GJ 1061 を対象とした観測を行った．この天体は太陽に 20 番目に近い恒星である．
3 ヶ月連続の観測で，HARPS 分光器を用いて精密な視線速度を取得した．得られた観測データを，過去の HAPRS のデータと合わせて解析を行った．
その結果，3 つの惑星の検出を報告する．軌道周期はそれぞれ，3.204 日，6.689 日，13.03 日であり，1:2:4 の尽数関係に近い関係にある．
観測データのノイズとサンプリングの特性に関するいくらかの考察の後，さらなる 4 番目のシグナルは，恒星の自転によって説明できる可能性が高いと結論付けたが，惑星である可能性もある．
今回発見された 3 惑星は，長期間にわたって力学的に安定である．また，4 つ目の惑星の存在を仮定した場合も同様に安定である．惑星間の重力的相互作用は，現在の我々の検出能力の閾値未満であった．
3 惑星の最小質量は，1.4-1.8 地球質量の範囲である．惑星 GJ 1061d は最小質量が 1.68 地球質量で，地球が太陽から受けるエネルギーと同程度のエネルギーを中心星から受けている．そのため恒星のハビタブルゾーンの中にあり，地球と似た平衡温度を持つ．
中心星の GJ 1061 はプロキシマ・ケンタウリと非常に似た特性を持つが，活動度指標からは，恒星活動は低水準であることを示している．
近傍 M 型星の惑星探査
太陽系から 5 pc 以内の範囲にはこれまでに 15 個の系外惑星系が知られており，そのうち大部分が M 型星である．また，そのうち 3 つは複数惑星系であり，YZ Ceti (Astudillo-Defru et al. 2017)，Wolf 1061 (Wright et al. 2016)，GJ 876 (Rivera et al. 2010) が該当する．今回の観測ターゲットである GJ 1061 は，0.12 太陽質量の低質量の晩期型星である．
パラメータ
GJ 1061
別名：L 372-58等級：V = 13.06
スペクトル型：M5.5V
有効温度：2953 K
光度：1.7 × 10-3 太陽光度
半径：0.156 太陽半径
質量：0.12 太陽質量
金属量：[Fe/H] = -0.08
年齢：70 億歳以上
GJ 1061b
軌道周期：3.204 日軌道長半径：0.021 au
最小質量：1.38 地球質量
輻射量：地球の 3.8 倍
GJ 1061c
軌道周期：6.689 日軌道長半径：0.035 au
最小質量：1.75 地球質量
輻射量：地球の 1.4 倍
GJ 1061d
軌道周期：13.031 日軌道長半径：0.054 au
最小質量：1.68 地球質量
輻射量：地球の 0.6 倍
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1908.03510
Allan & Vidotto (2019)
Evolution of atmospheric escape in close-in giant planets and their associated Lyα and Hα transit predictions
(近接巨大惑星における大気散逸の進化とそれらに付随する Lyα と Hα トランジット予測)
ここでは，近接巨大惑星の大気散逸の進化をシミュレーションし，それに伴う Lyα と Hα 線波長でのトランジットを計算した．
1 次元流体力学散逸モデル用いて，惑星から散逸する大気の物理特性を計算する．また光線追跡法を用いて，分光トランジットの観測結果のシミュレーションを行った．
0.3 木星質量および 1 木星質量の惑星が，軌道長半径 0.045 au を公転している状況を模擬した．また中心星は太陽型であることをを仮定し，10 - 5000 Myr まで進化させる．
その結果，若い巨大惑星はより多くの大気散逸を起こすことを見出した．これは，恒星からの強い入射フラックスと，惑星の弱い表面重力の組み合わせに起因するものである．軽い惑星は，進化の全体に渡って 1010-1013 g/s と，重い惑星の 109-1012 g/s よりも大きな散逸率になる．
1 木星質量の惑星は，その質量のうち最大で 1% を大気散逸により失うが，0.3 木星質量の惑星は最大で 20% の質量を失うことになる．これらの結果は，ネプチュニアン砂漠は低重力惑星での大量の質量散逸によって形成されたとするアイデアを支持するものである．
また，Lyα と Hα でのトランジット分光観測を模擬した．
若い年齢において，トランジット中の Lyα 線はスペクトル線の中心部分で飽和する一方，Hα トランジットは幾何学的なトランジットの最大で 3-4% 大きな深さになる．
一方で年老いた段階では，Lyα は依然として有意な吸収を起こす (また低質量の惑星の場合は依然として飽和する) ものの，Hα 吸収はほとんど消失する．これは，中性水素の拡がった大気は ~ 1-2 Gyr 後にはほとんど全体が基底状態になることが原因である．
arXiv:1908.03510
Allan & Vidotto (2019)
Evolution of atmospheric escape in close-in giant planets and their associated Lyα and Hα transit predictions
(近接巨大惑星における大気散逸の進化とそれらに付随する Lyα と Hα トランジット予測)
概要
いくつかの近接系外惑星では，強い大気散逸が検出されている，これらの惑星は主に水素で出来ており，Lyα や Hα といった水素のスペクトル線での観測は，大気散逸を診断するための強力な手段である．ここでは，近接巨大惑星の大気散逸の進化をシミュレーションし，それに伴う Lyα と Hα 線波長でのトランジットを計算した．
1 次元流体力学散逸モデル用いて，惑星から散逸する大気の物理特性を計算する．また光線追跡法を用いて，分光トランジットの観測結果のシミュレーションを行った．
0.3 木星質量および 1 木星質量の惑星が，軌道長半径 0.045 au を公転している状況を模擬した．また中心星は太陽型であることをを仮定し，10 - 5000 Myr まで進化させる．
その結果，若い巨大惑星はより多くの大気散逸を起こすことを見出した．これは，恒星からの強い入射フラックスと，惑星の弱い表面重力の組み合わせに起因するものである．軽い惑星は，進化の全体に渡って 1010-1013 g/s と，重い惑星の 109-1012 g/s よりも大きな散逸率になる．
1 木星質量の惑星は，その質量のうち最大で 1% を大気散逸により失うが，0.3 木星質量の惑星は最大で 20% の質量を失うことになる．これらの結果は，ネプチュニアン砂漠は低重力惑星での大量の質量散逸によって形成されたとするアイデアを支持するものである．
また，Lyα と Hα でのトランジット分光観測を模擬した．
若い年齢において，トランジット中の Lyα 線はスペクトル線の中心部分で飽和する一方，Hα トランジットは幾何学的なトランジットの最大で 3-4% 大きな深さになる．
一方で年老いた段階では，Lyα は依然として有意な吸収を起こす (また低質量の惑星の場合は依然として飽和する) ものの，Hα 吸収はほとんど消失する．これは，中性水素の拡がった大気は ~ 1-2 Gyr 後にはほとんど全体が基底状態になることが原因である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1908.00619
Sing et al. (2019)
The HST PanCET Program: Exospheric Mg II and Fe II in the Near-UV transmission spectrum of WASP-121b using Jitter Decorrelation
(The HST PanCET Program：Jitter Decorrelation を用いた WASP-121b の近紫外線透過スペクトル中の外気圏 Mg II と Fe II)
2280-3070 Å の波長での透過スペクトルを分解能 30000 で取得した．ハッブルの 61 回の STIS を用いた観測のデータを元に，ハッブルの Pointing Control System からのデータが，機器の系統誤差の相関を失わせるのに使えることを示す (Jitter Decorrelation)．これをこの惑星の光度曲線のフィットに使用した．
解析の結果，NUV スペクトルは非常に強い吸収特徴を示した．NUV での白色光度曲線は，可視光と近赤外線での光度曲線の深さより 6σ の信頼度で深いものであった．
スペクトル中に，分光学的に分解された Mg II (マグネシウムイオン) 二重項の吸収を，惑星の外気圏中で 5.9σ の信頼度で検出した．Mg II 二重項はそれぞれ，Rplanet/Rstar = 0.284 ± 0.037 (2796Å)，および 0.242 ± 0.0431 (2804Å) の高度での吸収に相当する．これはトランジットの配置から見たときの惑星のロッシュローブの大きさを超える (ReqRL/Rstar = 0.158)．
また，Fe II UV1 と UV2 の強い特徴を検出し分解した．こちらは Rplanet/Rstar ~ 0.3 に相当する．
これらの高高度では，この惑星大気の Mg II と Fe II は惑星に重力的に束縛されておらず，これらの電離された粒子は流体力学的に散逸するか，惑星磁場に磁気的に束縛されるだろう．難揮発性の Mg と Fe 原子が高高度にあることは，これらの核種は大気の深い高度にある雲に捕獲されていないことを示唆しており，大気深層部での温度への制約を与える．
このような高層大気は，Lyα 波長では H I (中性水素原子)，遠紫外線波長では O I (中性酸素原子)，C II (炭素イオン)，近紫外線波長では Mg I で検出されている．HD 209458b の場合，紫外線で 10% 程度の深さのトランジットが検出されており，H I，O I，C II，Mg I を含む広がった外気圏の存在が示唆されている (Vidal-Madjar et al. 2003など)．また，H I と O I は HD 189733b で検出が報告されている (Lecavelier des Etangs et al. 2010など)．
その他の良い例としてはウォームネプチューン質量惑星があり，GJ 436b では H I が検出され，広がった彗星のような尾が存在することが示唆されている (Ehrenreich et al. 2015)．Lyα 波長でのトランジット深さは ~50% で，中性水素がロッシュローブを超えて存在しており，これは光電離から免れている．
同様にウォームネプチューン GJ 3470b でも広がった H I 大気が検出されており，トランジット深さは 35% である (Bourrier et al. 2018)．
中性，あるいは電離した Fe と Ti は，ウルトラホットジュピター KELT-9b の大気から検出されている (Hoeijmakers et al. 2018)．また Mg I と，Hα での H I 検出も報告されている (Yan & Henning 2018; Cauley et al. 2019; Hoeijmakers et al. 2019)．
ウルトラホットジュピターは希少な存在であり，しばしば太陽系から遠い位置にあるため，現在知られているウルトラホットジュピターは遠紫外線では観測できない．これは星間物質による遠紫外線の吸収が大きいためである．
しかしこれらの非常に高温な系外惑星は，近紫外線では観測可能である．この波長域には多数の原子のスペクトル線が存在し，また星間物質による吸収は大きな問題をもたらさない．
ウルトラホットジュピター WASP-12b は平衡温度 2580 K で，ハッブル宇宙望遠鏡の Cosmic Origins Spectrograph を用いた近紫外線分光測光観測で，2539-2811Å での広い吸収の特徴が検出されている．これらは金属による吸収と解釈されている (Fossati et al. 2010など)，また Mg II と Fe II の波長で超過トランジット吸収が見られている．
さらに可視光の波長では，Hα と Na の波長で早いトランジットへの入り (ingress) の可能性がある特徴も報告されている (Jensen et al. 2018)．加えて，early ingress も検出されており，L1 ラグランジュ点でのロッシュローブを通過する物質か，磁気圏のバウショックの特徴である可能性がある (Lai et al. 2010など)．
しかし Mg II と Fe II は恒星風やコロナには存在しておらず，バウショックであるとする解釈には問題点も指摘されている (Ben-Jaffel & Ballester 2014)．
これらの観測のフォローアップも行われており，NUV で大きな吸収があることが報告されているが，過去に主張があった early ingress の証拠は発見されていない (Nichols et al. 2015，Turner et al. 2016)．
この惑星の昼側の放射スペクトルがハッブル宇宙望遠鏡の WFC3 を用いて近赤外線で測定されており，惑星大気における成層圏の存在と，H2O の放射特徴が分光学的に分解されている (Evans et al. 2017)．
ハッブル宇宙望遠鏡の STIS と WFC3 で得られた透過スペクトルでは，H2O の吸収と，おそらく VO と思われる吸収が検出されている．さらに STIS G430L での 3000 - 4500 Å のデータでは，SH かその他の吸収と解釈される特徴が報告されている (Evans et al. 2018)．
NUV 観測は Swift を用いても行われており，暫定的な超過吸収の特徴も報告されている．
arXiv:1908.00619
Sing et al. (2019)
The HST PanCET Program: Exospheric Mg II and Fe II in the Near-UV transmission spectrum of WASP-121b using Jitter Decorrelation
(The HST PanCET Program：Jitter Decorrelation を用いた WASP-121b の近紫外線透過スペクトル中の外気圏 Mg II と Fe II)
概要
ホットジュピター WASP-121b の，ハッブル宇宙望遠鏡を用いた近紫外線 (NUV) トランジット観測について報告する．これは PanCET プログラムの一環として行われた観測である．2280-3070 Å の波長での透過スペクトルを分解能 30000 で取得した．ハッブルの 61 回の STIS を用いた観測のデータを元に，ハッブルの Pointing Control System からのデータが，機器の系統誤差の相関を失わせるのに使えることを示す (Jitter Decorrelation)．これをこの惑星の光度曲線のフィットに使用した．
解析の結果，NUV スペクトルは非常に強い吸収特徴を示した．NUV での白色光度曲線は，可視光と近赤外線での光度曲線の深さより 6σ の信頼度で深いものであった．
スペクトル中に，分光学的に分解された Mg II (マグネシウムイオン) 二重項の吸収を，惑星の外気圏中で 5.9σ の信頼度で検出した．Mg II 二重項はそれぞれ，Rplanet/Rstar = 0.284 ± 0.037 (2796Å)，および 0.242 ± 0.0431 (2804Å) の高度での吸収に相当する．これはトランジットの配置から見たときの惑星のロッシュローブの大きさを超える (ReqRL/Rstar = 0.158)．
また，Fe II UV1 と UV2 の強い特徴を検出し分解した．こちらは Rplanet/Rstar ~ 0.3 に相当する．
これらの高高度では，この惑星大気の Mg II と Fe II は惑星に重力的に束縛されておらず，これらの電離された粒子は流体力学的に散逸するか，惑星磁場に磁気的に束縛されるだろう．難揮発性の Mg と Fe 原子が高高度にあることは，これらの核種は大気の深い高度にある雲に捕獲されていないことを示唆しており，大気深層部での温度への制約を与える．
ホットジュピターの高層大気観測
過去の観測例
中心星に近接する系外惑星は，恒星からの強い X 線と極端紫外線を受ける．これらの放射は大気を電離し，電子衝突を介して大気が加熱され，高層大気を大きく拡大させ流体力学的流出と質量放出を駆動する (Yelle 2004など)．このような高層大気は，Lyα 波長では H I (中性水素原子)，遠紫外線波長では O I (中性酸素原子)，C II (炭素イオン)，近紫外線波長では Mg I で検出されている．HD 209458b の場合，紫外線で 10% 程度の深さのトランジットが検出されており，H I，O I，C II，Mg I を含む広がった外気圏の存在が示唆されている (Vidal-Madjar et al. 2003など)．また，H I と O I は HD 189733b で検出が報告されている (Lecavelier des Etangs et al. 2010など)．
その他の良い例としてはウォームネプチューン質量惑星があり，GJ 436b では H I が検出され，広がった彗星のような尾が存在することが示唆されている (Ehrenreich et al. 2015)．Lyα 波長でのトランジット深さは ~50% で，中性水素がロッシュローブを超えて存在しており，これは光電離から免れている．
同様にウォームネプチューン GJ 3470b でも広がった H I 大気が検出されており，トランジット深さは 35% である (Bourrier et al. 2018)．
ウルトラホットジュピターでの高層大気観測
非常に強い輻射を受けているホットジュピターは，大量の大気散逸を起こしていると考えられる．これらの系外惑星は，大気の蒸発と光電離を探査する良い対象である．これは，大気中の Fe や Mg などの金属が雲として凝集していないためである (Visscher et al. 2010など)．凝集してしまうと，これらの原子が大気低層に捕獲されてしまう．中性，あるいは電離した Fe と Ti は，ウルトラホットジュピター KELT-9b の大気から検出されている (Hoeijmakers et al. 2018)．また Mg I と，Hα での H I 検出も報告されている (Yan & Henning 2018; Cauley et al. 2019; Hoeijmakers et al. 2019)．
ウルトラホットジュピターは希少な存在であり，しばしば太陽系から遠い位置にあるため，現在知られているウルトラホットジュピターは遠紫外線では観測できない．これは星間物質による遠紫外線の吸収が大きいためである．
しかしこれらの非常に高温な系外惑星は，近紫外線では観測可能である．この波長域には多数の原子のスペクトル線が存在し，また星間物質による吸収は大きな問題をもたらさない．
ウルトラホットジュピター WASP-12b は平衡温度 2580 K で，ハッブル宇宙望遠鏡の Cosmic Origins Spectrograph を用いた近紫外線分光測光観測で，2539-2811Å での広い吸収の特徴が検出されている．これらは金属による吸収と解釈されている (Fossati et al. 2010など)，また Mg II と Fe II の波長で超過トランジット吸収が見られている．
さらに可視光の波長では，Hα と Na の波長で早いトランジットへの入り (ingress) の可能性がある特徴も報告されている (Jensen et al. 2018)．加えて，early ingress も検出されており，L1 ラグランジュ点でのロッシュローブを通過する物質か，磁気圏のバウショックの特徴である可能性がある (Lai et al. 2010など)．
しかし Mg II と Fe II は恒星風やコロナには存在しておらず，バウショックであるとする解釈には問題点も指摘されている (Ben-Jaffel & Ballester 2014)．
これらの観測のフォローアップも行われており，NUV で大きな吸収があることが報告されているが，過去に主張があった early ingress の証拠は発見されていない (Nichols et al. 2015，Turner et al. 2016)．
WASP-121b の観測
WASP-121b はウルトラホットジュピターであり (Delrez et al. 2016)，昼側の平衡温度は 2400 K 以上である．質量は 1.18 木星質量で，1.7 木星半径と大きく膨張した半径を持っている．V = 10.5 と明るい F6V 恒星である WASP-121 を短周期で公転している．この惑星の昼側の放射スペクトルがハッブル宇宙望遠鏡の WFC3 を用いて近赤外線で測定されており，惑星大気における成層圏の存在と，H2O の放射特徴が分光学的に分解されている (Evans et al. 2017)．
ハッブル宇宙望遠鏡の STIS と WFC3 で得られた透過スペクトルでは，H2O の吸収と，おそらく VO と思われる吸収が検出されている．さらに STIS G430L での 3000 - 4500 Å のデータでは，SH かその他の吸収と解釈される特徴が報告されている (Evans et al. 2018)．
NUV 観測は Swift を用いても行われており，暫定的な超過吸収の特徴も報告されている．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1908.00132
Brittain et al. (2019)
High-Resolution Near Infrared Spectroscopy of HD~100546: IV. Orbiting Companion Disappears on Schedule
(HD 100546 の高分散近赤外線分光：IV．公転する伴星が定期的に消失する)
高分散近赤外線分光観測では，CO の回転振動放射の輝線スペクトルが豊富に見られ，その時間変動の特徴からは，内側の穴の中を公転する天体が存在することを示唆している．ドップラー偏移と CO v = 1-0 P26 線の分光位置天文シグナルが 2003-2013 年にかけての観測で得られており，これは円盤の内縁付近を公転する CO の超過放射の起源と整合的である．これら超過放射の特徴は，周惑星円盤によるものと整合的である．
ここでは，超過放射を出している公転天体が，2017 年に外側円盤の内縁の手前側に隠されて見えなくなるだろうという，過去の予測を確認するフォローアップ観測について報告する．観測の結果，CO 線は 2017 年に変わらない状態で残り，v = 1-0 P26 線とその分光位置天文シグナルは 2003 年に観測された分布に戻ったことを発見した．
これらの新しい観測から，放射の起源についてさらなる制約を与え，内側円盤内の公転する惑星天体の存在を確認する可能な方法について議論する．
arXiv:1908.00132
Brittain et al. (2019)
High-Resolution Near Infrared Spectroscopy of HD~100546: IV. Orbiting Companion Disappears on Schedule
(HD 100546 の高分散近赤外線分光：IV．公転する伴星が定期的に消失する)
概要
HD 100546 はハービッグAe/Be 星で，周囲に円盤を持っており，その円盤は内側にガスとダストが排除された大きな中心領域 (inner hole) を持つ．高分散近赤外線分光観測では，CO の回転振動放射の輝線スペクトルが豊富に見られ，その時間変動の特徴からは，内側の穴の中を公転する天体が存在することを示唆している．ドップラー偏移と CO v = 1-0 P26 線の分光位置天文シグナルが 2003-2013 年にかけての観測で得られており，これは円盤の内縁付近を公転する CO の超過放射の起源と整合的である．これら超過放射の特徴は，周惑星円盤によるものと整合的である．
ここでは，超過放射を出している公転天体が，2017 年に外側円盤の内縁の手前側に隠されて見えなくなるだろうという，過去の予測を確認するフォローアップ観測について報告する．観測の結果，CO 線は 2017 年に変わらない状態で残り，v = 1-0 P26 線とその分光位置天文シグナルは 2003 年に観測された分布に戻ったことを発見した．
これらの新しい観測から，放射の起源についてさらなる制約を与え，内側円盤内の公転する惑星天体の存在を確認する可能な方法について議論する．
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天文・宇宙物理関連メモ vol.932 Stephan et al. (2018) A 型星連星系内での木星型惑星の運命