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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:2002.11422
Akinsanmi et al. (2020)
Can planetary rings explain the extremely low density of HIP 41378f?
(惑星の環は HIP 41378f の非常に低い密度を説明できるか？)
ケプラー K2 ミッションで得られたデータと，ここでの環を持つ惑星モデルの比較から，HIP 41378f が環を持つ惑星であるというシナリオは，環を持たず惑星単独であるシナリオと同程度の統計的な証拠を示すことが分かった．
環を持つ惑星だと考えた場合，惑星の密度はより大きく ~1.23 g cm-3 となり，これは天王星と類似した値である．環は惑星半径の 1.05 - 2.59 倍の距離に広がっており，天球から 25° 程度傾いていると推定される．
この惑星の環の有無を確認するためには，将来の高精度のトランジット観測が必要である．
明るい恒星 HIP 41378 は，ケプラーの K2 ミッションの Campaign 5, 18 の期間に観測された．この恒星は少なくとも 5 つのトランジット惑星を持つことが判明している (Vanderburg et al. 2016)．
特に HIP 41378f は 542 日周期で 12 ± 3 地球質量である (Santerne et al. 2019)．トランジット観測から導出された半径が 9.2 ± 0.1 地球半径であることから，この惑星の密度は ~0.09 g cm-3 と異常に低密度である．
HIP 41378f は長周期惑星で，軌道長半径は ~1.4 AU である．中心星から離れているため，恒星からの潮汐力の影響は弱い．そのため惑星のヒル圏は大きく，環を持ち，その構造や配置も多様性を持ちうる．また軌道離心率はほぼ 0 であり，恒星からの潮汐的な影響は一定であることも，安定な環を持ちうる要因のひとつである．
arXiv:2002.11422
Akinsanmi et al. (2020)
Can planetary rings explain the extremely low density of HIP 41378f?
(惑星の環は HIP 41378f の非常に低い密度を説明できるか？)
概要
トランジットする惑星の周りに環が存在した場合，惑星の大きさを過大評価させ，惑星の質量が分かっている場合にその密度を過小評価させる原因となる．ここでは，異常に低密度 (~0.09 g cm-3) の惑星 HIP 41378f は，厚い周惑星リングの影響で低密度に見えている可能性があることを示す．ケプラー K2 ミッションで得られたデータと，ここでの環を持つ惑星モデルの比較から，HIP 41378f が環を持つ惑星であるというシナリオは，環を持たず惑星単独であるシナリオと同程度の統計的な証拠を示すことが分かった．
環を持つ惑星だと考えた場合，惑星の密度はより大きく ~1.23 g cm-3 となり，これは天王星と類似した値である．環は惑星半径の 1.05 - 2.59 倍の距離に広がっており，天球から 25° 程度傾いていると推定される．
この惑星の環の有無を確認するためには，将来の高精度のトランジット観測が必要である．
スーパーパフ惑星と環
近年，異常に低密度な系外惑星が発見されている．例えば，ケプラー51b, c, d やケプラー79b などは，0.1 g cm-3 未満の密度を持つ．しかしこれらの惑星は中心星が暗く，観測データのシグナルノイズ比が低いため，トランジットシグナル中に環を探すのには適していない．明るい恒星 HIP 41378 は，ケプラーの K2 ミッションの Campaign 5, 18 の期間に観測された．この恒星は少なくとも 5 つのトランジット惑星を持つことが判明している (Vanderburg et al. 2016)．
特に HIP 41378f は 542 日周期で 12 ± 3 地球質量である (Santerne et al. 2019)．トランジット観測から導出された半径が 9.2 ± 0.1 地球半径であることから，この惑星の密度は ~0.09 g cm-3 と異常に低密度である．
HIP 41378f は長周期惑星で，軌道長半径は ~1.4 AU である．中心星から離れているため，恒星からの潮汐力の影響は弱い．そのため惑星のヒル圏は大きく，環を持ち，その構造や配置も多様性を持ちうる．また軌道離心率はほぼ 0 であり，恒星からの潮汐的な影響は一定であることも，安定な環を持ちうる要因のひとつである．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:2002.10562
Carleo et al. (2020)
The GAPS Programme at TNG XXI -- A GIARPS case-study of known young planetary candidates: confirmation of HD 285507 b and refutation of AD Leo b
(The GAPS Programme at TNG XXI -- 既知の若い惑星候補の GIARPS のケーススタディ：HD 285507b の確認としし座 AD 星b の否定)
異なるホットジュピターの形成過程は，軌道要素や恒星の年齢に対する惑星の存在頻度などの異なる観測的な効果を生じるはずである．
GAPS Young-Objects プロジェクトでは，若いホットジュピターの特徴付けを行うための視線速度サーベイを実施した．若い恒星は一般に磁気的に非常に活発であるため，多バンド (可視光と近赤外線) の分光観測を実施した．TNG の HARPS-N と GIANO-B での同時観測を行った．この観測の組み合わせにより，恒星活動と視線速度の変動の特徴を区別することが可能になった．恒星の磁気的活動は波長依存性のある視線速度変動を引き起こすが，惑星のケプラー運動に起因するシグナルの場合は波長依存性が無い．
先験的な研究として，ここでは既にホットジュピターの発見主張がある 2 つの若い恒星 HD 285507 と AD Leo (しし座 AD 星) を観測した．
その結果，HD 285507 の視線速度シグナルは惑星のケプラー運動起源のものであることを確認し，ホットジュピター HD 285507b の軌道要素の更新を行った．一方で今回の解析では，過去に惑星の検出が報告されていたしし座 AD 星での惑星由来の視線速度シグナルは確認されなかった．
今回の観測結果は，活発な恒星を観測する際の多バンド分光観測の重要性を示すものである．
arXiv:2002.10562
Carleo et al. (2020)
The GAPS Programme at TNG XXI -- A GIARPS case-study of known young planetary candidates: confirmation of HD 285507 b and refutation of AD Leo b
(The GAPS Programme at TNG XXI -- 既知の若い惑星候補の GIARPS のケーススタディ：HD 285507b の確認としし座 AD 星b の否定)
概要
ホットジュピターという存在は未だに明らかになっていない点が多い．ホットジュピターが現在の起動の位置に来る経路として，2 つの主要な説が提唱されている．一つは原始惑星系円盤の中での滑らかな惑星移動，もう一つは初期に高離心率の軌道にあり，その後潮汐散逸で軌道長半径が強く減衰して円軌道化されたというものである．異なるホットジュピターの形成過程は，軌道要素や恒星の年齢に対する惑星の存在頻度などの異なる観測的な効果を生じるはずである．
GAPS Young-Objects プロジェクトでは，若いホットジュピターの特徴付けを行うための視線速度サーベイを実施した．若い恒星は一般に磁気的に非常に活発であるため，多バンド (可視光と近赤外線) の分光観測を実施した．TNG の HARPS-N と GIANO-B での同時観測を行った．この観測の組み合わせにより，恒星活動と視線速度の変動の特徴を区別することが可能になった．恒星の磁気的活動は波長依存性のある視線速度変動を引き起こすが，惑星のケプラー運動に起因するシグナルの場合は波長依存性が無い．
先験的な研究として，ここでは既にホットジュピターの発見主張がある 2 つの若い恒星 HD 285507 と AD Leo (しし座 AD 星) を観測した．
その結果，HD 285507 の視線速度シグナルは惑星のケプラー運動起源のものであることを確認し，ホットジュピター HD 285507b の軌道要素の更新を行った．一方で今回の解析では，過去に惑星の検出が報告されていたしし座 AD 星での惑星由来の視線速度シグナルは確認されなかった．
今回の観測結果は，活発な恒星を観測する際の多バンド分光観測の重要性を示すものである．
[0回]
天文・宇宙物理関連メモ vol.1352 Casasayas-Barris et al. (2020) Center-to-limb variation とロシター効果の中性ナトリウム吸収検出への影響
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:2002.10595
Casasayas-Barris et al. (2020)
Is there NaI in the atmosphere of HD 209458b? Effect of the centre-to-limb variation and Rossiter-McLaughlin effect in transmission spectroscopy studies
(HD 209458b の大気中に Na I は存在するか？透過分光観測における center-to-limb variation とロシター・マクローリン効果の影響)
ここでは，HARPS-N と CARMENES を用いたこの惑星のトランジット分光観測について報告する．
得られた視線速度データと合わせて Rossiter-McLaughlin effect (ロシター・マクローリン効果) のフィットを行い，天球上に射影した spin-orbit 角を -1.6 ± 0.3 度と測定した．
また，大気透過光の高分散分光観測の解析を，Na I の波長 590 nm 付近で実施した．
その結果，Na I の検出が報告されていた過去の研究とは対照的に，得られた透過スペクトルは大気中の吸収ではなく，center-to-limb variation とロシター効果の組み合わせで説明できることを見出した．これは時間進化マップと透過光の光度曲線中にも見られるが，これはシグナルノイズ比が低くなっている．
その他の強いスペクトル線，例えば Hα や Ca II，Mg I，K I についても解析を行い，系外惑星大気からの寄与を考慮せずにモデル化した効果と整合的であった．そのため，HD 209458b の大気透過光スペクトルには，この惑星には検出可能な Na I 吸収は見られないことが明らかになった．
この系外惑星大気研究のベンチマークとなる天体についての過去の先駆的な研究において，center-to-limb variation とロシター・マクローリン効果が見落とされている可能性について議論する．一部の恒星・惑星系ではこれらの効果は小さいが，他の惑星大気では，論文内で報告されている結果は修正の必要がある可能性があることを指摘する．
arXiv:2002.10595
Casasayas-Barris et al. (2020)
Is there NaI in the atmosphere of HD 209458b? Effect of the centre-to-limb variation and Rossiter-McLaughlin effect in transmission spectroscopy studies
(HD 209458b の大気中に Na I は存在するか？透過分光観測における center-to-limb variation とロシター・マクローリン効果の影響)
概要
HD 209458b は初めて発見されたトランジット惑星であり，大気成分，特に Na I (中性ナトリウム原子) が検出された初めての系外惑星でもある．これまでで最も研究された系外惑星の一つであり，低分散および高分散分光観測から多様な大気研究が行われている．ここでは，HARPS-N と CARMENES を用いたこの惑星のトランジット分光観測について報告する．
得られた視線速度データと合わせて Rossiter-McLaughlin effect (ロシター・マクローリン効果) のフィットを行い，天球上に射影した spin-orbit 角を -1.6 ± 0.3 度と測定した．
また，大気透過光の高分散分光観測の解析を，Na I の波長 590 nm 付近で実施した．
その結果，Na I の検出が報告されていた過去の研究とは対照的に，得られた透過スペクトルは大気中の吸収ではなく，center-to-limb variation とロシター効果の組み合わせで説明できることを見出した．これは時間進化マップと透過光の光度曲線中にも見られるが，これはシグナルノイズ比が低くなっている．
その他の強いスペクトル線，例えば Hα や Ca II，Mg I，K I についても解析を行い，系外惑星大気からの寄与を考慮せずにモデル化した効果と整合的であった．そのため，HD 209458b の大気透過光スペクトルには，この惑星には検出可能な Na I 吸収は見られないことが明らかになった．
この系外惑星大気研究のベンチマークとなる天体についての過去の先駆的な研究において，center-to-limb variation とロシター・マクローリン効果が見落とされている可能性について議論する．一部の恒星・惑星系ではこれらの効果は小さいが，他の惑星大気では，論文内で報告されている結果は修正の必要がある可能性があることを指摘する．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:2002.08379
Chen et al. (2020)
Detection of Na, K, and Hα absorption in the atmosphere of WASP-52b using ESPRESSO
(ESPRESSO を用いた WASP-52b の大気中の Na，K，Hα 吸収の検出)
ここでは，WASP-52b の大気中からのナトリウム二重項，Hα 線，カリウム D 1 線の超過吸収の検出を報告する．この惑星の 3 回のトランジット観測から，高分散透過スペクトルが得られた．観測は，VLT に設置されている極めて安定な高分散分光器 ESPRESSO を用いた．
Na D1 線のトランジット深さは 1.09%，D2 線は 1.31%，Hα 線は 0.86%，K D1 線は 0.46% であり，スペクトル線の半値全幅は 11 - 22 km s-1 である．また，トランジット中にこれらの検出したスペクトル線の速度シフトを検出し，これは惑星の軌道運動と整合的であった．そのため，これらのスペクトル線が惑星起源であることを確認した．
惑星大気中の風による，スペクトル線の合計での青方偏移や赤方偏移に関しては，有意な検出は得られなかった．
恒星の活動度の指標となるスペクトル線をコントロールとして用いたが，超過吸収は見られなかった．しかし，Center-to-Limb variation (CLV) に起因する特徴と，Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター・マクローリン効果) によるスペクトルの特徴には注意が必要である．今回の観測では，大気の透過スペクトルを導出する際に CLV と RM を正しく補正することの重要性が認識された．これらの影響が補正されていない場合，特定の状況において惑星大気による吸収を模擬してしまったり，あるいは消してしまったりすることが分かった．
WASP-52b は，ウルトラホットジュピターではない惑星としては，HD 189733b に次いで 2 番目に Hα 線での超過吸収を示す惑星となった．ウルトラホットジュピターではない惑星を対象とした将来の観測で，Hα 線は恒星活動と惑星の高層大気における加熱プロセスの関係を明らかにするだろう．
105 程度の分解能を実現できる地上観測のおかげで，圧力が 10-4 - 10-11 bar の高層大気の探査が可能となった．
地上観測での初めての Na I 検出は，HD 189733b (Redfield et al. 2008) と HD 209458b (Snellen et al. 2008) で報告された．一方で高分散観測で K I が検出されたのはつい最近のことである (HD 189733b, Keles et al. 2019)．しかし Casasayas-Barris et al. (2020) では，HD 209458b での Na I 吸収が検出できなかったと報告している．これは HARPS-N と CARMENES 分光器を用いた観測を素にした報告であり，Center-to-Limb (CLV) 効果およびロシター効果が，惑星大気での吸収の探査に大きく影響を及ぼしうることが指摘された．
惑星大気中の Hα 線は，古典的なホットジュピター HD 189733b で初めて検出された (Jensen et al. 2012)．最近では，ウルトラホットジュピターと呼ばれる，昼側の温度が典型的には 2200 K を超えるようなタイプの惑星で Hα 線の吸収が検出されている．例えば，KELT-20b (Casasayas-Barris et al. 2018, 2019)，KELT-9b (Yan & Henning 2018など)，WASP-12b (Jensen et al. 2018)，WASP-121b (Cabot et al. 2020) の 4 つのウルトラホットジュピターで，恒星活動の変動を伴わない Hα 線の吸収が発見されている．
Na と Hα 線が大気中から同時に検出されているのは，HD 189733b と 4 つのウルトラホットジュピターの計 5 つである．しかし，Hα 吸収が Na 吸収よりも浅いのは，この惑星が初めてである．また，ウルトラホットジュピターではない惑星としては，Hα 線の超過吸収が発見されたのは HD 189733b に次いで 2 番目である．
HD 189733 も活発な K 型星で，惑星の平衡温度も WASP-52b と同程度である．Hα 線が惑星大気中に検出されたことは，探査された大気層が非常に高温であることを示唆している．これらの惑星の平衡温度が比較的低いことを考えると，高層大気を加熱するためには中心星からの強い XUV フラックスが必要で，おそらく恒星の活動度に関連しているだろうと考えられる．
arXiv:2002.08379
Chen et al. (2020)
Detection of Na, K, and Hα absorption in the atmosphere of WASP-52b using ESPRESSO
(ESPRESSO を用いた WASP-52b の大気中の Na，K，Hα 吸収の検出)
概要
WASP-52b は，やや活発な K2V 星を公転する低密度なホットジュピターである．過去の低分散分光観測では，雲の多い大気と，雲層の上のナトリウム原子の検出が報告されている．ここでは，WASP-52b の大気中からのナトリウム二重項，Hα 線，カリウム D 1 線の超過吸収の検出を報告する．この惑星の 3 回のトランジット観測から，高分散透過スペクトルが得られた．観測は，VLT に設置されている極めて安定な高分散分光器 ESPRESSO を用いた．
Na D1 線のトランジット深さは 1.09%，D2 線は 1.31%，Hα 線は 0.86%，K D1 線は 0.46% であり，スペクトル線の半値全幅は 11 - 22 km s-1 である．また，トランジット中にこれらの検出したスペクトル線の速度シフトを検出し，これは惑星の軌道運動と整合的であった．そのため，これらのスペクトル線が惑星起源であることを確認した．
惑星大気中の風による，スペクトル線の合計での青方偏移や赤方偏移に関しては，有意な検出は得られなかった．
恒星の活動度の指標となるスペクトル線をコントロールとして用いたが，超過吸収は見られなかった．しかし，Center-to-Limb variation (CLV) に起因する特徴と，Rossiter-McLaughlin 効果 (ロシター・マクローリン効果) によるスペクトルの特徴には注意が必要である．今回の観測では，大気の透過スペクトルを導出する際に CLV と RM を正しく補正することの重要性が認識された．これらの影響が補正されていない場合，特定の状況において惑星大気による吸収を模擬してしまったり，あるいは消してしまったりすることが分かった．
WASP-52b は，ウルトラホットジュピターではない惑星としては，HD 189733b に次いで 2 番目に Hα 線での超過吸収を示す惑星となった．ウルトラホットジュピターではない惑星を対象とした将来の観測で，Hα 線は恒星活動と惑星の高層大気における加熱プロセスの関係を明らかにするだろう．
ホットジュピターの透過スペクトル
中性アルカリ金属原子の検出
系外惑星の大気成分として初めて検出されたのは，Na I (中性ナトリウム原子) のスペクトル線であり (Charbonneau et al. 2002)，巨大惑星の大気成分としてはこの中性ナトリウム原子が最も頻繁に検出されている (Madhusudhan 2019)．Na I や K I (中性カリウム原子) のようなアルカリ金属のスペクトル線は，高層大気の冷却過程に関与している．105 程度の分解能を実現できる地上観測のおかげで，圧力が 10-4 - 10-11 bar の高層大気の探査が可能となった．
地上観測での初めての Na I 検出は，HD 189733b (Redfield et al. 2008) と HD 209458b (Snellen et al. 2008) で報告された．一方で高分散観測で K I が検出されたのはつい最近のことである (HD 189733b, Keles et al. 2019)．しかし Casasayas-Barris et al. (2020) では，HD 209458b での Na I 吸収が検出できなかったと報告している．これは HARPS-N と CARMENES 分光器を用いた観測を素にした報告であり，Center-to-Limb (CLV) 効果およびロシター効果が，惑星大気での吸収の探査に大きく影響を及ぼしうることが指摘された．
Hα 線の検出
一方で Hα 線は，惑星大気内での吸収が発生するためには厳密な局所条件 (局所粒子密度，温度，輻射場) を要求するため，大気加熱の敏感な探査ツールとして用いることができる．惑星大気中の Hα 線は，古典的なホットジュピター HD 189733b で初めて検出された (Jensen et al. 2012)．最近では，ウルトラホットジュピターと呼ばれる，昼側の温度が典型的には 2200 K を超えるようなタイプの惑星で Hα 線の吸収が検出されている．例えば，KELT-20b (Casasayas-Barris et al. 2018, 2019)，KELT-9b (Yan & Henning 2018など)，WASP-12b (Jensen et al. 2018)，WASP-121b (Cabot et al. 2020) の 4 つのウルトラホットジュピターで，恒星活動の変動を伴わない Hα 線の吸収が発見されている．
※関連記事
天文・宇宙物理関連メモ vol.895 Casasayas-Barris et al. (2018) MASCARA-2b/KELT-20b の大気中の Na I と Hα 吸収の特徴
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天文・宇宙物理関連メモ vol.978 Jensen et al. (2018) WASP-12b の可視光透過スペクトル中の水素とナトリウム吸収
天文・宇宙物理関連メモ vol.1319 Cabot et al. (2020) ウルトラホットジュピター WASP-121b での Hα，Fe I，Na I の検出
結果と議論
今回の観測対象である WASP-52b は，ウルトラホットジュピターではないホットジュピターである．Na と Hα 線が大気中から同時に検出されているのは，HD 189733b と 4 つのウルトラホットジュピターの計 5 つである．しかし，Hα 吸収が Na 吸収よりも浅いのは，この惑星が初めてである．また，ウルトラホットジュピターではない惑星としては，Hα 線の超過吸収が発見されたのは HD 189733b に次いで 2 番目である．
HD 189733 も活発な K 型星で，惑星の平衡温度も WASP-52b と同程度である．Hα 線が惑星大気中に検出されたことは，探査された大気層が非常に高温であることを示唆している．これらの惑星の平衡温度が比較的低いことを考えると，高層大気を加熱するためには中心星からの強い XUV フラックスが必要で，おそらく恒星の活動度に関連しているだろうと考えられる．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:2002.08381
Kane et al. (2020)
The Dark Planets of the WASP-47 Planetary System
(WASP-47 惑星系の暗い惑星)
WASP-47 系はそのどちらの特徴も併せ持っているという点で，特に良い研究対象である．この系はコンパクトな惑星軌道を持ち，ハビタブルゾーン内に軌道離心率の大きな巨大惑星を持つ．
ここでは，WASP-47 系の惑星の大気の検出と特徴付けを行う．この系の構造について議論し，またさらなる長周期の惑星の存在可能性についても議論する．
ケプラーの K2 ミッションによる精密な測光観測結果の解析を行った．解析からは，2 つの最も内側の惑星からの位相の特徴の検出は否定された．このことから，これらの惑星のアルベドと大気特性に制約が与えられた．
今回の結論としては，WASP-47b は「暗い」惑星の一例であり，暫定的な幾何アルベドの測定値は 0.016，1σ の上限値は 0.17 である．また WASP-47e のデータは広い範囲のアルベドの値と整合的であるが，比較的低いアルベドを持つという暫定的な証拠が示された．
最も内側の WASP-47e は軌道周期 0.789592 日，軌道長半径 0.0169 AU，6.83 地球質量，1.810 地球半径である．WASP-47b は軌道周期 4.1591289 日，軌道長半径 0.0513 AU，363.1 地球質量で 12.63 地球半径である．WASP-47d は軌道周期 9.03077 日，軌道長半径 0.0860 AU，13.1 地球質量 3.576 地球半径で，この 3 つがトランジットを起こしている惑星である．
これらに加えて視線速度法によって検出された WASP-47c があり，軌道周期 588.5 日，軌道長半径 1.393 AU，398.2 地球質量である．非トランジット惑星なので半径は不明だが，ここでは 1.0 木星半径であることを仮定した．
中心星のハビタブルゾーンは，保守的なハビタブルゾーンの場合は 1.01-1.80 AU，楽観的ハビタブルゾーンは 0.80-1.89 AU である．WASP-47c は，保守的なハビタブルゾーン内縁のわずかに内側から，保守的なハビタブルゾーン外縁のわずかに外側までを横断するような離心軌道にある．
arXiv:2002.08381
Kane et al. (2020)
The Dark Planets of the WASP-47 Planetary System
(WASP-47 惑星系の暗い惑星)
概要
コンパクトな軌道配置の惑星系は，惑星の形成と軌道力学の進化という観点で興味深い．また，離心軌道にある巨大惑星は興味深い研究対象である．これは，このような系は過去に惑星-惑星散乱による力学的な歴史を経験していると考えられるからである．WASP-47 系はそのどちらの特徴も併せ持っているという点で，特に良い研究対象である．この系はコンパクトな惑星軌道を持ち，ハビタブルゾーン内に軌道離心率の大きな巨大惑星を持つ．
ここでは，WASP-47 系の惑星の大気の検出と特徴付けを行う．この系の構造について議論し，またさらなる長周期の惑星の存在可能性についても議論する．
ケプラーの K2 ミッションによる精密な測光観測結果の解析を行った．解析からは，2 つの最も内側の惑星からの位相の特徴の検出は否定された．このことから，これらの惑星のアルベドと大気特性に制約が与えられた．
今回の結論としては，WASP-47b は「暗い」惑星の一例であり，暫定的な幾何アルベドの測定値は 0.016，1σ の上限値は 0.17 である．また WASP-47e のデータは広い範囲のアルベドの値と整合的であるが，比較的低いアルベドを持つという暫定的な証拠が示された．
WASP-47 系について
WASP-47 系は，内側の 3 つのトランジット惑星と，トランジットしない外側の離心軌道 (e = ~0.3) にある惑星 1 つの計 4 つの惑星を持つ．最も内側の WASP-47e は軌道周期 0.789592 日，軌道長半径 0.0169 AU，6.83 地球質量，1.810 地球半径である．WASP-47b は軌道周期 4.1591289 日，軌道長半径 0.0513 AU，363.1 地球質量で 12.63 地球半径である．WASP-47d は軌道周期 9.03077 日，軌道長半径 0.0860 AU，13.1 地球質量 3.576 地球半径で，この 3 つがトランジットを起こしている惑星である．
これらに加えて視線速度法によって検出された WASP-47c があり，軌道周期 588.5 日，軌道長半径 1.393 AU，398.2 地球質量である．非トランジット惑星なので半径は不明だが，ここでは 1.0 木星半径であることを仮定した．
中心星のハビタブルゾーンは，保守的なハビタブルゾーンの場合は 1.01-1.80 AU，楽観的ハビタブルゾーンは 0.80-1.89 AU である．WASP-47c は，保守的なハビタブルゾーン内縁のわずかに内側から，保守的なハビタブルゾーン外縁のわずかに外側までを横断するような離心軌道にある．
[0回]
天文・宇宙物理関連メモ vol.1258 Santerne et al. (2019) HIP 41378 系の極めて低密度で温暖な巨大系外惑星