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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1905.01336
Jenkins et al. (2019)
Proxima Centauri b is not a transiting exoplanet
(プロキシマ・ケンタウリb はトランジット系外惑星ではない)
この惑星はこれまでに発見された中で最も近い地球型のハビタブルゾーン内の惑星であり，プロキシマb のトランジットがあった場合は，惑星の半径，惑星全体の密度，大気に対して強い制約を与えるだろう．また，引き続く透過光分光観測と二次食測定では大気の化学，物理過程，軌道，生命の兆候の探査も含めた探査が可能になると期待される．
しかし今回の測光結果では，4.5 µm の波長で 200 ppm の水準でプロキシマb のトランジットを否定した．トランジットしていたと仮定した場合の 3σ での惑星半径の上限値は 0.4 地球半径である．
過去に報告がある，可視光での地上と宇宙空間からの測光観測によるトランジットの可能性の主張は，プロキシマ・ケンタウリの頻繁なフレアに起因する，データ中の相関したノイズである可能性が高い．今後のフォローアップ観測では，惑星の電波放射，位相曲線，直接撮像に焦点を置くべきであると考えられる．
今回の研究では，近赤外から中間赤外線の波長では，可視光と比べて恒星の活動度が劇的に減少することが示唆された．プロキシマb は，もし使用する観測機器がプロキシマ程度の明るさの恒星を観測できるように設計されている場合であれば，宇宙空間からの赤外線望遠鏡での理想的な観測対象である．
この惑星は，太陽系に最も近い恒星を公転している惑星であると言うだけではなく，平衡温度と下限質量が地球に似ており，岩石惑星で液体の水が表面に存在している可能性がある．もしこの惑星がトランジットをしているのであれば，惑星大気と表面の特徴付けが可能となる．
Li et al. (2017) も，ラスカンパナスの 30 cm 望遠鏡で取得されたデータから，可視光でのプロキシマb のトランジットと思われるシグナルを報告した．しかしこれも確定はされなかった．
南極での Bright Star Survey Telescope を用いた観測から，Liu et al. (2018) はプロキシマb のものとみなすことが出来る，多数回のトランジット状のイベントの検出を報告した．また大きなトランジット時刻変動 (transit timing variation, TTV) の存在を仮定すると，Kipping et al. (2017) で報告されたイベントと一致する可能性があると指摘した．
対照的に，Blank et al. (2018) では，11 年にわたる可視光データ中には過去に報告されたいかなるトランジットイベントも確認できなかったと報告されている．ただしこのデータは非一様で非連続的なデータセットであった．しかしながら，この解析では可視光での光度曲線に対する大きな恒星活動の影響があることが指摘された．
スピッツァー宇宙望遠鏡の InfraRed Array Camera (IRAC) を用いて，4.5 µm 波長で 2016 年 11 月に 48 時間にわたる観測を行った．これは，視線速度法での軌道の解からプロキシマb のトランジットが発生し得る時刻を対象とした観測である．
その結果，プロキシマb が恒星の手前を通過したとみなせるトランジット的なイベントはデータ中に見られなかった．過去に目撃されたトランジット状のイベントは，恒星の複雑で頻繁なフレアと活動パターンからくる残差の相関ノイズの結果の可能性がある．
トランジットが検出されなかったことから，トランジットを起こしているが検出できなかったとした場合，惑星半径の 3σ の上限値は 0.4 地球半径となる．これは惑星の密度の下限値が 112 g cm-3 であるという非現実的に大きな値を示唆するため，ここからもトランジットの存在が否定される．
視線速度測定からプロキシマb の内側にさらなる小さい惑星が存在する可能性についても探査した．プロキシマb の発見論文以降に取得されたデータと合わせて解析した結果，プロキシマb を除いた視線速度の残差中には 0.5 m s-1 水準以上の変動は見られなかった．この結果から，内側に惑星が存在するとした場合の惑星質量の下限値は 0.5 地球質量である．
なお，0.3% の深さの，非対称な形状をしたトランジット状のシグナルは検出された．しかしこの特徴は，可変半径の測光アパーチャを用いることで時系列データから完全に除去できることが判明した．プロキシマやその他の天体のさらなるスピッツァー宇宙望遠鏡で見られた同様の特徴についての研究や，検出・取り扱い方法については，将来の別の論文で出版する．
arXiv:1905.01336
Jenkins et al. (2019)
Proxima Centauri b is not a transiting exoplanet
(プロキシマ・ケンタウリb はトランジット系外惑星ではない)
概要
スピッツァー宇宙望遠鏡を用いて，系外惑星プロキシマ・ケンタウリb (プロキシマb) のトランジットが起きることが予想される期間に行った観測について報告する．この惑星はこれまでに発見された中で最も近い地球型のハビタブルゾーン内の惑星であり，プロキシマb のトランジットがあった場合は，惑星の半径，惑星全体の密度，大気に対して強い制約を与えるだろう．また，引き続く透過光分光観測と二次食測定では大気の化学，物理過程，軌道，生命の兆候の探査も含めた探査が可能になると期待される．
しかし今回の測光結果では，4.5 µm の波長で 200 ppm の水準でプロキシマb のトランジットを否定した．トランジットしていたと仮定した場合の 3σ での惑星半径の上限値は 0.4 地球半径である．
過去に報告がある，可視光での地上と宇宙空間からの測光観測によるトランジットの可能性の主張は，プロキシマ・ケンタウリの頻繁なフレアに起因する，データ中の相関したノイズである可能性が高い．今後のフォローアップ観測では，惑星の電波放射，位相曲線，直接撮像に焦点を置くべきであると考えられる．
今回の研究では，近赤外から中間赤外線の波長では，可視光と比べて恒星の活動度が劇的に減少することが示唆された．プロキシマb は，もし使用する観測機器がプロキシマ程度の明るさの恒星を観測できるように設計されている場合であれば，宇宙空間からの赤外線望遠鏡での理想的な観測対象である．
プロキシマ・ケンタウリb について
概要
プロキシマ・ケンタウリb (プロキシマb) は Anglada-Escud ́e et al. (2016) によって，視線速度法による発見が報告された．この惑星は，太陽系に最も近い恒星を公転している惑星であると言うだけではなく，平衡温度と下限質量が地球に似ており，岩石惑星で液体の水が表面に存在している可能性がある．もしこの惑星がトランジットをしているのであれば，惑星大気と表面の特徴付けが可能となる．
トランジットの検出報告
Kipping et al. (2017) は，Microvariability and Oscillationsof STars (MOST) 宇宙望遠鏡を用いた可視光での測光観測を行った．その結果，プロキシマb に対して予想される特性と一致するトランジットの候補シグナルの存在を報告したが，そのトランジットシグナルを惑星によるものと確定することはできなかった．Li et al. (2017) も，ラスカンパナスの 30 cm 望遠鏡で取得されたデータから，可視光でのプロキシマb のトランジットと思われるシグナルを報告した．しかしこれも確定はされなかった．
南極での Bright Star Survey Telescope を用いた観測から，Liu et al. (2018) はプロキシマb のものとみなすことが出来る，多数回のトランジット状のイベントの検出を報告した．また大きなトランジット時刻変動 (transit timing variation, TTV) の存在を仮定すると，Kipping et al. (2017) で報告されたイベントと一致する可能性があると指摘した．
対照的に，Blank et al. (2018) では，11 年にわたる可視光データ中には過去に報告されたいかなるトランジットイベントも確認できなかったと報告されている．ただしこのデータは非一様で非連続的なデータセットであった．しかしながら，この解析では可視光での光度曲線に対する大きな恒星活動の影響があることが指摘された．
観測・解析結果
長波長での観測は恒星活動が光度曲線に及ぼす影響を低減し，測定精度を上げることが出来る．スピッツァー宇宙望遠鏡の InfraRed Array Camera (IRAC) を用いて，4.5 µm 波長で 2016 年 11 月に 48 時間にわたる観測を行った．これは，視線速度法での軌道の解からプロキシマb のトランジットが発生し得る時刻を対象とした観測である．
その結果，プロキシマb が恒星の手前を通過したとみなせるトランジット的なイベントはデータ中に見られなかった．過去に目撃されたトランジット状のイベントは，恒星の複雑で頻繁なフレアと活動パターンからくる残差の相関ノイズの結果の可能性がある．
トランジットが検出されなかったことから，トランジットを起こしているが検出できなかったとした場合，惑星半径の 3σ の上限値は 0.4 地球半径となる．これは惑星の密度の下限値が 112 g cm-3 であるという非現実的に大きな値を示唆するため，ここからもトランジットの存在が否定される．
視線速度測定からプロキシマb の内側にさらなる小さい惑星が存在する可能性についても探査した．プロキシマb の発見論文以降に取得されたデータと合わせて解析した結果，プロキシマb を除いた視線速度の残差中には 0.5 m s-1 水準以上の変動は見られなかった．この結果から，内側に惑星が存在するとした場合の惑星質量の下限値は 0.5 地球質量である．
なお，0.3% の深さの，非対称な形状をしたトランジット状のシグナルは検出された．しかしこの特徴は，可変半径の測光アパーチャを用いることで時系列データから完全に除去できることが判明した．プロキシマやその他の天体のさらなるスピッツァー宇宙望遠鏡で見られた同様の特徴についての研究や，検出・取り扱い方法については，将来の別の論文で出版する．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1905.02096
Hoeijmakers et al. (2019)
A spectral survey of an ultra-hot Jupiter: Detection of metals in the transmission spectrum of KELT-9 b
(ウルトラホットジュピターのスペクトルサーベイ：KELT-9b の透過スペクトル中での金属の検出)
このような温度では大気中にはエアロゾルや複雑な分子が存在できないため，これらの種類の惑星は，トランジットと昼夜間の分光観測を介して詳細に大気の化学的な特徴付けを行える対象である．大気中に存在する化学種の一覧の詳細な研究は，惑星の形成過程と進化の歴史に大きな制約を与える可能性がある．
ここでは，KELT-9b の可視光での透過スペクトル中の金属の吸収線を探査するため，相互相関技術を使用した．HARPS-N 分光器で取得された 2 回のトランジット観測データを解析した．
大気の等温平衡化学モデルを使用し，原子番号が 3-78 の，中性および一価のイオンのそれぞれの透過スペクトルを予測した．これらのうち，可視光の波長範囲にスペクトル線を持つと予想される元素を同定し，それらを相互相関のテンプレートとして使用した．
その結果，KELT-9b の大気中から，Na I，Cr II，Sc II，Y II を 5σ 以上の確度で検出し，また過去に検出が報告されていた Mg I，Fe I，Fe II と Ti II を確認した．さらに，Ca I，Cr I，Co I，Sr II の兆候も発見したが，これらは確定させるためにはさらなる観測が必要である．
検出された吸収線はモデルが予測するものよりもずっと深く，静水圧分布と比べると密度が大きくなっている高い高度まで物質が輸送されていることを示唆している．言い換えれば，検出された物質は，広がったエンベロープもしくは流出するエンベロープの一部である．
また，大気全体の昼から夜側への風による吸収スペクトルの有意な青方偏移は見られなかった．特に，強い Fe II の特徴の偏位は 0.18 ± 0.27 km s-1 であり，これはゼロと整合的である．
惑星の軌道速度の測定結果を用い，恒星 KELT-9 は 1.978 太陽質量，2.178 太陽半径，惑星 KELT-9b は 2.44 木星質量，1.783 木星半径という改善した値を導出した．
Kitzmann et al. (2018) の理論的研究では，この惑星の透過スペクトル中には鉄の吸収線が存在することが予測されている．
過去の研究では，HARPS-North の高分散トランジット分光観測から，中性の鉄 Fe I の存在が検出されているが，電離した鉄 Fe II とチタン Ti II も同時に検出されている (Hoeijmakers et al. 2018)．さらに水素のバルマー線も透過スペクトル中に検出されている (Yan & Henning 2018，Cauley et al. 2018)，また Fe I，Fe II と Mg I 三重項の独立した線も検出されている (Cauley et al. 2018)．
arXiv:1905.02096
Hoeijmakers et al. (2019)
A spectral survey of an ultra-hot Jupiter: Detection of metals in the transmission spectrum of KELT-9 b
(ウルトラホットジュピターのスペクトルサーベイ：KELT-9b の透過スペクトル中での金属の検出)
概要
KELT-9b は，最近発見例が増えているウルトラホットジュピターと呼ばれる，高温の早期型星を公転する短周期の巨大ガス系外惑星の一例である．中心星からの強烈な輻射が惑星の大気を ~ 4000 K にまで加熱し，主系列星と同程度の温度を持つ光球となる．このような温度では大気中にはエアロゾルや複雑な分子が存在できないため，これらの種類の惑星は，トランジットと昼夜間の分光観測を介して詳細に大気の化学的な特徴付けを行える対象である．大気中に存在する化学種の一覧の詳細な研究は，惑星の形成過程と進化の歴史に大きな制約を与える可能性がある．
ここでは，KELT-9b の可視光での透過スペクトル中の金属の吸収線を探査するため，相互相関技術を使用した．HARPS-N 分光器で取得された 2 回のトランジット観測データを解析した．
大気の等温平衡化学モデルを使用し，原子番号が 3-78 の，中性および一価のイオンのそれぞれの透過スペクトルを予測した．これらのうち，可視光の波長範囲にスペクトル線を持つと予想される元素を同定し，それらを相互相関のテンプレートとして使用した．
その結果，KELT-9b の大気中から，Na I，Cr II，Sc II，Y II を 5σ 以上の確度で検出し，また過去に検出が報告されていた Mg I，Fe I，Fe II と Ti II を確認した．さらに，Ca I，Cr I，Co I，Sr II の兆候も発見したが，これらは確定させるためにはさらなる観測が必要である．
検出された吸収線はモデルが予測するものよりもずっと深く，静水圧分布と比べると密度が大きくなっている高い高度まで物質が輸送されていることを示唆している．言い換えれば，検出された物質は，広がったエンベロープもしくは流出するエンベロープの一部である．
また，大気全体の昼から夜側への風による吸収スペクトルの有意な青方偏移は見られなかった．特に，強い Fe II の特徴の偏位は 0.18 ± 0.27 km s-1 であり，これはゼロと整合的である．
惑星の軌道速度の測定結果を用い，恒星 KELT-9 は 1.978 太陽質量，2.178 太陽半径，惑星 KELT-9b は 2.44 木星質量，1.783 木星半径という改善した値を導出した．
KELT-9b について
この惑星は，KELT-9 という A0 型星を 1.48 日周期で公転するウルトラホットジュピターである (Gaudi et al. 2017)．平衡温度は 4050 K であり．これは多くの主系列星の光球と同程度の温度である．Kitzmann et al. (2018) の理論的研究では，この惑星の透過スペクトル中には鉄の吸収線が存在することが予測されている．
過去の研究では，HARPS-North の高分散トランジット分光観測から，中性の鉄 Fe I の存在が検出されているが，電離した鉄 Fe II とチタン Ti II も同時に検出されている (Hoeijmakers et al. 2018)．さらに水素のバルマー線も透過スペクトル中に検出されている (Yan & Henning 2018，Cauley et al. 2018)，また Fe I，Fe II と Mg I 三重項の独立した線も検出されている (Cauley et al. 2018)．
※関連記事
天文・宇宙物理関連メモ vol.488 Scott Gaudi et al. (2017) 表面温度が 4600 K のホットジュピター KELT-9b の発見
天文・宇宙物理関連メモ vol.869 Kitzmann et al. (2018) KELT-9b の特殊な大気化学について
天文・宇宙物理関連メモ vol.976 Hoeijmakers et al. (2018) ウルトラホットジュピター KELT-9b 大気での鉄とチタンの検出
天文・宇宙物理関連メモ vol.953 Yan & Henning (2018) 極めて高温なガス惑星 KELT-9b の広がった水素大気の Hα での検出
天文・宇宙物理関連メモ vol.1021 Wilson Cauley et al. (2018) KELT-9b 大気のマグネシウムの検出と大気のダイナミクス
天文・宇宙物理関連メモ vol.488 Scott Gaudi et al. (2017) 表面温度が 4600 K のホットジュピター KELT-9b の発見
天文・宇宙物理関連メモ vol.869 Kitzmann et al. (2018) KELT-9b の特殊な大気化学について
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天文・宇宙物理関連メモ vol.1021 Wilson Cauley et al. (2018) KELT-9b 大気のマグネシウムの検出と大気のダイナミクス
[1回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1904.12818
Luque et al. (2019)
A planetary system around the nearby M dwarf Gl 357 including a transiting hot Earth-sized planet optimal for atmospheric characterisation
(大気特徴付けに適した地球サイズの高温トランジット惑星を含む近傍 M 矮星グリーゼ 357 周りの惑星系)
Gl 357b (TOI-562.01，グリーゼ357b) は，トランジットする高温な地球サイズの惑星で，平衡温度 531 K，半径は 1.17 地球半径，軌道周期は 3.93 日である．
CARMENES による詳細な恒星の視線速度測定，および HIRES，UVES，HARPS のアーカイブデータでも．3.93 日の周期性が検出され．惑星が存在することを確認した，また惑星質量は 1.63 地球質量と導出された．
Gl 357b による視線速度シグナルの他に，9.12 日周期の 2 番目の周期性も検出され，系内の 2 番目のトランジットしていない惑星候補 Gl 357c が存在することが示唆される．この惑星の最小質量は 3.59 地球質量である．
恒星は比較的非活発で，測光観測から求められた自転周期は 78 日である．
Gl 357b は，太陽系に 2 番目に近いトランジット惑星である．
中心星が明るいことから，惑星大気のトランジット分光観測などの，将来的な調査の主要なターゲットとなり得る．また現時点で，ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡や地上の超大型望遠鏡群を用いた大気の特徴付けを行うのに最も適した地球型トランジット惑星である．
スペクトル型：M2.5V
距離：9.444 pc
有効温度：3505 K
金属量：[Fe/H] = -0.12
質量：0.342 太陽質量
半径：0.337 太陽半径
光度：0.01591 太陽光度
質量：1.63 地球質量
半径：1.166 地球半径
密度：6.0 g cm-3
軌道長半径：0.034 au
平衡温度：531 K
日射量：地球の 13.1 倍
質量：3.59 地球質量以上
軌道長半径：0.085 au
平衡温度：335.7 K
日射量：地球の 2.11 倍
arXiv:1904.12818
Luque et al. (2019)
A planetary system around the nearby M dwarf Gl 357 including a transiting hot Earth-sized planet optimal for atmospheric characterisation
(大気特徴付けに適した地球サイズの高温トランジット惑星を含む近傍 M 矮星グリーゼ 357 周りの惑星系)
概要
Gl 357 (グリーゼ357) 周りのトランジットする地球サイズ惑星の検出について報告する．中心星は近傍の M2.5V 星であり，Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) で得られたデータから発見された．Gl 357b (TOI-562.01，グリーゼ357b) は，トランジットする高温な地球サイズの惑星で，平衡温度 531 K，半径は 1.17 地球半径，軌道周期は 3.93 日である．
CARMENES による詳細な恒星の視線速度測定，および HIRES，UVES，HARPS のアーカイブデータでも．3.93 日の周期性が検出され．惑星が存在することを確認した，また惑星質量は 1.63 地球質量と導出された．
Gl 357b による視線速度シグナルの他に，9.12 日周期の 2 番目の周期性も検出され，系内の 2 番目のトランジットしていない惑星候補 Gl 357c が存在することが示唆される．この惑星の最小質量は 3.59 地球質量である．
恒星は比較的非活発で，測光観測から求められた自転周期は 78 日である．
Gl 357b は，太陽系に 2 番目に近いトランジット惑星である．
中心星が明るいことから，惑星大気のトランジット分光観測などの，将来的な調査の主要なターゲットとなり得る．また現時点で，ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡や地上の超大型望遠鏡群を用いた大気の特徴付けを行うのに最も適した地球型トランジット惑星である．
パラメータ
Gl 357
別名：L 678-39，TOI-562，TIC 413248763スペクトル型：M2.5V
距離：9.444 pc
有効温度：3505 K
金属量：[Fe/H] = -0.12
質量：0.342 太陽質量
半径：0.337 太陽半径
光度：0.01591 太陽光度
Gl 357b
軌道周期：3.93056 日質量：1.63 地球質量
半径：1.166 地球半径
密度：6.0 g cm-3
軌道長半径：0.034 au
平衡温度：531 K
日射量：地球の 13.1 倍
Gl 357c
軌道周期：9.1258 日質量：3.59 地球質量以上
軌道長半径：0.085 au
平衡温度：335.7 K
日射量：地球の 2.11 倍
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1904.11664
Zhu et al. (2019)
A Close-in Substellar Object Orbiting the sdOB-type Eclipsing-Binary System NSVS14256825
(OB 型準矮星の食連星系 NSVS 14256825 を公転する近接亜恒星天体)
2008 年以降，この連星をおよそ 10 年にわたってモニターした．この間に，複数の望遠鏡を用いて高い精度で光度の極小を新しく 84 回観測した．その結果，O-C 曲線 (Observed-Calculated，極小のタイミングの観測値から理論値を引いた残差を描いた曲線) は最近増加しており，周期が 8.83 年，振幅が 46.31 秒の周期的な変動を示すことを見出した．
この周期変動は，伴星である赤色矮星の磁気的活動サイクルによって説明することはできない．これは，変動を説明するために必要なエネルギーは 1 回の周期全体でこの伴星によって放射されるエネルギーよりも遥かに大きいためである．
この系で検出された周期的な変動は，3 番目の天体の存在による light-travel time effect によって説明できる．3 体目の下限質量は 14-15 木星質量であり，これは惑星と褐色矮星の遷移質量である．
この亜恒星天体は，進化した連星の周りを 3 AU の軌道間隔で公転しており，軌道離心率は 0.12 である．今回の結果は，この系は階層的な亜恒星天体を持つ初めての sdOB 型食連星であることを示唆している．
NSVS 14256825 に近接した亜恒星質量の伴星の検出は，sdOB 型連星とその伴星の形成と進化に対していくらかの洞察を与えるだろう．
Northern Sky Variability Survey の公開データの中に，NSVS 14256825 の光度の変動が発見されていた (Wozniak et al. 2004)．Wils et al. (2007) の多バンド観測では，この天体の高精度の観測が行われた．Almeida et al. (2012) の解析では，主星が 0.419 太陽質量，伴星が 0.109 太陽質量であり，主星が 0.188 太陽半径，伴星が 0.162 太陽半径と導出された．また，この系 sdOB (OB 型準矮星) と dM (M 型矮星) の連星であることが指摘された．
Qien et al. (2010) と Zhu et al. (2011) は，この系に周期的な変動の兆候があることを報告した．その後 Beuermann et al. (2012) では，おおよそ 12 木星質量の巨大惑星が存在する可能性が報告されている．
その後，Almeida et al. (2013) では O-C 曲線の解析の再検討から，2.9 木星質量と 8.1 木星質量の 2 つの周連星惑星が存在した場合に変動が説明できるとした．しかし Wittenmyer et al. (2013) は，Almeida et al. (2013) が示唆したモデルの力学的解析を行い，その軌道配置は数千年未満のタイムスケールで不安定であることを指摘した．
後に Hinse et al. (2014) は，この系にあると考えられる惑星質量天体を高い信頼度で確認するには，食のタイミングの観測データのカバー率が不十分であると結論付けた．
最近，Nasiroglu et al. (2017) は 2016 年 11 月までの長期の観測データを公開した．これによると 2 惑星モデルは否定され，単独の褐色矮星の存在で周期的変動が説明されると報告した．しかしこのデータも周期の全てはカバーしていなかった．
arXiv:1904.11664
Zhu et al. (2019)
A Close-in Substellar Object Orbiting the sdOB-type Eclipsing-Binary System NSVS14256825
(OB 型準矮星の食連星系 NSVS 14256825 を公転する近接亜恒星天体)
概要
NSVS 14256825 は 2 番目に発見された sdOB + dM 食連星系 (OB 型準矮星と M 型矮星の食連星系) であり，軌道周期は 2.65 時間である．この特別な連星は，タイミング法を用いて周連星惑星もしくは褐色矮星を持っていることが報告されている．しかし連星同士の食のタイミングの観測が不十分であるため，異なる著者らによって異なる結果が導かれていた．2008 年以降，この連星をおよそ 10 年にわたってモニターした．この間に，複数の望遠鏡を用いて高い精度で光度の極小を新しく 84 回観測した．その結果，O-C 曲線 (Observed-Calculated，極小のタイミングの観測値から理論値を引いた残差を描いた曲線) は最近増加しており，周期が 8.83 年，振幅が 46.31 秒の周期的な変動を示すことを見出した．
この周期変動は，伴星である赤色矮星の磁気的活動サイクルによって説明することはできない．これは，変動を説明するために必要なエネルギーは 1 回の周期全体でこの伴星によって放射されるエネルギーよりも遥かに大きいためである．
この系で検出された周期的な変動は，3 番目の天体の存在による light-travel time effect によって説明できる．3 体目の下限質量は 14-15 木星質量であり，これは惑星と褐色矮星の遷移質量である．
この亜恒星天体は，進化した連星の周りを 3 AU の軌道間隔で公転しており，軌道離心率は 0.12 である．今回の結果は，この系は階層的な亜恒星天体を持つ初めての sdOB 型食連星であることを示唆している．
NSVS 14256825 に近接した亜恒星質量の伴星の検出は，sdOB 型連星とその伴星の形成と進化に対していくらかの洞察を与えるだろう．
背景
NSVS 14256825 (別名：V1828 Aql，2MASS J20200045+0437564，UCAC2 33483055，USNO-B1.0 0946-0525128) は HW Vir (おとめ座 HW 星) 的な食連星であり，階層的な軌道配置の亜恒星質量の伴星を持っている可能性があるとされていた．Northern Sky Variability Survey の公開データの中に，NSVS 14256825 の光度の変動が発見されていた (Wozniak et al. 2004)．Wils et al. (2007) の多バンド観測では，この天体の高精度の観測が行われた．Almeida et al. (2012) の解析では，主星が 0.419 太陽質量，伴星が 0.109 太陽質量であり，主星が 0.188 太陽半径，伴星が 0.162 太陽半径と導出された．また，この系 sdOB (OB 型準矮星) と dM (M 型矮星) の連星であることが指摘された．
Qien et al. (2010) と Zhu et al. (2011) は，この系に周期的な変動の兆候があることを報告した．その後 Beuermann et al. (2012) では，おおよそ 12 木星質量の巨大惑星が存在する可能性が報告されている．
その後，Almeida et al. (2013) では O-C 曲線の解析の再検討から，2.9 木星質量と 8.1 木星質量の 2 つの周連星惑星が存在した場合に変動が説明できるとした．しかし Wittenmyer et al. (2013) は，Almeida et al. (2013) が示唆したモデルの力学的解析を行い，その軌道配置は数千年未満のタイムスケールで不安定であることを指摘した．
後に Hinse et al. (2014) は，この系にあると考えられる惑星質量天体を高い信頼度で確認するには，食のタイミングの観測データのカバー率が不十分であると結論付けた．
最近，Nasiroglu et al. (2017) は 2016 年 11 月までの長期の観測データを公開した．これによると 2 惑星モデルは否定され，単独の褐色矮星の存在で周期的変動が説明されると報告した．しかしこのデータも周期の全てはカバーしていなかった．
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1904.11852
Dawson et al. (2019)
TOI-216b and TOI-216c: Two warm, large exoplanets in or slightly wide of the 2:1 orbital resonance
(TOI-216b と TOI-216c：2 つの温暖な，2:1 軌道共鳴に入っているかわずかに広い，大きな系外惑星)
中心星に近い軌道を持つことを説明するために提案されているモデルとして，高軌道離心率の軌道を経由した潮汐移動が提案されているが，これらの惑星の中には近傍の惑星を近い軌道にあるものや，軌道共鳴に近い軌道に入っているものも一部存在することから，その場形成 (in-situ formation) や円盤内での穏やかな惑星移動などの進化史を経験した可能性も示唆される．
ここでは，2 つの温暖な大きい系外惑星の確認と特徴付けについて報告する．これらの惑星は，TESS ミッションによって TOI-216 の周りに発見された惑星である．
これらの惑星の軌道の解に対して，2 種類の解のグループを見出した．1 つ目は，サブサターン質量の惑星と海王星質量の惑星が存在するというものであり，2 つ目はサブサターン質量惑星と共鳴している木星型惑星という解である．
軌道周期の比，惑星半径，自由軌道離心率が低いこと，2:1 共鳴の秤動などから，後者の解の方である可能性が高いと結論付けたが，前者の解である可能性を否定することは出来ない．
またこれらの惑星の自由軌道離心率と相互軌道傾斜角は，系内の未検出のさらなる惑星によって励起されたと考えた場合と整合的である．これは特に後者の解の場合に顕著である．
arXiv:1904.11852
Dawson et al. (2019)
TOI-216b and TOI-216c: Two warm, large exoplanets in or slightly wide of the 2:1 orbital resonance
(TOI-216b と TOI-216c：2 つの温暖な，2:1 軌道共鳴に入っているかわずかに広い，大きな系外惑星)
概要
10-100 日の軌道周期を持つ温暖で大きな系外惑星の存在は，惑星系がどのように形成され進化するかを理解する上での大きな課題である．中心星に近い軌道を持つことを説明するために提案されているモデルとして，高軌道離心率の軌道を経由した潮汐移動が提案されているが，これらの惑星の中には近傍の惑星を近い軌道にあるものや，軌道共鳴に近い軌道に入っているものも一部存在することから，その場形成 (in-situ formation) や円盤内での穏やかな惑星移動などの進化史を経験した可能性も示唆される．
ここでは，2 つの温暖な大きい系外惑星の確認と特徴付けについて報告する．これらの惑星は，TESS ミッションによって TOI-216 の周りに発見された惑星である．
これらの惑星の軌道の解に対して，2 種類の解のグループを見出した．1 つ目は，サブサターン質量の惑星と海王星質量の惑星が存在するというものであり，2 つ目はサブサターン質量惑星と共鳴している木星型惑星という解である．
軌道周期の比，惑星半径，自由軌道離心率が低いこと，2:1 共鳴の秤動などから，後者の解の方である可能性が高いと結論付けたが，前者の解である可能性を否定することは出来ない．
またこれらの惑星の自由軌道離心率と相互軌道傾斜角は，系内の未検出のさらなる惑星によって励起されたと考えた場合と整合的である．これは特に後者の解の場合に顕著である．
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天文・宇宙物理関連メモ vol.325 Kipping et al. (2016) プロキシマb のトランジットは検出されず
天文・宇宙物理関連メモ vol.685 Li et al. (2017) プロキシマ・ケンタウリでのトランジット状シグナルの検出
天文・宇宙物理関連メモ vol.656 Liu et al. (2017) 南極の望遠鏡でのプロキシマb のトランジットの探査
天文・宇宙物理関連メモ vol.752 Blank et al. (2018) プロキシマb のトランジットの探査について