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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1810.06486
Fox & Wiegert (2018)
A New Planet in the Kepler-159 System From Transit Timing Variations
(トランジット時刻変動によるケプラー159 系での新しい惑星)
ここでは，過去に発見されていたケプラー159b と c のトランジット時刻変動から，トランジットシミュレータの TTVFast と Bayesian Interface ツールの MultiNest を用いて，トランジットしていない新しい惑星ケプラー159d を検出した．
ケプラー159d は，ケプラー159c と 2:1 の共鳴に入っていると考えられる．
この軌道配置は少なくとも 1000 万年のタイムスケールで力学的に安定である．ただし，2:1 共鳴以外のその他のやや不安定な高次の共鳴に入っているとする軌道も，ケプラーの 3 年間の観測期間中に得られた TTV を同様に再現可能であることには注意が必要である．
中心星のケプラー159 は M0V 星であり，0.52 太陽質量，0.50 太陽半径，有効温度 3893 K である．
惑星質量の直接測定結果は存在しないが，ここでは Chen & Kipping (2017) による初期質量推定を元に，また Wolfgang et al. (2016) によるサブネプチューン惑星の質量半径関係から惑星質量を推定した．2 つの惑星の半径はトランジット深さの観測から推定されており，おそらくガス惑星であると推定されている．
ケプラー159b は軌道周期 10.14 日の惑星である．
この惑星のトランジットは，全て予測される時刻の 30 分以内に発生し，TTV がゼロであることと整合的である．従ってケプラー159b は測定誤差の範囲内で周期的である．
しかし ケプラー159c は平均の軌道周期は 43.58 日で，観測されている全 30 回のトランジットのうちほぼ全てで有意な TTV を示した．これは測定誤差を十分に超えた大きさであった．そのため，この惑星系内の 3 体目の天体の存在が示唆された．
ただし，4:1 か 5:1 共鳴の軌道である可能性も完全には否定できなかった．この場合は，推定質量は 3.1 木星質量か 6.9 木星質量となる．ただし軌道の安定性を考慮すると，これらの軌道である可能性は低いと考えられる．
その他の共鳴の場合は，短いタイムスケールで軌道不安定になるため否定できる．
arXiv:1810.06486
Fox & Wiegert (2018)
A New Planet in the Kepler-159 System From Transit Timing Variations
(トランジット時刻変動によるケプラー159 系での新しい惑星)
概要
ケプラー宇宙望遠鏡を用いて，数千もの惑星がトランジット法を介して発見されている．これらの惑星のトランジット時刻変動 (transit timing variations, TTVs) は，その惑星系内にある別のトランジットしている惑星・していない惑星の存在を示唆してくれるだけではなく，惑星系の多くのパラメータを特徴付けることを可能にする．ここでは，過去に発見されていたケプラー159b と c のトランジット時刻変動から，トランジットシミュレータの TTVFast と Bayesian Interface ツールの MultiNest を用いて，トランジットしていない新しい惑星ケプラー159d を検出した．
ケプラー159d は，ケプラー159c と 2:1 の共鳴に入っていると考えられる．
この軌道配置は少なくとも 1000 万年のタイムスケールで力学的に安定である．ただし，2:1 共鳴以外のその他のやや不安定な高次の共鳴に入っているとする軌道も，ケプラーの 3 年間の観測期間中に得られた TTV を同様に再現可能であることには注意が必要である．
ケプラー159 系について
ケプラー159 の周囲には，2 つの存在が確定した系外惑星が存在している．中心星のケプラー159 は M0V 星であり，0.52 太陽質量，0.50 太陽半径，有効温度 3893 K である．
惑星質量の直接測定結果は存在しないが，ここでは Chen & Kipping (2017) による初期質量推定を元に，また Wolfgang et al. (2016) によるサブネプチューン惑星の質量半径関係から惑星質量を推定した．2 つの惑星の半径はトランジット深さの観測から推定されており，おそらくガス惑星であると推定されている．
ケプラー159b は軌道周期 10.14 日の惑星である．
この惑星のトランジットは，全て予測される時刻の 30 分以内に発生し，TTV がゼロであることと整合的である．従ってケプラー159b は測定誤差の範囲内で周期的である．
しかし ケプラー159c は平均の軌道周期は 43.58 日で，観測されている全 30 回のトランジットのうちほぼ全てで有意な TTV を示した．これは測定誤差を十分に超えた大きさであった．そのため，この惑星系内の 3 体目の天体の存在が示唆された．
解析結果
解析の結果，ケプラー159c と 2:1 共鳴にある 88.7 日周期の惑星が存在すると考えると，観測結果と整合的であることが判明した．推定されるケプラー159d の質量は木星と同程度である．ただし，4:1 か 5:1 共鳴の軌道である可能性も完全には否定できなかった．この場合は，推定質量は 3.1 木星質量か 6.9 木星質量となる．ただし軌道の安定性を考慮すると，これらの軌道である可能性は低いと考えられる．
その他の共鳴の場合は，短いタイムスケールで軌道不安定になるため否定できる．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1810.05253
Wilson Cauley et al. (2018)
Evidence of magnetic star-planet interactions in the HD 189733 system from orbitally-phased Ca II K variations
(軌道位相に伴った Ca II K 変動からの HD 189733 系での磁気的な恒星-惑星相互作用の兆候)
SPI が示す特徴は突発的に発生し，惑星系の一回の観測では検出を確定することが困難である．これは，恒星の磁気圏の非一様性と，恒星の磁気活動の周期的な変動性が原因である．従って理想的な SPI 探査のためには，少なくとも 1 回分の完全な惑星軌道周期にわたる連続した夜間の観測を含む，複数の観測時期が必要である．
このような条件を満たすデータセットは希少であるが，しかし最も集中的に研究されたホットジュピター系のいくつかでは存在する．そのような系の一つである HD 189733b では，6 個の適した SPI データセットが存在する，これは最初の SPI 探査の一部と恒星の磁場の研究のための分光モニタリングの結果である．
ここでは，HD 189733 の Ca II K データセットの 6 つのアーカイブデータを統一的に解析した．データ取得時期は 2006 年 6 月から 2015 年 7 月までで，これは彩層輝線変動における磁気的 SPI 特徴の探査を行うために取得されたものである．
その結果，HD 189733 の Ca II K 線が 2.29 ± 0.04 日周期で変調していることを示す著しい証拠を発見した．これは 2013 年 8 月のデータ中に発見された．この周期は，惑星 HD 189733b の軌道周期と整合的である．
変動の極大は，惑星の軌道位相が 0.9 程度の時に発生している．これは惑星による SPI 放射が，惑星直下点 (sub-planetary point) から軌道位相差 40° 程度の際に発生していることに対応している．これは，非線形のフォースフリー磁場 SPI モデルの予測と整合的である．
arXiv:1810.05253
Wilson Cauley et al. (2018)
Evidence of magnetic star-planet interactions in the HD 189733 system from orbitally-phased Ca II K variations
(軌道位相に伴った Ca II K 変動からの HD 189733 系での磁気的な恒星-惑星相互作用の兆候)
概要
磁気的な恒星-惑星相互作用 (star-planet interaction, SPI) は，系外惑星の磁場を検出する手法を提供し，それの知見を得る手段でもある．また，系外惑星の内部や大気環境について探ることも可能となる．SPI が示す特徴は突発的に発生し，惑星系の一回の観測では検出を確定することが困難である．これは，恒星の磁気圏の非一様性と，恒星の磁気活動の周期的な変動性が原因である．従って理想的な SPI 探査のためには，少なくとも 1 回分の完全な惑星軌道周期にわたる連続した夜間の観測を含む，複数の観測時期が必要である．
このような条件を満たすデータセットは希少であるが，しかし最も集中的に研究されたホットジュピター系のいくつかでは存在する．そのような系の一つである HD 189733b では，6 個の適した SPI データセットが存在する，これは最初の SPI 探査の一部と恒星の磁場の研究のための分光モニタリングの結果である．
ここでは，HD 189733 の Ca II K データセットの 6 つのアーカイブデータを統一的に解析した．データ取得時期は 2006 年 6 月から 2015 年 7 月までで，これは彩層輝線変動における磁気的 SPI 特徴の探査を行うために取得されたものである．
その結果，HD 189733 の Ca II K 線が 2.29 ± 0.04 日周期で変調していることを示す著しい証拠を発見した．これは 2013 年 8 月のデータ中に発見された．この周期は，惑星 HD 189733b の軌道周期と整合的である．
変動の極大は，惑星の軌道位相が 0.9 程度の時に発生している．これは惑星による SPI 放射が，惑星直下点 (sub-planetary point) から軌道位相差 40° 程度の際に発生していることに対応している．これは，非線形のフォースフリー磁場 SPI モデルの予測と整合的である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1810.05614
van der Marel et al. (2018)
Rings and gaps in protoplanetary disks: planets or snowlines?
(原始惑星系円盤内のリングとギャップ：惑星かスノーラインか？)
これらのダストのリング構造の起源は未だに不明確だが，一般的な説明としては，円盤内に惑星が存在し軌道に沿ってギャップを開け，ギャップの縁にダストを捕獲するというものがある．このシナリオの特徴は，これらのギャップ内側ではガス密度が減少するということを予測する．
Isella et al. (2016) による最近の研究では，HD 163296 の円盤を一酸化炭素の同位体置換体での空間分解した観測を行った．この観測では，ガス密度の減少はギャップの内側に土星質量の惑星が存在するのと整合的であると導出している．
しかし，一酸化炭素の存在度と温度は広い範囲の要因に依存するため，一酸化炭素の放射の解釈は自明ではない．
ここでは物理科学コード DALI を使用して，ガス温度はダスト密度のギャップの内側で増加することを示し，もしガス円盤にもギャップが存在する場合，それが非常に深くなければいけないことを示した．この結果は，惑星質量が木星よりも大きいことと整合的である．
さらに，スノーライン周辺で予測されるように，特定の円盤半径で粒子成長を増加させたモデルを使用した場合，HD 163296 のダストリングは円盤内の天体なしで同様に再現できることも示した．
ここで提案したシナリオでは，観測されたギャップを持つ若い円盤と年老いた円盤の両方を説明可能である．
HD 163296 の円盤中のリング構造の起源は依然として不明確だが，これらのモデルの結果は，原始惑星系円盤観測における一酸化炭素放射を解釈する際には注意を払う必要があることを示している．
arXiv:1810.05614
van der Marel et al. (2018)
Rings and gaps in protoplanetary disks: planets or snowlines?
(原始惑星系円盤内のリングとギャップ：惑星かスノーラインか？)
概要
ALMA を用いた原始惑星系円盤の高分解能観測は，全てではないにせよ多くの円盤がリング状のダスト構造を持っていることを明らかにした．これらのダストのリング構造の起源は未だに不明確だが，一般的な説明としては，円盤内に惑星が存在し軌道に沿ってギャップを開け，ギャップの縁にダストを捕獲するというものがある．このシナリオの特徴は，これらのギャップ内側ではガス密度が減少するということを予測する．
Isella et al. (2016) による最近の研究では，HD 163296 の円盤を一酸化炭素の同位体置換体での空間分解した観測を行った．この観測では，ガス密度の減少はギャップの内側に土星質量の惑星が存在するのと整合的であると導出している．
しかし，一酸化炭素の存在度と温度は広い範囲の要因に依存するため，一酸化炭素の放射の解釈は自明ではない．
ここでは物理科学コード DALI を使用して，ガス温度はダスト密度のギャップの内側で増加することを示し，もしガス円盤にもギャップが存在する場合，それが非常に深くなければいけないことを示した．この結果は，惑星質量が木星よりも大きいことと整合的である．
さらに，スノーライン周辺で予測されるように，特定の円盤半径で粒子成長を増加させたモデルを使用した場合，HD 163296 のダストリングは円盤内の天体なしで同様に再現できることも示した．
ここで提案したシナリオでは，観測されたギャップを持つ若い円盤と年老いた円盤の両方を説明可能である．
HD 163296 の円盤中のリング構造の起源は依然として不明確だが，これらのモデルの結果は，原始惑星系円盤観測における一酸化炭素放射を解釈する際には注意を払う必要があることを示している．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1810.04601
Korth et al. (2018)
K2-140b and K2-180b – Characterization of a hot Jupiter and a mini-Neptune from the K2 mission
(K2-140b と K2-180bーK2 ミッションからのホットジュピターとミニネプチューンの特徴付け)
1 つ目は K2-180b で，ミニネプチューンサイズの惑星で軌道周期は 8.9 日である．等級が V = 12.6 で，金属量が少ない K2V 星を公転している．この惑星はケプラーの K2 ミッションの Campaign 5 で検出された．
2 つ目は K2-140b で，この惑星はホットジュピターであり，軌道周期は 6.6 日である．等級が V = 12.6 の G6V 星を公転している．こちらは Campaign 10 に発見された．
K2 の時系列測光観測データと，高分解能の撮像観測および高分散視線速度測定の観測から惑星由来のシグナルであることを確認した．
また K2-180b の初めての質量測定を行った．質量は 11.3 地球質量であり，惑星のサイズは 2.2 地球半径であることから平均密度は 5.6 g cm-3 と計算される．この密度から，岩石組成であることが示唆される．惑星半径から，この惑星は “planetary radius gap” 領域の上にいることが分かる．
K2-180b は最も高密度な部類のミニネプチューンサイズ惑星であるだけでなく，金属欠乏星をトランジットする数少ないミニネプチューンサイズ惑星でもある．
また K2-140b の惑星と軌道のパラメータに制約を与えた．現在得られているドップラー測定からは，軌道離心率はゼロと整合的であるという結果が得られ，これは過去の研究とは異なる．
最近になって，これが惑星であるということが Mayo et al. (2018) によって立証された．なお，その際は惑星の質量決定は行われなかった．
K2-140b は，Giles et al. (2018) で発見され惑星であると確定した，また Mayo et al. (2018) と同様に Livingston et al. (2018) でも統計的に存在が立証されている．
arXiv:1810.04601
Korth et al. (2018)
K2-140b and K2-180b – Characterization of a hot Jupiter and a mini-Neptune from the K2 mission
(K2-140b と K2-180bーK2 ミッションからのホットジュピターとミニネプチューンの特徴付け)
概要
2 つの K2 惑星の独立した発見と，との特徴付けについて報告する．1 つ目は K2-180b で，ミニネプチューンサイズの惑星で軌道周期は 8.9 日である．等級が V = 12.6 で，金属量が少ない K2V 星を公転している．この惑星はケプラーの K2 ミッションの Campaign 5 で検出された．
2 つ目は K2-140b で，この惑星はホットジュピターであり，軌道周期は 6.6 日である．等級が V = 12.6 の G6V 星を公転している．こちらは Campaign 10 に発見された．
K2 の時系列測光観測データと，高分解能の撮像観測および高分散視線速度測定の観測から惑星由来のシグナルであることを確認した．
また K2-180b の初めての質量測定を行った．質量は 11.3 地球質量であり，惑星のサイズは 2.2 地球半径であることから平均密度は 5.6 g cm-3 と計算される．この密度から，岩石組成であることが示唆される．惑星半径から，この惑星は “planetary radius gap” 領域の上にいることが分かる．
K2-180b は最も高密度な部類のミニネプチューンサイズ惑星であるだけでなく，金属欠乏星をトランジットする数少ないミニネプチューンサイズ惑星でもある．
また K2-140b の惑星と軌道のパラメータに制約を与えた．現在得られているドップラー測定からは，軌道離心率はゼロと整合的であるという結果が得られ，これは過去の研究とは異なる．
K2-180 系と K2-140b 系について
K2-180b は最初に系外惑星候補として Pope et al. (2016) によって報告された．最近になって，これが惑星であるということが Mayo et al. (2018) によって立証された．なお，その際は惑星の質量決定は行われなかった．
K2-140b は，Giles et al. (2018) で発見され惑星であると確定した，また Mayo et al. (2018) と同様に Livingston et al. (2018) でも統計的に存在が立証されている．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1810.03693
Gibson et al. (2018)
Revisiting the potassium feature of WASP-31b at high-resolution
(高分散での WASP-31b のカリウムの特徴の再検討)
過去のホットジュピター WASP-31b の低分散分光の透過光観測では，相反する結果が得られている，ハッブル宇宙望遠鏡での観測では，4.2σ の高い信頼度で強いカリウムの吸収が検出されている．しかしその後の地上望遠鏡 Very Large Telescope を用いた分光測光観測では，カリウムの吸収の特徴は検出されなかった．
ここでは，R > 80000 の高分散分光観測の結果を報告する．観測には UVES 分光器を用いており，先述の観測結果の解釈の食い違いを解決することを目的としている．異なるトランジット光度曲線を用いてカリウムの特徴の集中的な探査を行い，また惑星の視線速度を積分した．
今回の観測では，ハッブル宇宙望遠鏡で存在が報告された信頼水準でのカリウムの吸収は検出されなかった．カリウムの特徴が検出されなかったとする VLT の観測と整合的な結果であった．
微分光度曲線深さは 0.00031 と測定され，ラインのコア部分での深さの上限値を 3σ の信頼度で 0.007 と制約を与えた．
これらの結果は，最も安定した宇宙空間での装置を用いた観測であっても，装置系統の理解には依然として大きな制限があり，低分散データから狭帯域バンドの特徴を抽出する際には注意が必要であるということを示している．代替の装置と方法論を用いて系外惑星の特徴を確認することが優先であり，また系統の限界に直面することは，我々の将来的な系外惑星大気の理解にとっては不可欠なことである．
WASP-31b は膨張半径を持ったホットジュピターで，Anderson et al. (2011) で発見された．質量は 0.48 木星質量，半径は 1.55 木星半径であり，F 型の中心星を 3.4 日周期で公転している．
この惑星は，ハッブル宇宙望遠鏡と，VLT の FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 (FORS2) で可視光の透過スペクトルが取得されている．どちらのデータセットも連続波の吸収では整合的な値が得られている．雲 (波長依存性の無い散乱) とヘイズ (レイリー散乱) の形で，大気中のエアロゾルの兆候が明らかされている (Sing et al. 2015，Gibson et al. 2017)．
しかしハッブル宇宙望遠鏡の STIS を用いた観測では，雲層の上でのカリウムの検出を報告しているが，FORS2 の観測では高い信頼度でカリウムの特徴の存在を否定している．
ハッブル宇宙望遠鏡はこれまでに，ホットジュピター大気の最も大きなサーベイを行ってきており，可視光透過スペクトル観測の最も安定な装置であることが示されている．さらに WASP-39b 大気中のナトリウムの特徴はハッブル宇宙望遠鏡によって検出され，後に地上からの FORS2 での観測でも確認されている (Nikolov et al. 2016)．また，いくつかのその他の特徴も STIS で検出され．後に確認されている．
その一方で，なぜ大きなカリウムのシグナルが FORS2 観測では隠されてしまっているのかを説明することは非常に困難である．一つの可能性は，分解されていない地球大気による影響が，シグナルの大部分が集中しているコア部分の強い特徴を隠しているというものである (Gibson et al. 2017)．この場合はシグナルはハッブルで測定されたものよりずっと大きくなるため，高分解能では容易に測定できる．
arXiv:1810.03693
Gibson et al. (2018)
Revisiting the potassium feature of WASP-31b at high-resolution
(高分散での WASP-31b のカリウムの特徴の再検討)
概要
系外惑星スペクトルの時系列観測の解析と解釈は，現在の我々の系外惑星大気の理解において重大な問題であり続けている．これは，装置の系統的な影響を理解することにおける複雑さが原因である．過去のホットジュピター WASP-31b の低分散分光の透過光観測では，相反する結果が得られている，ハッブル宇宙望遠鏡での観測では，4.2σ の高い信頼度で強いカリウムの吸収が検出されている．しかしその後の地上望遠鏡 Very Large Telescope を用いた分光測光観測では，カリウムの吸収の特徴は検出されなかった．
ここでは，R > 80000 の高分散分光観測の結果を報告する．観測には UVES 分光器を用いており，先述の観測結果の解釈の食い違いを解決することを目的としている．異なるトランジット光度曲線を用いてカリウムの特徴の集中的な探査を行い，また惑星の視線速度を積分した．
今回の観測では，ハッブル宇宙望遠鏡で存在が報告された信頼水準でのカリウムの吸収は検出されなかった．カリウムの特徴が検出されなかったとする VLT の観測と整合的な結果であった．
微分光度曲線深さは 0.00031 と測定され，ラインのコア部分での深さの上限値を 3σ の信頼度で 0.007 と制約を与えた．
これらの結果は，最も安定した宇宙空間での装置を用いた観測であっても，装置系統の理解には依然として大きな制限があり，低分散データから狭帯域バンドの特徴を抽出する際には注意が必要であるということを示している．代替の装置と方法論を用いて系外惑星の特徴を確認することが優先であり，また系統の限界に直面することは，我々の将来的な系外惑星大気の理解にとっては不可欠なことである．
観測
観測は VLT に搭載されている UV-Visual Echelle Spectrograph (UVES) を用いて行った．WASP-31b は膨張半径を持ったホットジュピターで，Anderson et al. (2011) で発見された．質量は 0.48 木星質量，半径は 1.55 木星半径であり，F 型の中心星を 3.4 日周期で公転している．
この惑星は，ハッブル宇宙望遠鏡と，VLT の FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2 (FORS2) で可視光の透過スペクトルが取得されている．どちらのデータセットも連続波の吸収では整合的な値が得られている．雲 (波長依存性の無い散乱) とヘイズ (レイリー散乱) の形で，大気中のエアロゾルの兆候が明らかされている (Sing et al. 2015，Gibson et al. 2017)．
しかしハッブル宇宙望遠鏡の STIS を用いた観測では，雲層の上でのカリウムの検出を報告しているが，FORS2 の観測では高い信頼度でカリウムの特徴の存在を否定している．
ハッブル宇宙望遠鏡はこれまでに，ホットジュピター大気の最も大きなサーベイを行ってきており，可視光透過スペクトル観測の最も安定な装置であることが示されている．さらに WASP-39b 大気中のナトリウムの特徴はハッブル宇宙望遠鏡によって検出され，後に地上からの FORS2 での観測でも確認されている (Nikolov et al. 2016)．また，いくつかのその他の特徴も STIS で検出され．後に確認されている．
その一方で，なぜ大きなカリウムのシグナルが FORS2 観測では隠されてしまっているのかを説明することは非常に困難である．一つの可能性は，分解されていない地球大気による影響が，シグナルの大部分が集中しているコア部分の強い特徴を隠しているというものである (Gibson et al. 2017)．この場合はシグナルはハッブルで測定されたものよりずっと大きくなるため，高分解能では容易に測定できる．
[0回]
天文・宇宙物理関連メモ vol.755 Mayo et al. (2018) ケプラー K2 ミッションデータ中からの 95 個の新惑星の検出