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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1809.08436
Brady et al. (2018)
Kepler-1656b: a Dense Sub-Saturn With an Extreme Eccentricity
(ケプラー1656b：極端な離心率を持った高密度サブサターン)
ここでは，中心星ケプラー1656 の精密な視線速度を，Keck/HIRES で取得し，これを元にケプラー1656b の質量と軌道離心率に制約を与えた．
その結果，惑星質量として 48 ± 4 地球質量という値が得られた．この惑星は，同程度のサイズを持つ大部分の惑星の中でも，より重い部類に属する．この大きな質量は，惑星の総質量の大部分，大まかには 80% 程度が，岩石や鉄といった高密度の物質で出来ていることを示唆している．残りの質量は，低密度の水素・ヘリウムエンベロープであると考えられる．
またこの惑星の軌道離心率も高く，0.84 ± 0.01 という値が得られた．これは，100 地球質量未満の惑星のうち，軌道離心率が測定されている全ての惑星の中では最も大きい値である．
この惑星の大きな密度と軌道離心率は，原始惑星系円盤が消失した後かその最中における，一回か複数回の散乱・衝突イベントの結果である可能性がある．
Petigura et al. (2017) は 20 個のサブサターンのサンプルを研究し，あるサイズを持つ惑星の平均密度には 1 桁程度の分散があることを指摘した．このことは，サブサターンクラスの惑星のエンベロープ構造には，多様性があることを示唆している．
この惑星は，既知のサブサターンのなかでは最も重い惑星の一つである．
平均密度は 2.13 g cm-3 と推定され，サブサターンの中では最も高密度な部類であり，また太陽系のどのガス天体よりも高密度である．Lopez & Fortney (2014) の惑星構造モデルを仮定すると，82 ± 6% の質量がコアに含まれると推定される．これは観測されているサブサターンの中でも上限に近い．
この惑星の軌道離心率は 0.84 であり，最も軌道離心率が大きい部類に属する．
発見されている系外惑星の軌道離心率-軌道長半径の図を書くと，分布の上端は惑星の近日点距離がおおむね 0.03 au の線になるところに来る．これは，中心星の潮汐によって急速な潮汐円軌道化が起きていることによると考えられる．
低軌道離心率の惑星に関しては，離心率減衰のタイムスケールは
\[
\tau_{e}=\frac{4}{63}\left(\frac{Q’}{n}\right)\left(\frac{M_{\rm P}}{M_{*}}\right)\left(\frac{a}{R_{\rm P}}\right)^{5}
\]
と書ける (Goldreich & Roter 1966)．ここで \(n=\sqrt{GM_{*}/a^{3}}\) は平均運動，\(Q’\) は改良潮汐の Q 値で，\(Q’=3Q2k_{2}/\)．\(Q\) は specific dissipation function (比散逸関数)，\(k_{2}\) はラブ数である．
離心率が減衰するタイムスケールは軌道長半径に対して強い依存性を持ち，これによって軌道離心率-軌道長半径平面上での分布の上端を形成する原因となる．しかし詳細は \(Q’\) の値に依存し，この値の推定値は桁のレベルで不定性がある．
この惑星の現在の近日点は 0.03 au の臨界値に近く，潮汐円軌道化が現在進んでいる可能性がある．この可能性を確認するためには，軌道離心率が大きい場合での潮汐理論を適用する必要があり，これは後の研究で扱う予定である．
arXiv:1809.08436
Brady et al. (2018)
Kepler-1656b: a Dense Sub-Saturn With an Extreme Eccentricity
(ケプラー1656b：極端な離心率を持った高密度サブサターン)
概要
ケプラー1656b は，5 地球半径の惑星で，軌道周期は 32 日である．この惑星は，ケプラーのメインミッション期間中の観測で初めて検出されたものである．ここでは，中心星ケプラー1656 の精密な視線速度を，Keck/HIRES で取得し，これを元にケプラー1656b の質量と軌道離心率に制約を与えた．
その結果，惑星質量として 48 ± 4 地球質量という値が得られた．この惑星は，同程度のサイズを持つ大部分の惑星の中でも，より重い部類に属する．この大きな質量は，惑星の総質量の大部分，大まかには 80% 程度が，岩石や鉄といった高密度の物質で出来ていることを示唆している．残りの質量は，低密度の水素・ヘリウムエンベロープであると考えられる．
またこの惑星の軌道離心率も高く，0.84 ± 0.01 という値が得られた．これは，100 地球質量未満の惑星のうち，軌道離心率が測定されている全ての惑星の中では最も大きい値である．
この惑星の大きな密度と軌道離心率は，原始惑星系円盤が消失した後かその最中における，一回か複数回の散乱・衝突イベントの結果である可能性がある．
議論
サブサターン惑星の密度の多様性
この惑星の分類は，海王星と土星の中間のサイズ，あるいはサブサターンと呼ばれる種類に属する．Petigura et al. (2017) は 20 個のサブサターンのサンプルを研究し，あるサイズを持つ惑星の平均密度には 1 桁程度の分散があることを指摘した．このことは，サブサターンクラスの惑星のエンベロープ構造には，多様性があることを示唆している．
この惑星は，既知のサブサターンのなかでは最も重い惑星の一つである．
平均密度は 2.13 g cm-3 と推定され，サブサターンの中では最も高密度な部類であり，また太陽系のどのガス天体よりも高密度である．Lopez & Fortney (2014) の惑星構造モデルを仮定すると，82 ± 6% の質量がコアに含まれると推定される．これは観測されているサブサターンの中でも上限に近い．
軌道離心率の特徴
現在のこの惑星の軌道離心率は，惑星の形成と移動の歴史を解く鍵となる，しかし軌道離心率を励起し得る経路は多数存在する．この惑星の軌道離心率は 0.84 であり，最も軌道離心率が大きい部類に属する．
発見されている系外惑星の軌道離心率-軌道長半径の図を書くと，分布の上端は惑星の近日点距離がおおむね 0.03 au の線になるところに来る．これは，中心星の潮汐によって急速な潮汐円軌道化が起きていることによると考えられる．
低軌道離心率の惑星に関しては，離心率減衰のタイムスケールは
\[
\tau_{e}=\frac{4}{63}\left(\frac{Q’}{n}\right)\left(\frac{M_{\rm P}}{M_{*}}\right)\left(\frac{a}{R_{\rm P}}\right)^{5}
\]
と書ける (Goldreich & Roter 1966)．ここで \(n=\sqrt{GM_{*}/a^{3}}\) は平均運動，\(Q’\) は改良潮汐の Q 値で，\(Q’=3Q2k_{2}/\)．\(Q\) は specific dissipation function (比散逸関数)，\(k_{2}\) はラブ数である．
離心率が減衰するタイムスケールは軌道長半径に対して強い依存性を持ち，これによって軌道離心率-軌道長半径平面上での分布の上端を形成する原因となる．しかし詳細は \(Q’\) の値に依存し，この値の推定値は桁のレベルで不定性がある．
この惑星の現在の近日点は 0.03 au の臨界値に近く，潮汐円軌道化が現在進んでいる可能性がある．この可能性を確認するためには，軌道離心率が大きい場合での潮汐理論を適用する必要があり，これは後の研究で扱う予定である．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1809.08869
Lam et al. (2018)
K2-265 b: A Transiting Rocky Super-Earth
(K2-265b：トランジットする岩石スーパーアース)
HAPRS を用いて高精度の視線速度測定のフォローアップ観測を行った．
またベイズ解析を用いてパラメータを推定した結果，1.71 地球半径，6.54 地球半径．平均密度は 7.1 ± 1.8 g cm-3 と求められた．
惑星組成の解析からは，この惑星は地球に類似した岩石の内部構造を持ち，全質量に占める岩石質量の割合は ~80% と推定される．
K2-265b は短周期であり，また惑星半径が小さく，この惑星は惑星のエンベロープが強い輻射によって侵食され，むき出しのコアのみを残した状態である，光蒸発ギャップの下限より下に位置していることが分かる．この惑星のコア組成を知ることで，観測されたパラメータを再現しうる形成・進化メカニズムを示唆することが出来るだろう．
等級：V = 11.102
有効温度：5477 K
金属量：[Fe/H] = 0.078
距離：145 pc
質量：0.915 太陽質量
半径：0.977 太陽半径
年齢：97 億歳
軌道離心率：0.084
軌道長半径：0.03376 AU
質量：6.54 地球質量
半径：1.71 地球半径
密度：7.1 ± 1.8 g cm-3
質量：0.40 太陽質量
半径：0.391 太陽半径
中心星 EPIC 206011496 の伴星．
arXiv:1809.08869
Lam et al. (2018)
K2-265 b: A Transiting Rocky Super-Earth
(K2-265b：トランジットする岩石スーパーアース)
概要
ケプラーの K2 ミッションでの測光観測データから検出された系外惑星，K2-265b の発見について報告する．この惑星は，明るい G8V 星の周りを 2.37 日周期で公転している．観測データは，K2 ミッションの Campaign 3 の期間に取得された．HAPRS を用いて高精度の視線速度測定のフォローアップ観測を行った．
またベイズ解析を用いてパラメータを推定した結果，1.71 地球半径，6.54 地球半径．平均密度は 7.1 ± 1.8 g cm-3 と求められた．
惑星組成の解析からは，この惑星は地球に類似した岩石の内部構造を持ち，全質量に占める岩石質量の割合は ~80% と推定される．
K2-265b は短周期であり，また惑星半径が小さく，この惑星は惑星のエンベロープが強い輻射によって侵食され，むき出しのコアのみを残した状態である，光蒸発ギャップの下限より下に位置していることが分かる．この惑星のコア組成を知ることで，観測されたパラメータを再現しうる形成・進化メカニズムを示唆することが出来るだろう．
パラメータ
K2-265
別名：EPIC 206011496等級：V = 11.102
有効温度：5477 K
金属量：[Fe/H] = 0.078
距離：145 pc
質量：0.915 太陽質量
半径：0.977 太陽半径
年齢：97 億歳
K2-265b
軌道周期：2.369172 日軌道離心率：0.084
軌道長半径：0.03376 AU
質量：6.54 地球質量
半径：1.71 地球半径
密度：7.1 ± 1.8 g cm-3
EPIC 206011496B
有効温度：3428 K質量：0.40 太陽質量
半径：0.391 太陽半径
中心星 EPIC 206011496 の伴星．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1809.08879
Jordán et al. (2018)
EPIC 249451861b: an Eccentric Warm Saturn transiting a G-dwarf
(EPIC 249451861b：G 型矮星をトランジットするエキセントリックウォームサターン)
フォローアップの測光観測と分光観測で質量を測定し，0.315 木星質量という値を得た．また半径は 0.847 木星半径で，軌道周期は 14.893291 日．軌道離心率は 0.478 であった．
中心星は金属量が豊富な恒星である．
この温暖なエキセントリックプラネットは，時間平均した平衡温度は 800 K であり，惑星の構造が恒星輻射の影響を受けないことが予想される，太陽系近傍の恒星を公転する巨大惑星の小さいサンプルの一員となる．
この系をフォローアップ観測することで，恒星に近接した軌道への惑星の移動の理論に制約を与えることができるだろう．
有効温度：5673 K
金属量：[Fe/H] = 0.20
質量：1.036 太陽質量
半径：1.083 太陽半径
年齢：56 億歳
軌道離心率：0.478
質量：0.315 木星質量
半径：0.847 木星半径
軌道長半径：0.1204 AU
平衡温度：808 K
arXiv:1809.08879
Jordán et al. (2018)
EPIC 249451861b: an Eccentric Warm Saturn transiting a G-dwarf
(EPIC 249451861b：G 型矮星をトランジットするエキセントリックウォームサターン)
概要
EPIC 249451861b の発見について報告する．この惑星は土星質量の惑星で，G 型星を 15 日程度の周期で公転している．ケプラー K2 ミッションの Campaign 15 で取得されたデータ中に，惑星候補として検出された．フォローアップの測光観測と分光観測で質量を測定し，0.315 木星質量という値を得た．また半径は 0.847 木星半径で，軌道周期は 14.893291 日．軌道離心率は 0.478 であった．
中心星は金属量が豊富な恒星である．
この温暖なエキセントリックプラネットは，時間平均した平衡温度は 800 K であり，惑星の構造が恒星輻射の影響を受けないことが予想される，太陽系近傍の恒星を公転する巨大惑星の小さいサンプルの一員となる．
この系をフォローアップ観測することで，恒星に近接した軌道への惑星の移動の理論に制約を与えることができるだろう．
パラメータ
EPIC 249451861
等級：11.410有効温度：5673 K
金属量：[Fe/H] = 0.20
質量：1.036 太陽質量
半径：1.083 太陽半径
年齢：56 億歳
EPIC 249451861b
軌道周期：14.893291 日軌道離心率：0.478
質量：0.315 木星質量
半径：0.847 木星半径
軌道長半径：0.1204 AU
平衡温度：808 K
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1809.09009
Bailer-Jones et al. (2018)
Plausible home stars of the interstellar object 'Oumuamua found in Gaia DR2
(Gaia DR2 から発見した恒星間天体オウムアムアのもっともらしい母星)
オウムアムアの新しく決定された非ケプラー的な軌跡と，Gaia DR2 の位置天文学データを元にした 7 百万個の恒星の再構築された銀河系内の軌道の情報を用いて，過去の恒星との近接遭遇イベントを同定した．このような “遭遇” イベントを元にして，オウムアムアが放出された母星系を特定できる可能性がある．
その結果，最も近い遭遇は，0.60 pc の距離を通過したイベントで，M2.5 矮星の HIP 3757 であった．遭遇時の相対速度は 24.7 km/s で 100万年前に遭遇が発生したと推定される．
より離れた位置での近接遭遇 (1.6 pc) だが，より低い遭遇速度 (放出速度) 10.7 km/s を持つのは，G5 矮星の HD 292249 で，遭遇は 380 万年前である．
さらに 2 つの恒星が，距離と相対速度がこれらの中間くらいの値で遭遇している．
近接遭遇のパラメータは，オウムアムアの 6 つの異なる非重力的軌道に対して同様である．
巨大惑星による重力散乱によってオウムアムアが母星系から放出されたというシナリオは妥当ではあるが，観測された大きな速度を達成するには，いくらか起こりにくそうな軌道配置を必要とする．
観測されたオウムアムア速度を達成するには，連星系からの放出というのが有り得そうなシナリオである．なお，今回抽出した 4 つの母天体候補は，どれも連星であることや系外惑星を持つという報告は無い．
Gaia DR2 のデータ中に含まれる，6 次元位相空間情報を持った 700 万個の恒星が，最終的に軌道を再構成できる全ての恒星のほんの一部に過ぎないことを考えると，現在の捜索でオウムアムアの母天体が発見される可能性はあまりない．オウムアムアは 100 万年の間に 20 個の恒星・褐色矮星と 1 pc 以内の距離を通過する近接遭遇を経験した予想されているため，母天体の妥当性は適切な (低い) 遭遇速度にも依存する．
arXiv:1809.09009
Bailer-Jones et al. (2018)
Plausible home stars of the interstellar object 'Oumuamua found in Gaia DR2
(Gaia DR2 から発見した恒星間天体オウムアムアのもっともらしい母星)
概要
初めて検出された恒星間天体のオウムアムアは，2017 年 9 月 9 日に太陽から 0.25 au 以内の地点を通過した．この天体は，他の恒星系から放出されたものだと考えられる．オウムアムアの新しく決定された非ケプラー的な軌跡と，Gaia DR2 の位置天文学データを元にした 7 百万個の恒星の再構築された銀河系内の軌道の情報を用いて，過去の恒星との近接遭遇イベントを同定した．このような “遭遇” イベントを元にして，オウムアムアが放出された母星系を特定できる可能性がある．
その結果，最も近い遭遇は，0.60 pc の距離を通過したイベントで，M2.5 矮星の HIP 3757 であった．遭遇時の相対速度は 24.7 km/s で 100万年前に遭遇が発生したと推定される．
より離れた位置での近接遭遇 (1.6 pc) だが，より低い遭遇速度 (放出速度) 10.7 km/s を持つのは，G5 矮星の HD 292249 で，遭遇は 380 万年前である．
さらに 2 つの恒星が，距離と相対速度がこれらの中間くらいの値で遭遇している．
近接遭遇のパラメータは，オウムアムアの 6 つの異なる非重力的軌道に対して同様である．
巨大惑星による重力散乱によってオウムアムアが母星系から放出されたというシナリオは妥当ではあるが，観測された大きな速度を達成するには，いくらか起こりにくそうな軌道配置を必要とする．
観測されたオウムアムア速度を達成するには，連星系からの放出というのが有り得そうなシナリオである．なお，今回抽出した 4 つの母天体候補は，どれも連星であることや系外惑星を持つという報告は無い．
Gaia DR2 のデータ中に含まれる，6 次元位相空間情報を持った 700 万個の恒星が，最終的に軌道を再構成できる全ての恒星のほんの一部に過ぎないことを考えると，現在の捜索でオウムアムアの母天体が発見される可能性はあまりない．オウムアムアは 100 万年の間に 20 個の恒星・褐色矮星と 1 pc 以内の距離を通過する近接遭遇を経験した予想されているため，母天体の妥当性は適切な (低い) 遭遇速度にも依存する．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1809.08008
Crida et al. (2018)
Mass, radius, and composition of the transiting planet 55 Cnc e : using interferometry and correlations --- A quick update
(トランジット惑星かに座55番星e の質量，半径と組成：干渉法と相関を利用してークイックなアップデート)
そこでは，より精密なトランジット観測は，この特定のケースでは非常に有用であり，惑星の推定密度の精度に対する利得を大幅に増加させることが出来る，と記述した．
その 3ヶ月後に，Bourrier et al. (2018) でこの惑星系の新しい観測結果が公開された．
さらに 2018 年 4 月 25 日に Gaia DR2 のアストロメトリデータがが公開された．これらを元に，前回の情報をアップデートした．
その結果，かに座55番星e のパラメータとして，1.947 ± 0.038 地球半径．8.59 ± 0.43 地球質量と更新した．また惑星密度の推定精度が 2 倍改善され，1.164 ± 0.062 地球密度と推定される．
これにより，興味のある内部パラメータ全ての推定値を更新した．特に，この惑星のガスエンベロープの厚さは 0.03 ± 0.02 惑星半径と推定される．
arXiv:1809.08008
Crida et al. (2018)
Mass, radius, and composition of the transiting planet 55 Cnc e : using interferometry and correlations --- A quick update
(トランジット惑星かに座55番星e の質量，半径と組成：干渉法と相関を利用してークイックなアップデート)
概要
最近の論文 Crida et al. (2018) では，トランジット系外惑星の質量と半径と，その相関を導出する手法を提案している．またその手法を 55 Cnc e (かに座55番星e) に適用した．そこでは，より精密なトランジット観測は，この特定のケースでは非常に有用であり，惑星の推定密度の精度に対する利得を大幅に増加させることが出来る，と記述した．
その 3ヶ月後に，Bourrier et al. (2018) でこの惑星系の新しい観測結果が公開された．
さらに 2018 年 4 月 25 日に Gaia DR2 のアストロメトリデータがが公開された．これらを元に，前回の情報をアップデートした．
その結果，かに座55番星e のパラメータとして，1.947 ± 0.038 地球半径．8.59 ± 0.43 地球質量と更新した．また惑星密度の推定精度が 2 倍改善され，1.164 ± 0.062 地球密度と推定される．
これにより，興味のある内部パラメータ全ての推定値を更新した．特に，この惑星のガスエンベロープの厚さは 0.03 ± 0.02 惑星半径と推定される．
[0回]
天文・宇宙物理関連メモ vol.871 Crida et al. (2018) 干渉法と相関を利用したかに座55番星e の内部組成の推定
天文・宇宙物理関連メモ vol.955 Bourrier et al. (2018) かに座55番星系の再評価および惑星 e の特徴付け