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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1805.11620
Grunblatt et al. (2018)
Do close-in giant planets orbiting evolved stars prefer eccentric orbits?
(進化した恒星を公転する近接巨大惑星は離心軌道になりやすいか？)
これらの系を既知の惑星のポピュレーションと比較した結果，進化した恒星を公転する近接巨大惑星は，主系列星を公転する近接巨大惑星もより離心軌道にあることが示唆された．これらの惑星の軌道は，進化した中心星に引き起こされる潮汐によって円軌道化するよりも速く軌道長半径が収縮するため，やや離心率の高い一時的な状態を推移していることを示す暫定的な証拠と解釈することができる．
これまでに発見されている系のさらなる視線速度測定と，最近打ち上げられた NASA の TESS によるサーベイミッションによって新しく発見される惑星系の研究によって，この軌道進化過程のタイムスケールと質量依存性に制約が与えられるだろうと期待される．
前者 2 つは K2 ミッションで発見されている (Grunblatt et al. 2016，2017)．ケプラー643 はケプラーのメインミッション期間中の観測で検出された惑星系である (Huber et al. 2013，Morton et al. 2016)．
エキセントリックプラネット (軌道離心率が非常に大きい惑星) の集団は，一般には潮汐進化が起きた証拠だとみなされる．これは，このような惑星は他の 2 つの有力なメカニズムでは説明できないためである．
エキセントリックプラネットの存在は，近接巨大惑星の形成メカニズムとして潮汐移動仮説を支持するものである．しかし矮星 (主系列星) 周りでのエキセントリックプラネットとは違って，進化した恒星周りの近接巨大惑星は，中心星の後期段階の進化によって誘起される潮汐進化を活発に行なっているというのがここでの主張である．
Villaver et al. (2014) によると，惑星の軌道離心率の進化は，中心星が主系列段階にいる間は円軌道化を駆動する惑星の潮汐が支配的であり，その後の赤色巨星分枝段階では惑星の潮汐落下を駆動する恒星潮汐が支配的である．
例えば，太陽の平衡潮汐および一般的な潮汐の Q 値を仮定すると，K2-97b の軌道の円軌道化のタイムスケールは 40 億年程度となるが，一方で潮汐落下のタイムスケールは 20 億年未満である．従って惑星の軌道崩壊は，恒星半径が増加するにつれて軌道離心率の進化よりも急速に駆動されることになる．その結果，進化した恒星周りの近接軌道では，やや偏心した軌道を一時的に持っている惑星のポピュレーションを生成する．
さらに Villaver et al. (2014) は，より重い系では進化は急速になり，軌道離心率と軌道長半径はともに小さくなることを示唆している．これも観測からは暫定的に支持されており，最も重い部類の中心星の周りでは，惑星の軌道離心率は小さい傾向にある．しかしこの傾向を確定させるためには，現在のところ観測のサンプル数が不足している．
arXiv:1805.11620
Grunblatt et al. (2018)
Do close-in giant planets orbiting evolved stars prefer eccentric orbits?
(進化した恒星を公転する近接巨大惑星は離心軌道になりやすいか？)
概要
NASA のケプラーのメインミッションとその後の K2 ミッションでは，やや進化した，光度が低い赤色巨星分枝星を公転するトランジット巨大惑星という分類が存在することが明らかになった．ここではこのような系のうち 3 つの視線速度を測定し，惑星の軌道離心率が明確にゼロではないことを発見した．これらの系を既知の惑星のポピュレーションと比較した結果，進化した恒星を公転する近接巨大惑星は，主系列星を公転する近接巨大惑星もより離心軌道にあることが示唆された．これらの惑星の軌道は，進化した中心星に引き起こされる潮汐によって円軌道化するよりも速く軌道長半径が収縮するため，やや離心率の高い一時的な状態を推移していることを示す暫定的な証拠と解釈することができる．
これまでに発見されている系のさらなる視線速度測定と，最近打ち上げられた NASA の TESS によるサーベイミッションによって新しく発見される惑星系の研究によって，この軌道進化過程のタイムスケールと質量依存性に制約が与えられるだろうと期待される．
観測
今回の観測対象は，K2-97，K2-132，およびケプラー643 である．前者 2 つは K2 ミッションで発見されている (Grunblatt et al. 2016，2017)．ケプラー643 はケプラーのメインミッション期間中の観測で検出された惑星系である (Huber et al. 2013，Morton et al. 2016)．
議論
近接巨大惑星の形成メカニズム
近接巨大惑星の形成に関しては，3 つの異なる仮説が提唱されている．その場形成仮説，円盤移動仮説，潮汐移動仮説である (Dawson & Johnson 2018)．エキセントリックプラネット (軌道離心率が非常に大きい惑星) の集団は，一般には潮汐進化が起きた証拠だとみなされる．これは，このような惑星は他の 2 つの有力なメカニズムでは説明できないためである．
エキセントリックプラネットの存在は，近接巨大惑星の形成メカニズムとして潮汐移動仮説を支持するものである．しかし矮星 (主系列星) 周りでのエキセントリックプラネットとは違って，進化した恒星周りの近接巨大惑星は，中心星の後期段階の進化によって誘起される潮汐進化を活発に行なっているというのがここでの主張である．
中心星の進化と惑星の軌道進化
惑星軌道の力学的進化は，中心星の進化から大きな影響を受ける，Villaver et al. (2014) によると，惑星の軌道離心率の進化は，中心星が主系列段階にいる間は円軌道化を駆動する惑星の潮汐が支配的であり，その後の赤色巨星分枝段階では惑星の潮汐落下を駆動する恒星潮汐が支配的である．
例えば，太陽の平衡潮汐および一般的な潮汐の Q 値を仮定すると，K2-97b の軌道の円軌道化のタイムスケールは 40 億年程度となるが，一方で潮汐落下のタイムスケールは 20 億年未満である．従って惑星の軌道崩壊は，恒星半径が増加するにつれて軌道離心率の進化よりも急速に駆動されることになる．その結果，進化した恒星周りの近接軌道では，やや偏心した軌道を一時的に持っている惑星のポピュレーションを生成する．
さらに Villaver et al. (2014) は，より重い系では進化は急速になり，軌道離心率と軌道長半径はともに小さくなることを示唆している．これも観測からは暫定的に支持されており，最も重い部類の中心星の周りでは，惑星の軌道離心率は小さい傾向にある．しかしこの傾向を確定させるためには，現在のところ観測のサンプル数が不足している．
膨張半径との関連
潮汐相互作用と惑星の軌道移動は，巨大ガス惑星の半径膨張を引き起こすと考えられてきた (Bodenheimer et al. 2001など)．また，恒星進化による輻射の増加は惑星を加熱するための熱源となる (Lopez & Fortney 2014)．K2-97b と K2-132b は，主系列の恒星を公転する同程度の惑星と比べると，大きく膨張した半径を持っている．
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1805.11744
Chen et al. (2018)
The GTC exoplanet transit spectroscopy survey IX. Detection of Haze, Na, K, and Li in the super-Neptune WASP-127b
(GTC 系外惑星トランジット分光サーベイ IX：スーパーネプチューン WASP-127b でのヘイズ，ナトリウム，カリウムとリチウムの検出)
惑星大気中のアルカリ金属は長い間，圧力幅 (pressure broadening) によってスペクトル線の広いウィングを持つことが示唆されていたが，これまでのアルカリ金属の検出の大部分では非常に狭い吸収コアを示す．これは，惑星大気中に存在する雲が原因だと考えられる．
ここでは，スーパーネプチューン WASP-127b の大気中における，ナトリウム，カリウム，リチウム吸収の，圧力幅を持ったスペクトル特徴の強い検出について報告する．検出の信頼度はそれぞれ 4.1σ，5.0σ，3.4σ であった．
観測は，10.4 m Gran Telescopio Canarias (GTC) を用いて行われ，新しく得られた高品質の可視光透過スペクトルに対して，スペクトル復元モデルを実行した．さらに 2.5 m Nordic Optical Telescope (NOT) で得られた可視光透過スペクトルの再解析も合わせて行った．
大気中に部分的に雲があるモデルを仮定して，Na, K, Li の存在度を復元した．その結果，K と Li はそれぞれ 3.7σ と 5.1σ の信頼度で太陽存在度より大きいという結果になったが，Na は 1.8σ にとどまった．
惑星のヘイズの被覆率は 52% と制約された．また，水分子の吸収の兆候も発見された，しかし今回探査した波長域では大きな不定性があるため，制約は出来なかった．
この惑星はジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡時代での大気特徴付けの非常に価値ある対象である．
arXiv:1805.11744
Chen et al. (2018)
The GTC exoplanet transit spectroscopy survey IX. Detection of Haze, Na, K, and Li in the super-Neptune WASP-127b
(GTC 系外惑星トランジット分光サーベイ IX：スーパーネプチューン WASP-127b でのヘイズ，ナトリウム，カリウムとリチウムの検出)
概要
晴れた大気を持つ系外惑星は，大気の化学組成と存在度を詳細に研究するための主要なターゲットとなる．惑星大気中のアルカリ金属は長い間，圧力幅 (pressure broadening) によってスペクトル線の広いウィングを持つことが示唆されていたが，これまでのアルカリ金属の検出の大部分では非常に狭い吸収コアを示す．これは，惑星大気中に存在する雲が原因だと考えられる．
ここでは，スーパーネプチューン WASP-127b の大気中における，ナトリウム，カリウム，リチウム吸収の，圧力幅を持ったスペクトル特徴の強い検出について報告する．検出の信頼度はそれぞれ 4.1σ，5.0σ，3.4σ であった．
観測は，10.4 m Gran Telescopio Canarias (GTC) を用いて行われ，新しく得られた高品質の可視光透過スペクトルに対して，スペクトル復元モデルを実行した．さらに 2.5 m Nordic Optical Telescope (NOT) で得られた可視光透過スペクトルの再解析も合わせて行った．
大気中に部分的に雲があるモデルを仮定して，Na, K, Li の存在度を復元した．その結果，K と Li はそれぞれ 3.7σ と 5.1σ の信頼度で太陽存在度より大きいという結果になったが，Na は 1.8σ にとどまった．
惑星のヘイズの被覆率は 52% と制約された．また，水分子の吸収の兆候も発見された，しかし今回探査した波長域では大きな不定性があるため，制約は出来なかった．
この惑星はジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡時代での大気特徴付けの非常に価値ある対象である．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1805.11117
Vanderburg et al. (2018)
Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) VII: A Temperate Candidate Super-Earth in the Hyades Cluster
(Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) VII：ヒアデス星団中の温暖なスーパーアース候補)
最近のケプラー K2 ミッションによる，若い散開星団中のトランジット惑星の検出によりこの分野は大きな進歩をしている．しかし，これら星団中のトランジット惑星は全て中心星に近い軌道のものであり，輻射が強い状態での惑星進化だけしか研究出来ていなかった．
ここでは，星団中の長周期惑星候補天体の発見を報告する．今回検出した惑星候補天体は HD 183869b であり，ヒアデス星団中にある恒星を公転している．
ケプラーの K2 ミッション中のデータから，一回のトランジットを検出した．トランジット深さからこの惑星候補はスーパーアースサイズで．1.96 地球半径と推定される．中心星は K 型矮星である．
まだ，軌道周期は 72 日以上である (トランジットが 1 回のみしか検出されていないため，軌道周期は確定できていない)．
今回は一回のトランジットイベントしか検出されていないため，この惑星候補を高い信頼度で惑星だと確定させることはできない．しかし，K2 データの画像，アーカイブデータ，およびフォローアップ観測結果の解析から，このトランジットイベントが実際にトランジット惑星によるものであることが示唆される．
この惑星候補の軌道パラメータを推定した．もし惑星であった場合，軌道周期は 100 日程度で，地球と同程度の日射を受けていると推定され，71% の確率で恒星周りのハビタブルゾーン内に位置していると考えられる．
もし惑星だと確認されれば，この惑星は散開星団中で発見されている惑星のうち，最も長周期で，最も日射量が低く，最も明るい中心星を持つ惑星となる．
arXiv:1805.11117
Vanderburg et al. (2018)
Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) VII: A Temperate Candidate Super-Earth in the Hyades Cluster
(Zodiacal Exoplanets in Time (ZEIT) VII：ヒアデス星団中の温暖なスーパーアース候補)
概要
若い散開星団中のトランジット系外惑星は，寿命の間に系外惑星がどう進化するかの研究の機会を与えてくれる．最近のケプラー K2 ミッションによる，若い散開星団中のトランジット惑星の検出によりこの分野は大きな進歩をしている．しかし，これら星団中のトランジット惑星は全て中心星に近い軌道のものであり，輻射が強い状態での惑星進化だけしか研究出来ていなかった．
ここでは，星団中の長周期惑星候補天体の発見を報告する．今回検出した惑星候補天体は HD 183869b であり，ヒアデス星団中にある恒星を公転している．
ケプラーの K2 ミッション中のデータから，一回のトランジットを検出した．トランジット深さからこの惑星候補はスーパーアースサイズで．1.96 地球半径と推定される．中心星は K 型矮星である．
まだ，軌道周期は 72 日以上である (トランジットが 1 回のみしか検出されていないため，軌道周期は確定できていない)．
今回は一回のトランジットイベントしか検出されていないため，この惑星候補を高い信頼度で惑星だと確定させることはできない．しかし，K2 データの画像，アーカイブデータ，およびフォローアップ観測結果の解析から，このトランジットイベントが実際にトランジット惑星によるものであることが示唆される．
この惑星候補の軌道パラメータを推定した．もし惑星であった場合，軌道周期は 100 日程度で，地球と同程度の日射を受けていると推定され，71% の確率で恒星周りのハビタブルゾーン内に位置していると考えられる．
もし惑星だと確認されれば，この惑星は散開星団中で発見されている惑星のうち，最も長周期で，最も日射量が低く，最も明るい中心星を持つ惑星となる．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1805.10293
Pinte et al. (2018)
Kinematic evidence for an embedded protoplanet in a circumstellar disc
(星周円盤に埋もれた原始惑星の運動学的な証拠)
ここでは，若い恒星 HD 163296 周りの原始惑星系円盤における，回転速度のケプラー速度からの局所的なずれの検出を報告する．今回観測された円盤の速度パターンは，恒星から 260 au 程度のところを公転する，2 木星質量の惑星による力学的な影響と整合的である．
直接撮像による惑星の観測報告は，いくつかの円盤で存在している．HD 100546 (Quanz et al. 2013，Brittain et al. 2014，Quanz et al. 2015，Currie et al. 2015)，LkCa 15 (Kraus & Ireland 2012，Sallum et al. 2015)，HD 169142 (Quanzet al. 2013，Biller et al. 2014，Reggiani et al. 2014)，MWC 758 (Reggiani et al. 2018) である．
しかし，これまでの検出の多くには後に異議も唱えられている (Thalmann et al. 2015，2016，Rameau et al. 2017，Ligi et al. 2018など)．
ALMA による電波観測や補償光学系を用いた観測では，円盤中に様々なギャップやリング構造が検出されている (ALMA Partnership et al. 2015，Andrews et al. 2016，Isella et al. 2016)．また渦状腕も検出されている (Benisty et al. 2015など)．
これらの構造は円盤内に存在する惑星によって形成されている可能性もあるが，惑星を必要としないその他の仮説も存在する．
円盤のケプラー回転からのずれ自体は周連星円盤では検出されており，自由落下速度に近い流れを持つものや (Casassus et al. 2015，Price et al. 2018)，半径方向の流れや歪み構造を持つもの (Walsh et al. 2017) が報告されている．
古い距離推定に基いている過去の論文での関連物理量を，Gaia の観測による新しい距離推定に基づいてスケーリングすると，この天体は 1.9 太陽質量，25 太陽光度，スペクトル型は A1Ve，有効温度は 9300 K と推定される．
ハッブル宇宙望遠鏡での観測では，散乱光が中心星から 375 au の位置まで広がっているのが検出されている (Grady et al. 2000)．興味深いことにその論文では，散乱光中に観測されたギャップから，~ 270 au の位置に巨大惑星の存在が示唆されている．
また，de Gregorio-Monsalvoet al. (2013) は ALMA を用いた観測で，一酸化炭素の観測ではガス成分が中心星から少なくとも 415 au まで広がっていることを示した，しかし一方で，連続波ではわずか 200 au の距離までしか検出されなかった．
高分解能 ALMA 観測では，明るい内側円盤要素が中心星から 0”.5 以内に検出され，また注目に値する 3 つのリング構造のセットが検出され，明るいリングが 65 au と 100 au に，暗いリングが 160 au に存在している (Isella et al. 2016)
観測結果を三次元流体力学シミュレーションと比較した結果，この運動学的特徴は，2 木星質量の惑星によるものと示唆される．この惑星は中心星から ~ 260 au に位置していると推定される．
同じ日に，同一の天体に対して類似した手法を用いて惑星を発見したという論文が独立に発表されています．各論文でそれぞれ惑星の数と位置が異なっており，類似した手法で別々の惑星の検出を報告しています．
arXiv:1805.10293
Pinte et al. (2018)
Kinematic evidence for an embedded protoplanet in a circumstellar disc
(星周円盤に埋もれた原始惑星の運動学的な証拠)
概要
若い恒星を取り囲んでいるガスとダストの円盤は，惑星が形成される場所である．しかし，円盤内で形成された原始惑星の直接検出はこれまで困難であった．ここでは，若い恒星 HD 163296 周りの原始惑星系円盤における，回転速度のケプラー速度からの局所的なずれの検出を報告する．今回観測された円盤の速度パターンは，恒星から 260 au 程度のところを公転する，2 木星質量の惑星による力学的な影響と整合的である．
原始惑星系円盤内の惑星
円盤内の惑星の直接観測
一般に原始惑星系円盤は惑星よりも明るいため，惑星を観測するためには，高コントラストと高角度分解能の観測が必要である．直接撮像による惑星の観測報告は，いくつかの円盤で存在している．HD 100546 (Quanz et al. 2013，Brittain et al. 2014，Quanz et al. 2015，Currie et al. 2015)，LkCa 15 (Kraus & Ireland 2012，Sallum et al. 2015)，HD 169142 (Quanzet al. 2013，Biller et al. 2014，Reggiani et al. 2014)，MWC 758 (Reggiani et al. 2018) である．
しかし，これまでの検出の多くには後に異議も唱えられている (Thalmann et al. 2015，2016，Rameau et al. 2017，Ligi et al. 2018など)．
惑星による円盤の構造
この代替アプローチとして，惑星によって原始惑星系円盤に刻まれた間接的な特徴を探査する方法がある．ALMA による電波観測や補償光学系を用いた観測では，円盤中に様々なギャップやリング構造が検出されている (ALMA Partnership et al. 2015，Andrews et al. 2016，Isella et al. 2016)．また渦状腕も検出されている (Benisty et al. 2015など)．
これらの構造は円盤内に存在する惑星によって形成されている可能性もあるが，惑星を必要としないその他の仮説も存在する．
惑星による円盤速度構造の変化
円盤中にある惑星は，リンドブラッド共鳴の位置からの渦巻波動を，惑星軌道の内側と外側の両方に生成し，局所的なケプラー速度のパターンを乱す．流体力学シミュレーションからは，この速度パターンへの影響は高スペクトル分解能の ALMA での輝線の観測で検出可能だと考えられている．円盤のケプラー回転からのずれ自体は周連星円盤では検出されており，自由落下速度に近い流れを持つものや (Casassus et al. 2015，Price et al. 2018)，半径方向の流れや歪み構造を持つもの (Walsh et al. 2017) が報告されている．
HD 163296 について
HD 163296 は，~ 440 万歳の年老いたハービッグ Ae 星であり，101.5 pc の距離にある (Gaia Collaboration et al. 2018)．古い距離推定に基いている過去の論文での関連物理量を，Gaia の観測による新しい距離推定に基づいてスケーリングすると，この天体は 1.9 太陽質量，25 太陽光度，スペクトル型は A1Ve，有効温度は 9300 K と推定される．
ハッブル宇宙望遠鏡での観測では，散乱光が中心星から 375 au の位置まで広がっているのが検出されている (Grady et al. 2000)．興味深いことにその論文では，散乱光中に観測されたギャップから，~ 270 au の位置に巨大惑星の存在が示唆されている．
また，de Gregorio-Monsalvoet al. (2013) は ALMA を用いた観測で，一酸化炭素の観測ではガス成分が中心星から少なくとも 415 au まで広がっていることを示した，しかし一方で，連続波ではわずか 200 au の距離までしか検出されなかった．
高分解能 ALMA 観測では，明るい内側円盤要素が中心星から 0”.5 以内に検出され，また注目に値する 3 つのリング構造のセットが検出され，明るいリングが 65 au と 100 au に，暗いリングが 160 au に存在している (Isella et al. 2016)
まとめ
この天体周りの円盤中に，ケプラー速度からの 15% のずれを検出した．このずれは，ALMA の Band 6, 7 両方の波長帯の，2 つの異なる 12CO の遷移で検出され，円盤内に埋もれた原始惑星に対して予測される運動学的特徴と一致した．観測結果を三次元流体力学シミュレーションと比較した結果，この運動学的特徴は，2 木星質量の惑星によるものと示唆される．この惑星は中心星から ~ 260 au に位置していると推定される．
同じ日に，同一の天体に対して類似した手法を用いて惑星を発見したという論文が独立に発表されています．各論文でそれぞれ惑星の数と位置が異なっており，類似した手法で別々の惑星の検出を報告しています．
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1805.10290
Teague et al. (2018)
A Kinematical Detection of Two Jupiter Mass Planets
(2 つの木星質量惑星の運動学的検出)
ここでは，HD 163296 の ALMA 観測のアーカイブデータを用いて，CO 同位体置換体の回転曲線をケプラー回転と比較し，パーセント以下の精度で測定する新しい技術を実証する．
これらの回転曲線は，円盤内の半径方向の圧力勾配における局所的な摂動によって引き起こされる一定の大きさのずれの存在を裏付けるものであり，おそらくは木星質量の惑星によって円盤のガス表面密度に開けられたギャップによって引き起こされている．
流体力学シミュレーションとの比較から，観測結果は，円盤の表面密度が 83 au と 137 au に存在する 2 つの木星質量惑星によって擾乱を受けている場合のガス回転分布と非常によく一致することが示される．
円盤内のガスの回転は全ガス成分の圧力に依存するため，この手法はその他の手法では問題となる，ダストガス比や局所的な化学組成に起因する大きな不定性を招くこと無く，ガス表面密度分布の独特な探査方法になる．両方の方法を組み合わせた将来的な分析によって，円盤内に埋め込まれた惑星質量の最も正確で確実な測定値を提供できるだろうと考えられる．
また今回の方法は，ミリメートル連続波で検出される外縁を超える大きな軌道半径にある惑星を探査したり，円盤内での粒子成長のモデリングに必要なガス圧力分布をトレースするためのユニークな手段となり得るだろう．
これらの効果は，ギャップの特徴から導出される惑星質量に大きな不定性をもたらし，また惑星由来ではないにも関わらず惑星が存在するという間違った推論を導く可能性もある．
円盤が動径方向にも垂直方向にも静水圧平衡が成り立っている場合，円盤内のガスの回転速度は
\[
\frac{v_{\rm rot}^{2}}{r}=\frac{GM_{*}r}{\left(r^{2}+z^{2}\right)^{3/2}}+\frac{1}{\rho_{\rm gas}}\frac{\partial P}{\partial r}
\]
となる．ここで，\(M_{*}\) は中心星の質量，\(\partial P/\partial r\) は局所的な圧力勾配である．
なおここでは，円盤の自己重力は無視している．円盤の自己重力は，最も重い円盤でのみ大きな半径での回転がわずかに早まるという効果として現れ，小さいスケールでの擾乱には効かない．
円盤内の惑星が局所的なガス密度を擾乱した場合，局所的な圧力勾配が変化するため，それは円盤ガスの回転速度の変化として現れる．この手法では圧力勾配をトレースしていることになるため，円盤ガスの回転速度のケプラー速度からのずれから，擾乱の形状についての情報を得ることができる．従って，ガス圧力を直接的に追跡することにより，この技術はこれまでの手法が受けやすかった上述の不定性から解放されることとなる．
この天体は，一酸化炭素の輝線と連続波での観測から円盤の内部構造を持つことが分かっており，円盤内に複数の惑星を持つことが示唆されている (Isella et al. 2016，Liu et al. 2018)．なおこの研究は，Gaia による観測で改定される前の距離である 122 pc (van den Ancker et al. 1997) に基いている．
さらにこの手法はギャップの分布に敏感なため，典型的には円盤の輝度分布からはよく制約できない，ガス中のギャップ幅に関する本質的な情報を得ることが出来る．
この手法を HD 163296 の CO 同位体放射の観測結果に適用した．
放射の高度を正確に測定し，線幅を局所的なガス温度の代用として用いると，C18O へのこれらの擾乱の主な駆動源として，局所的なガス密度の変化を分離することが出来た．
この結果を流体力学シミュレーションと比較すると，100 au にある 1 木星質量の惑星と，165 au にある 1.3 木星質量の惑星が円盤に及ぼす影響とよく一致した．ただし，この天体までの推定距離を Gaia によって得られた新しい距離にスケールすると，軌道長半径はそれぞれ 83 au と 137 au に対応する．
より円盤内側での擾乱は，シミュレーションとあまりよく一致せず，考えられうるシナリオを区別するためにはさらなる高分解能観測が必要である．
この手法は，原始惑星系円盤の中に埋もれている惑星を探査するための新しいアプローチである．円盤のガス圧力を介して全ガス成分をトレースすることで，この手法はフラックスの測定値をガス表面密度にマッピングする従来のアプローチに伴う多くの不定性から解放される．
同じ日に，同一の天体に対して類似した手法を用いて惑星を発見したという論文が独立に発表されています．各論文でそれぞれ惑星の数と位置が異なっており，類似した手法で別々の惑星の検出を報告しています．
arXiv:1805.10290
Teague et al. (2018)
A Kinematical Detection of Two Jupiter Mass Planets
(2 つの木星質量惑星の運動学的検出)
概要
原始惑星系円盤内にある原始惑星の，初めての kinematical detection (運動学的検出) について報告する．ここでは，HD 163296 の ALMA 観測のアーカイブデータを用いて，CO 同位体置換体の回転曲線をケプラー回転と比較し，パーセント以下の精度で測定する新しい技術を実証する．
これらの回転曲線は，円盤内の半径方向の圧力勾配における局所的な摂動によって引き起こされる一定の大きさのずれの存在を裏付けるものであり，おそらくは木星質量の惑星によって円盤のガス表面密度に開けられたギャップによって引き起こされている．
流体力学シミュレーションとの比較から，観測結果は，円盤の表面密度が 83 au と 137 au に存在する 2 つの木星質量惑星によって擾乱を受けている場合のガス回転分布と非常によく一致することが示される．
円盤内のガスの回転は全ガス成分の圧力に依存するため，この手法はその他の手法では問題となる，ダストガス比や局所的な化学組成に起因する大きな不定性を招くこと無く，ガス表面密度分布の独特な探査方法になる．両方の方法を組み合わせた将来的な分析によって，円盤内に埋め込まれた惑星質量の最も正確で確実な測定値を提供できるだろうと考えられる．
また今回の方法は，ミリメートル連続波で検出される外縁を超える大きな軌道半径にある惑星を探査したり，円盤内での粒子成長のモデリングに必要なガス圧力分布をトレースするためのユニークな手段となり得るだろう．
円盤内のギャップ構造と隠れている惑星
原始惑星系円盤のギャップ構造
円盤のギャップの形成は，惑星のみによるとは限らない．重い惑星は円盤に渦巻波動を起こし，二番目と三番目のギャップを開けることが出来る (Bae et al. 2017，Fedele et al. 2018)．一方で，スノーライン周辺での粒子成長 (Zhang et al. 2015) や (磁気)流体力学的不安定によるダストの shepherding によっても，電波の連続波で観測される円盤構造にリング状の構造を形成可能である (Flock et al. 2015，Birnstiel et al. 2015，Okuzumi et al. 2016)．これらの効果は，ギャップの特徴から導出される惑星質量に大きな不定性をもたらし，また惑星由来ではないにも関わらず惑星が存在するという間違った推論を導く可能性もある．
円盤ガス回転からの圧力勾配探査
代替アプローチとして，円盤内の局所的な圧力勾配を探査するためにガスの回転を用いるというものがある．円盤が動径方向にも垂直方向にも静水圧平衡が成り立っている場合，円盤内のガスの回転速度は
\[
\frac{v_{\rm rot}^{2}}{r}=\frac{GM_{*}r}{\left(r^{2}+z^{2}\right)^{3/2}}+\frac{1}{\rho_{\rm gas}}\frac{\partial P}{\partial r}
\]
となる．ここで，\(M_{*}\) は中心星の質量，\(\partial P/\partial r\) は局所的な圧力勾配である．
なおここでは，円盤の自己重力は無視している．円盤の自己重力は，最も重い円盤でのみ大きな半径での回転がわずかに早まるという効果として現れ，小さいスケールでの擾乱には効かない．
円盤内の惑星が局所的なガス密度を擾乱した場合，局所的な圧力勾配が変化するため，それは円盤ガスの回転速度の変化として現れる．この手法では圧力勾配をトレースしていることになるため，円盤ガスの回転速度のケプラー速度からのずれから，擾乱の形状についての情報を得ることができる．従って，ガス圧力を直接的に追跡することにより，この技術はこれまでの手法が受けやすかった上述の不定性から解放されることとなる．
HD 163296 について
HD 163296 は 101.5 pc (Bailer-Jones et al. 2018) の距離にある A1 星である．この天体は，一酸化炭素の輝線と連続波での観測から円盤の内部構造を持つことが分かっており，円盤内に複数の惑星を持つことが示唆されている (Isella et al. 2016，Liu et al. 2018)．なおこの研究は，Gaia による観測で改定される前の距離である 122 pc (van den Ancker et al. 1997) に基いている．
まとめ
ここでは，円盤内のガス圧分布の直接測定を可能にする新しい手法を提供した．これにより，従来の方法よりもガス面密度分布への制約が厳しく，より正確になった．さらにこの手法はギャップの分布に敏感なため，典型的には円盤の輝度分布からはよく制約できない，ガス中のギャップ幅に関する本質的な情報を得ることが出来る．
この手法を HD 163296 の CO 同位体放射の観測結果に適用した．
放射の高度を正確に測定し，線幅を局所的なガス温度の代用として用いると，C18O へのこれらの擾乱の主な駆動源として，局所的なガス密度の変化を分離することが出来た．
この結果を流体力学シミュレーションと比較すると，100 au にある 1 木星質量の惑星と，165 au にある 1.3 木星質量の惑星が円盤に及ぼす影響とよく一致した．ただし，この天体までの推定距離を Gaia によって得られた新しい距離にスケールすると，軌道長半径はそれぞれ 83 au と 137 au に対応する．
より円盤内側での擾乱は，シミュレーションとあまりよく一致せず，考えられうるシナリオを区別するためにはさらなる高分解能観測が必要である．
この手法は，原始惑星系円盤の中に埋もれている惑星を探査するための新しいアプローチである．円盤のガス圧力を介して全ガス成分をトレースすることで，この手法はフラックスの測定値をガス表面密度にマッピングする従来のアプローチに伴う多くの不定性から解放される．
同じ日に，同一の天体に対して類似した手法を用いて惑星を発見したという論文が独立に発表されています．各論文でそれぞれ惑星の数と位置が異なっており，類似した手法で別々の惑星の検出を報告しています．
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天文・宇宙物理関連メモ vol.503 Grunblatt et al. (2017) RGB 星まわりでの膨張したガス惑星の発見と膨張機構の検証