光化学ヘイズによる太陽系外惑星大気のC/O比の追跡

波長によって大気の透明度が変わってくるが炭素と酸素の含有比率も明らかになる？www.DeepL.com/Translator（無料版）で翻訳しました。
光化学ヘイズによる太陽系外惑星大気のC/O比の追跡
ABSTRACT
光化学ヘイズは、大気温度800K以下の太陽系外惑星の透過スペクトルにおいて、水のような分子的特徴を不明瞭にすることが疑われている。
大気温度800K以下の太陽系外惑星の透過スペクトルでは、水のような分子的な特徴が見えにくい。
Khareら(1984)による実験室産の有機化合物(tholins)の不透明度は、太陽系外惑星のヘイズをモデル化するための標準となった。
は、太陽系外惑星の大気ヘイズをモデル化するための標準となっています。しかし、これらのソリンは、酸素のないタイタンのような環境で成長したものである。
タイタンのような環境で成長したものであり、C/O∼0.5という太陽系外惑星の典型的な仮定とは大きく異なっています。
この研究では、実験室での透過率測定から得られた0.13-10μmの複素屈折率を発表した。
この研究では、異なる酸素量の環境で成長したソリンの実験室透過率測定から得られた0.13-10μmの複素屈折率を示す。酸素の取り込み量が増加するにつれて
酸素摂取量の増加に伴い、全波長領域で吸収が増加し、6µm付近の散乱特徴が短波長側にシフトする。
6μm付近の散乱特性は短波長側にシフトし、5.8μm付近でよりピークを持つようになり、これは
C=O伸縮共鳴によるものである。GJ 1214 bをテストケースとして、C/O比が太陽、1、1000のサブ海王星惑星の透過スペクトルを調べ、私たちの観測した
の不透明度とKhareの不透明度との差を評価した。太陽系の水素とヘリウムを含む大気に対して、我々は
200-1500ppmの差があるが、高金属度(Z=1000)の環境では、その差は20ppmにとどまる。
20ppmである。GJ 1214 bの1-2μm透過率データは、タイタンのようなヘイズモデルを排除し、C/O= 1と
の1-2μm透過率データは、タイタン型ヘイズモデルを否定し、C/O=1やC/O=太陽ヘイズモデルとより整合的であることが分かりました。この研究により、ヘイズ
大気組成の仮定と整合的なヘイズオペーシティを用いることは、自己整合的なモデルを構築する上で
を適切に拘束する自己無撞着なモデルを構築することが重要であることを示した。
比を適切に拘束する自己無撞着なモデルを構築するために重要であることを示した。
キーワード 太陽系外惑星の大気組成 (487) - 実験室天体物理学 (2004) - 宇宙化学 (75) - 太陽系外惑星の進化 (491)
1. はじめに
現在知られている5,000個以上の太陽系外惑星のうち約75%は、トランジット法（太陽系外惑星の軌道と地球の位置が偶然に一致し、惑星がその前を通過する方法）によって発見された。
太陽系外惑星の軌道と地球の位置が偶然に一致することで、惑星が恒星の前を通過し、恒星の光の約0.1〜1%を遮るというものである。
トランジットとは、太陽系外惑星の軌道が地球と重なることで、惑星が恒星の前を通過し、恒星の光を約0.1〜1％遮るというものです。トランジットを複数の波長で観測すると、透過スペクトルが形成されます。
このスペクトルに、太陽系外惑星の大気が吸収や散乱などの分光学的な特徴によって刻み込まれる。
吸収や散乱などの分光学的な痕跡が残ります。太陽系外惑星のトランジットの深さは、波長の関数として、大気内容の透過特性
の性質と、その垂直分布に依存する。このレターでは
このレターでは、太陽系外惑星の大気ヘイズのスペクトルの特徴から、ヘイズが形成されるガスのバルク組成の重要なマーカーを得ることができるかどうか
の重要な指標となりうるかどうかを調べます。
エアロゾルは、大気中のガスから直接凝縮されたもの（雲）であれ、光化学反応によって形成されたもの（ヘイズ）であれ、ほぼすべての種類の生物に影響を与えることが知られています。
は、ほぼすべてのタイプの太陽系外惑星の大気に影響を与えることが知られています。高温の木星でさえも、広い温度範囲（1000 - 2000 K）で
(1000 - 2000 K)であっても、エアロゾルによる隠蔽の結果、スペクトルの特徴が弱くなり (Sing et al. 2016)、雲とヘイズの組み合わせから生じると疑われる急な光学的傾きを持つ (Sing et al. 2011; Pont et al. 2013; McCullough et al. 2014; Pont et al;
McCullough et al. 2014; S´Sanchez-L´opez et al. 2020; Steinrueck et al. 2021)があります。理論モデルでは、高温木星の赤外線
を持つ高温木星の赤外線オパシティは、耐火性元素を多く含む鉱物凝縮物によって支配されると理論モデルは予測している(Helling et al. 2019; Steinrueck et al. 2021)。
(Helling et al. 2019, 2016; Powell et al. 2018; Gao et al. 2020)。約800K以下では、光化学的に生成された
有機ヘイズが形成され、赤外オパシティを支配すると予想される（Morley et al.）
また、光化学ヘイズは、より温和な小型惑星
光化学ヘイズは、サブ海王星や超地球のような、より温和な小惑星の不透明度の主要な原因であるとも考えられています。GJ 1214 bは、質量6.55 ME、半径2.68 REで、このような惑星の一つです。
この惑星は、惑星の質量の約0.5%から数%の大気を持つことを示唆する様々な組成モデルと一致している。
この惑星の質量は6.55MEで、半径は2.68REです。0.7-4.5 µmの透過率測定は
0.7-4.5μmの透過率測定は、平均分子量の高い大気と光学的に厚いエアロゾル層の組み合わせを採用したモデルによって再現することができる。
0.7-4.5μmの透過率測定は、高度10mbar程度で光学的に厚いエアロゾル層と高平均分子量大気を組み合わせたモデルによって再現されます (Bean et al. 2010; D´esert et al. 2011; Miller-Ricci Kempton et al. 2012; Fraine
et al. 2013; Morley et al. 2013; Kreidberg et al. 2014)。オブスキュレーションの化学組成や起源はよく分かっていません。
また、太陽系外惑星の大気における雲凝縮のモデルでは、ロフトが強く、沈降効率が低くないと平坦なスペクトルを再現できない可能性があります。
GJ 1214 bのフラットなスペクトルを再現するためには、強いロフトと低い沈降効率が必要である(Morley et al. 2013; Gao & Benneke 2018; Ohno & Okuzumi
2018). ヘイズは高高度で光化学的に生成されるため、ヘイズを用いた説明も検討されている。
この惑星の大気を通過するフラットな1-2 µm透過を説明するための研究も行われている（Morley et al.2015; Kawashima & Ikoma 2018, 2019;
Lavvas et al. 2019; Ohno et al. 2020)。
我々は、ヘイズが分子シグナルをミュートし、暖かい系外惑星大気の中赤外透過スペクトルに独自の特徴を寄与する能力を検証している。現在のところ、光化学ヘイズの透過効果をモデルに取り入れるために使われる主要な不透明度
光化学ヘイズの効果を太陽系外惑星大気のモデルに取り入れるために用いられるオパシティは、主にKhare et al.
これは、タイタン大気を模擬して実験室で合成された化合物（tholins）から得られたものである。
- から得られたものである。K84のモデルは広い波長域をカバーしているため
しかし、このモデルには基本的な限界があります。K84は0.5-3μmに明確な透過窓を持つが、タイタンのヘイズの実測では
0.5 - 1.5 µm (Brass´e et al. 2015) で、より最近の実験室での測定と一致しています (Tran et al. 2003; Lavvas et al. 2010) 。
et al. 2010; Rannou et al. 2010; Gavilan et al. 2018)と一致する。このことは、より多様な実験室測定の必要性を示している。
エアロゾルの光学特性は、系外惑星大気の観測を計画し、解釈するために重要である。
この仕事では、N2、CO2、CH4の異なる混合物で成長したソリンの減衰特性を紹介します。
様々な酸化状態のヘイズのベンチマークとなるスペクトル特性を提供する。この光学特性
サブ海王星GJ1214bの0.3-10μm透過スペクトルのシミュレーションを行った。
ヘイズのスペクトルから、大気のC/O比の指標となるようなスペクトルの特徴を見出した。
の指標となるヘイズからのスペクトルの特徴を明らかにした。C/O比は大気組成の重要なトレーサーであり、また原始惑星がどこで形成されたかを示す指標にもなります。
の指標となり、惑星が原始惑星系円盤のどこで形成されたか、またその大気が始原的なものか二次的なものかを知ることができます (例: Oberg & ¨̮ Bergin 2021).
Bergin 2021)。この研究で、我々は3つのC/O比で生成されたトリノの光学定数と減衰断面積を実験室で測定し、公開する。
の光学定数と減衰断面積を公開した。これは、太陽系外惑星の研究に広く関連するものである。


図1. 図1.C/O比の異なる実験用混合ガスから生成されたヘイズについて測定された複素屈折率の虚数部（k、左）と実数部（n、右）。
C/O比の異なる実験用混合ガスから生成されたヘイズについて測定した複素屈折率の虚数部（左）と実数部（右）。の実験室での研究から導かれた光学定数である。
(Khare et al. 1984) から得た光学定数を参考のため重ねて示した。様々な分子の伸縮振動バンドの共鳴波長。
各プロットでは、主な赤外吸収の根底にあると思われる様々な分子伸縮振動バンドの共鳴波長を縦線で示している。


図2. GJ 1214 b の透過スペクトル（太陽C/O比の場合）。上：GJ 1214 b の透過スペクトル。
GJ 1214 b の透過スペクトルは、水素に対する太陽の金属量の仮定で計算されたもの（太陽、上の曲線）と、Z=1000
の場合 (上の曲線) と、Z=1000 ×太陽系金属量の場合 (下の曲線) で計算した。KI19 が作成した透過スペクトルは、K84 の不透明度を利用した fiducial haze のケースで
KI19 が K84 の不透明度を用いて作成した透過スペクトル (水色の破線) を比較のために示している。この曲線は、K84ヘイズスペクトルと一致するように20%拡大されたものである。
この曲線は、4.3 µm付近のK84ヘイズスペクトルと一致するように20%拡大されており、想定した惑星パラメータのわずかな違いを考慮したものです。中央の 実験室で成長した
中：太陽に近いC/O比を持つラボグロウンソリンの光学定数（Gavilan et al.
と比較して、1～6µmの波長範囲でGJ 1214 bの通過深度を0.5～0.15%増加させる。
(Khare et al. 1984, K84)の光学定数で計算したモデルに比べて、1〜6µmの波長域で0.5〜0.15%程度増加していることがわかります。下図。高 Z 層大気では、水素とヘリウムが非常に
の光学定数で計算したモデルに対して、1-6μm の波長域で比較した。G18のの光学的性質を用いると、通過深度の予測に10-20ppmの差が生じる。


図3. GJ 1214 b の非太陽系C/O比の透過スペクトル。上2枚。の透過スペクトル。
GJ 1214 b の透過スペクトルを、水素に対する太陽の金属量と C/O=1 の仮定で、K84 と G18 tholin
の不透明度を用いて計算した透過スペクトル。C/O=1の環境で成長したソーリンの光学定数を用いると、予想よりも深いトランジットになることがわかる。
特に2-6μmで約200-400ppmも深いことがわかります。下の2つのパネル。下2枚：透過スペクトル
GJ 1214 b の透過スペクトルを、水素に対する太陽の金属量と C/O=1000 と仮定し、K84 と G18 のソーリン不透明度を用いて計算した。
G18 ソリンの不透明度を用いて計算した透過スペクトル。両者ともタイタンのようなC/O=∞の環境で成長したため、この2つの曲線は
200ppmの範囲で一致している。


図4. GJ 1214 b の透過スペクトル。薄い灰色の四角 (Bean et al. 2010, 2011; D´esert et al. 2011) と濃い灰色の円 (Fraine et al. 2013; Kreidberg et al. 2014) を、新しい光学モデルを用いた3つの ExoTransmit モデルで重ね合わせたもの。
濃い灰色の円 (Fraine et al. 2013; Kreidberg et al. 2014) を、G18の実験室測定から得られた新しい光学定数を用いた3つのExoTransmitモデルでオーバーレイ表示したもの。
G18の実験室観測から得られた新しい光学定数を用いた3つのExoTransmitモデルを重ね合わせたものです。各ExoTransmitモデルは、平均1-2µmトランジットの
各ExoTransmitモデルは、平均1-2µm通過深度に一致するように再正規化されており、スペクトル形状の比較が可能です。より正確な1-2μmのデータは
のC/O比と一致しますが(下図)、Spitzerのデータでは
のデータは、Z = 1000のモデルとよりよく一致しています。

4. 結論
この研究では、実験室での測定から得られた光化学ヘイズのスペクトルの特徴が、ヘイズが形成された大気のC/O比をどのように拘束するかを検討した。
光化学ヘイズが形成された大気のC/O比を拘束する可能性があることを検討した。Khareら(1984)の先駆的な研究は、光化学ヘイズの広帯域光学特性を提供した。
は、酸素のない環境で成長したソリンの広帯域光学特性を提供し、光化学ヘイズの主要なテンプレートとして広く利用されている
光化学ヘイズのテンプレートとして広く使われている。これらの光学特性は
外惑星大気透過モデルにこれらの光学特性を用いる場合、それらの大気はほとんど酸素を含まないという偏った仮定が必要になります。
を仮定している。第2節では、酸素量を増やしながらガス・チャンバーで成長させたソリンの0.3-10μmの光学特性について紹介する
の0.3～10µm光学特性を紹介する（Gavilan et al.2017, 2018）。これらのソーリンは、赤外域のスペクトル形状を
1～3 µm、6 µm、10 µm付近で、互いに、またK84とは異なる赤外スペクトル形状を示す。
第3章では、今回新たに測定されたソリンの不透明度を用いて、海王星下部の
GJ 1214 b の透過スペクトルをモデル化し、これらのヘイズ種は K84 モデルと 200-1500 ppm ほど区別できることを発見した。
と仮定した場合、200-1500ppm の差で K84 モデルと区別できることがわかった。図4は、GJ 1214 bで観測された光学・赤外透過スペクトルです（Bean et al.
2010, 2011; D´esert et al. 2011; Fraine et al. 2013; Kreidberg et al. 2014) と、3つのExoTransmitモデルによる
を用いた。透過率モデルは、平均1～2µm通過深度に一致するように再正規化されている。
スペクトル形状を比較するためである。光-赤外線（0.3 - 2 µm）において、ラボグロウンソリンは、C/O比が増加するにつれて長波長側にシフトする比較的明確な透過（低k）ウィンドウを示す。しかし、この波長域の
しかし，この波長域の透過スペクトルは，0.1 µmスケールの粒子による散乱が支配的であるため，滑らかに見える。
より長い波長では、太陽系に近いC/O比の大気中のヘイズは、5.8μm付近に強く狭いピークを示すと予測される。
5.8 µm付近の透過スペクトルに強く狭いピークを示すと予測される。酸素量が減少すると、このピークは幅が広くなり、約0.3µm赤くなる。
0.3µm程度。今回調べたソリン種の6-8μmの吸収プロファイルは比較的平坦であるため
分子的な特徴が8µm付近で観測されたスペクトル形状を支配している。このように、全体として、赤外波長域で撮影された透過スペクトル
3 - 10 µm の赤外線波長域で撮影された透過スペクトルは、GJ 1214 b のヘイズ種と C/O
比の同定に適しています。
図4は、GJ 1214 bのトランジットデータへの真の適合を示すものではありませんが、いくつかの傾向が見て取れます。0.5-2 µm
のデータは、タイタンで成長したソリンのヘイズオパシティを用いたモデルよりも、太陽系に近いC/O= 1の透過率モデルと整合的である。
0.5-2μmのデータは、C/O=∞のタイタンのような環境で成長したソーリンからのヘイズオパシティを用いるモデルよりも、太陽系に近い、C/O=1の透過率モデルとより一致しています。しかし、Spitzer のデータは
しかし、スピッツァーのデータは、高メタリシティ Z = 1000 の計算と整合的ですが、高精度 1 - 2 µm データはそうではありません (図 4 下)。このことは
は、Lavvasら(2019)の知見と一致し、ヘイズ形成収率∼10 - 20%で
を必要とし、短波長での透過波長と一致する。本研究で用いた川島・生駒(2018)のモデル
は、Lavvasら(2019)の1%ヘイズ形成効率シナリオとより整合的である。
K19の平均粒子径は3～10倍大きいという注意点がある。JWSTによるGJ1214 bの観測（Greene et al.2017;
Bean et al. 2021)は、ヘイズ形成モデルやC/O比を区別するためのより確かな洞察を与えてくれると思われます。
第3章で述べたように、サブ海王星大気において予想される分子量は、ほとんどのソーリン実験における実験室環境と同一ではありません。
タイタンや地球初期の条件を模倣するように設計されたほとんどのソリン実験における実験室環境と同一ではない。
光化学ヘイズの光学的特性は，バルクの C:N:O 比だけでなく，特定の分子の存在によって影響を受ける．
その生成効率や粒度分布に影響を与える（H¨orst & Tolbert 2014; Brass´e et al.
ら 2018）。T > 1000 Kの高温木星における光化学的条件をシミュレートした最近の実験では、ヘイズがCOと粒子から形成されることが疑われている。
H2が支配的な大気ではCOとH2Oからヘイズが形成されることに疑問を投げかけている (Fleury et al. 2019, 2020)。我々の透過
ヘイズはHCN, C2H2, CH4から形成されるというKawashima & Ikoma (2019)の理論的な予測に依存している。
C2H2、CH4からヘイズが形成され、H2が支配的な大気と500-1200Kの温度範囲にある。
他のエアロゾル生成モデルも、木星型惑星がTeq < 950 KでCH4からヘイズを形成できることを予測しています（Gao et al.2020）。このような
K84 の光学特性は、地球以外の環境における化学ヘイズのテンプレートとして広く用いられています。
本研究で提供される光学定数は、ガス惑星や海王星以下に使用するには不完全であるが、現在の慣行を改善する必要な進歩をもたらすものである。
実験室のデータに基づいて、異なる C/O 比の環境で成長したヘイズを、強い C=O 共鳴によって区別できることが期待される。
6μm付近で観測される強いC=O共鳴によって、異なるC/O比環境で成長したヘイズを区別できると期待される。
によって、異なるC/O比環境で成長したヘイズを区別することができると期待される。もし、ヘイズが存在するならば、H/He
が豊富な冷温帯の惑星の大気中のヘイズ種を区別することは、現在の世代の望遠鏡では最も妥当なことである。我々は、GJ1214のb
の大気は、K84光学定数を用いてヘイズ・オブスクラプションの影響下で透過スペクトルを予測した結果、200-1500ppmの違いがあることがわかった。
は200-1500ppmの差があり、太陽C/O大気の場合は10%も過小評価される可能性があることを示した。もし
GJ 1214 b の大気は平均分子量が高く、我々の Z=1000 シミュレーションでは約 20 ppm である。
の感度が必要です。JWSTでこのレベルの精度が達成できるのは
この精度は、JWSTで観測された一部の海王星で達成可能です。今回の実験で得られた光学特性は、実験室で作られた
の光学特性は、温帯地球型惑星の光学特性としてより重要であり、将来世代の地上・宇宙望遠鏡によってのみアクセス可能となります。
光学定数とサイズ依存性 本研究で用いた光学定数やサイズ依存の断面積は、いくつかのフォーマットで公開されています。
の光学定数とサイズ依存断面積は、いくつかのフォーマットで公開されており、他のオープンソース伝送モデリングツールで使用するために適応させることができる。
ツールで使用することができます。また、eblur/newdustの静的バージョンとExoTransmitのカスタムバージョンも提供されており、断面積と透過スペクトルを計算するために使用されています。
と透過スペクトルの計算に使用した静的バージョンのeblur/newdustとカスタムバージョンのExoTransmitも、このデータリリースで提供されます（doi:10.5281/zenodo.7500026）。