孤立したエキソムーン：潮汐による除去と系外惑星と星の衝突による蒸発の追跡

まだ未発見の系外衛星が惑星から剥がされた場合の検出方法を考察。衛星から放出されるダストが恒星の光を減光するから見つけやすい？
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孤立したエキソムーン：潮汐による除去と系外惑星と星の衝突による蒸発の追跡

要旨
古在リドフメカニズムのように、系外惑星に重い外殻からの重力の摂動があると、系外惑星の離心率は、
その親スターとの衝突または強い相互作用。このプロセスの最終段階では、
太陽系外惑星の周りを周回するすべてのエキソムーンは、恒星の潮汐力によって引き離され、
星の周りを周回します。三体および四体シミュレーションのアンサンブルを使用して、我々は実証する
これらの分離された物体の大部分は彼らの星と衝突するか、あるいはそこから放出されます。
そのような「孤立した」エキソムーンの初期の特性を持つ
私たち自身の太陽系のガリレオ衛星のものと同様に）彼らの親より長生きします
惑星外。離脱したエキソムーンは一般に氷の線の内側を周回するので、強い放射
加熱すると揮発性物質が多く含まれている層が蒸発し、ガスや粉塵の強いガス放出が発生します。
彗星の近日点通過に似ています。 エキソムーンから放出される小さなダストグレイン
周回する物体を取り囲む不透明な雲を生成するのを助けます。
放射線ブローアウト対照的に、より大きな固体粒子はの軌道特性を継承します。
親の出口、よりゆっくりと星の上に流れる固体の偏心した円盤
ポインティング - ロバートソンドラッグを介して、そしてそれは星のより長い時間スケールの調光をもたらすことができました。
〜10^5 - 10^6年の特徴的なエキソムーン蒸発時間の場合、恒星光の減衰
1つ以上のガス放出エキソムーンから生じることは両方のための有望な説明を提供します
KIC 8462852（Boyajian's Star）から観測されたディッピングと永年の調光
図1.一連の外部摂動特性が、コザイ - リドフ機構を介した太陽系外惑星 - 星衝突を引き起こす可能性があります。
カラースケールは、関数として、2×10^8 - 2×10^9歳の範囲の惑星外軌道反転時間スケールを持つシステムの割合を示す。
外側の摂動の半主軸aoと質量Moの。これらは、モンテカルロ法によって計算されます。
中心の傾きと相互経度は、それぞれ熱分布、等方性分布、一様分布からサンプリングされます。異なるパネルが結果を示しています
太陽系外惑星の主長軸の異なる仮定値に対して（全ての場合において、我々は初期の太陽系外惑星の離心率ep = 0.05をとる）。水平の赤一色
線はKIC 8462852（Boyajian et al。2016）の推定M-ドワーフコンパニオンの推定特性を示し、赤い点は直接の特性を示します。
他の星のための画像化された惑星と茶色の仲間。赤い×印は、§2.2.2の基準モデルシミュレーションで使用された摂動特性を示しています。青
線は、惑星と星の衝突の前に短距離の力（主に潮汐）がコザイサイクルを阻止する限界のMo（ao）を示しています。
熱分布の中央値をとるこれらの曲線の下のパラメータ空間、eo = 2-1/2
;濃い青は木星の犠牲者の惑星を表し、海王星を一点鎖線右上のパネルの白い線は、説明のために、べき乗則依存性を示しています
7/2
アナリティクスから予測　八重極オーダーのKLタイムスケール（式2）


図2.十分に広い初期のexomoon軌道（午前大）が運転可能
「二次KLサイクル」を経て、そのホストの惑星と衝突するエクソムーン
中心の星からの世俗的なトルクによって動かされます。 ここでは最小値を示します
達成可能なexomoon pericenter qm、2次KLサイクルの最小値　amの関数（それぞれ惑星の半径に正規化されたもの、Rp）。これは、離脱時に式7を解くことによって計算されます（qp = rH）。 固体
線は木星型の太陽系外惑星に対応し、破線は対応する　海王星型の太陽系外惑星へ。 オレンジ、緑、青、紫の曲線は、100 AU、30 AU、10 AU、そして
それぞれ3 AU。 qmの場合、min / Rpです。 1（黒い点線）、月惑星衝突は可能です（保証はありません）。 比較のために、縦の灰色線は、ガリレオ衛星の半主軸を示しています。
qmin、min＆Rp、したがって二次KL駆動のリスクにさらされない衝突。


図3.無次元角運動量欠損の時間発展
1 - 外惑星の軌道のep（上のパネル）と傾斜のip（下のパネル）
代表的な例では、初期の太陽系外惑星の長軸は、ap = 45です。
そして、外側摂動器は、Ｍｏ ＝ ０．４Ｍ、ａｏ ＝ ９００ＡＵ、およびｅｏ ＝ ０．４５を有する。
青い実線はニュートン重力での計算を示し、破線は
オレンジ色の線は相対論的効果が1 PNに含まれる場合の結果を示しています
注文。 結果は、2つのケース間で定性的に似ています。


図4.惑星間中心半径の時間発展の例
太陽系外惑星の破壊の前のqp（青い点、星の半径の単位）。 比較のために、私たちは半長軸を示しています
水平な実線でガリレオ衛星の半径）。 示されているケースには、次のような特徴があるケースが含まれます。（a）急速な離心率の中断されたエピソード
成長がゆっくりとすべてのエキソモンを取り除きます。 （b）最初に抜けた箇所外側のエクソモンだが、2回目のフリップで、惑星と星の衝突が起こる
数億年後。 （c）究極の衝突は起こります　4回目のフリップでは、いくつかのエピソードが恒星の表面に接近した後、
その場合、すべてのエキソモンはエキソ惑星のかなり前にきちんと取り除かれます。破壊されます。


図5.我々のN体シミュレーションからの一様に分離されたエキソムーンの軌道特性とそれらの軌道上の観測的制約との比較
KIC 8462852を周回するガス放出体。色付きの点は、生き残った我々の基準モデルからの片側離脱エキソムーンの最終的な軌道特性を示しています。
安定した楕円軌道上での分離比較のために、制約を示します
Schaeferらから。 KIC 8462852の光度曲線ディップを生成する原因となる破片の性質についての（2018、彼らの図4）。赤い領域は除外されています。
周期制約ｔｏｒｂ＞ ７５０日であるが、緑色の領域は（観察されたように）０．４日ほどの短い窪みを生成するという要件によって除外されている。結果として、
パラメータ空間の白い部分だけが観察上許されています。黒い輪郭は、それらの軌道を持つ塵埃によって生じる分数調光を表します
元素は、0.1ミクロンまでのサイズ分布を持つアストロシリケートで構成されているとみなされます。


図7ショートを説明するためのシナリオの概略図
KIC 8462852のようなシステムにおける恒星光の長時間スケール調光。
巨大な外部からの重力摂動（古在リドフメカニズム）エキソムーン振る舞いの偏心を高める　太陽系外惑星とそれを中央の星との破壊的な出会いに駆り立てます。
太陽系外惑星の破壊の前に、それを周回しているエキソムーンは潮汐力によって太陽系外惑星から外され、そして一部分は新しい惑星の上に置かれます、
非常に風変わりな星の周りの軌道。揮発性の豊富なエキソムーンは今見つける　それ自身が氷の昇華半径の米の内側を周回し、強い排出ガスを放出するガス状および固体物質のガス放出
不透明な残骸の雲。 エキソムーン軌道面に位置する観測者にとって
このデブリテール（無色の消光を発生させることができる小さな粒子を含みます）は、エクソムーン時にライトカーブに深い窪みを生成します。
星の円盤を通過します。小さなダストグレインがすぐにから削除されている間　放射圧によるシステムでは、より大きな固体粒子はエクソムーンの初期の偏心軌道を継承します。数回までの期間にわたって相混合した後
軌道、これらのより大きな固体粒子はPoyntingRobertson抗力を介してよりゆっくりと蓄積し、光の曲線に永年の時間スケールの変化を引き起こします
ディスクミッドプレーンを通る半径方向の光学的深さがゆっくりと変化するにつれて。いっぱい
月の蒸発、ひいては浸漬／経時調光挙動の持続時間は、典型的には〜１０＾４〜１０＾６年にわたって起こる。エキソムーンの特性と星の周りのその軌道。