[論文レビュー] Water Clouds in Y Dwarfs and Exoplanets

Caroline Morley, Mark S. Marley+5 more|eScholarship (California Digital Library)|Mar 31, 2014

Astro and Planetary Science被引用数 7

ひとこと要約

本論文は、Y型褐色矮星および冷却系外惑星の新しい大気モデルグリッドを提示し、水氷雲の放射的効果を含むものである。水氷雲は350–375 K未塔で光学的厚さが増し、2.8 µmで強く吸収することが示された。難融性雲とは異なり、水氷粒子は非灰色であり、可視光域で散乱し、赤外域で吸収するため、スペクトル特徴が顕著に変化し、将来の望遠鏡（例：JWST）によるPH₃ やH₂Sの検出が可能になる。

ABSTRACT

The formation of clouds affects brown dwarf and planetary atmospheres of nearly all effective temperatures. Iron and silicate condense in L dwarf atmospheres and dissipate at the L/T transition. Minor species such as sulfides and salts condense in mid-late T dwarfs. For brown dwarfs below Teff=450 K, water condenses in the upper atmosphere to form ice clouds. Currently over a dozen objects in this temperature range have been discovered, and few previous theoretical studies have addressed the effect of water clouds on brown dwarf or exoplanetary spectra. Here we present a new grid of models that include the effect of water cloud opacity. We find that they become optically thick in objects below Teff=350-375 K. Unlike refractory cloud materials, water ice particles are significantly non-gray absorbers; they predominantly scatter at optical wavelengths through J band and absorb in the infrared with prominent features, the strongest of which is at 2.8 microns. H2O, NH3, CH4, and H2 CIA are dominant opacity sources; less abundant species such as may also be detectable, including the alkalis, H2S, and PH3. PH3, which has been detected in Jupiter, is expected to have a strong signature in the mid-infrared at 4.3 microns in Y dwarfs around Teff=450 K; if disequilibrium chemistry increases the abundance of PH3, it may be detectable over a wider effective temperature range than models predict. We show results incorporating disequilibrium nitrogen and carbon chemistry and predict signatures of low gravity in planetary- mass objects. Lastly, we make predictions for the observability of Y dwarfs and planets with existing and future instruments including the James Webb Space Telescope and Gemini Planet Imager.

研究の動機と目的

• 450 K未塔の有効温度を示す冷却された褐色矮星および系外惑星の大気において、水氷雲の放射的効果をモデル化すること。
• Y型褐色矮星および系外惑星の大気において、水雲の光学的特性を組み込んだ先行理論的研究の不足を補うこと。
• 雲の形成、非灰色雲の光学的特性、非平衡化学を自己整合的に結合させることで、スペクトルモデリングを改善すること。
• Y型褐色矮星および惑星質量天体における水雲および低重力状態の観測可能な特徴を予測すること。
• JWST や GPI といった既存および将来の機器を用いた Y 型褐色矮星および冷却系外惑星の検出可能性を評価すること。

提案手法

• T_eff = 200–450 K、log g = 3.0–5.0 の範囲をカバーする新しい大気モデルグリッドを開発し、Ackerman & Marley (2001) の雲モデルを用いて水氷雲の光学的特性を組み込んだ。
• 水氷雲の粒子サイズを1–20 µm とし、これは顕著な非灰色特性を示し、可視光域および J バンドで強い散乱、2.8 µm 付近で強い吸収を示す。
• 窒素および炭素種の非平衡化学を組み込み、PH₃ やH₂S の増加を予測し、スペクトル特徴を予測した。
• 大気中の不均一な雲分布をよりよく再現するため、雲カバレッジを不連続（パッチ状）とモデル化した。
• 主な吸収源（H₂O、NH₃、CH₄、H₂ CIA、および PH₃ やアルカリ金属などの微量元素）を含めた放射出力スペクトルを計算した。
• JWST（MIRI、NIRSpec）、Gemini Planet Imager（GPI）、および他の地上望遠鏡を用いた観測可能性を近赤外および中赤外波長域で評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Y型褐色矮星および冷却系外惑星において、水氷雲がどの有効温度で光学的厚さを示すか？
• RQ2 可視光および中赤外域において、難融性雲とは対照的に、水氷雲がスペクトルエネルギー分布にどのように影響を与えるか？
• RQ3 水雲が存在する中で、PH₃ やH₂S、アルカリ金属といった微量元素の検出可能なスペクトル的特徴は何か？
• RQ4 非平衡化学、特にPH₃ の増加が、Y型褐色矮星の大気における観測可能な特徴にどのように影響を与えるか？
• RQ5 JWST や GPI といった現在および将来の望遠鏡で観測可能な Y 型褐色矮星および冷却系外惑星はどれか？

主な発見

• 水氷雲は、有効温度が350–375 K未塔の環境で光学的厚さを示し、これは冷却されたY型褐色矮星でのみ顕著なスペクトル的影響を及ぼすことを意味する。
• 水氷粒子は顕著な非灰色特性を示す：可視光および J バンドで光を散乱するが、赤外域では強く吸収し、特に2.8 µmに顕著な吸収特徴を示す。
• Y型褐色矮星の大気では、H₂O、NH₃、CH₄、H₂ CIA が主な吸収源であり、T_eff ≒ 450 K の天体ではPH₃ が4.3 µm付近に検出可能な特徴を示す可能性がある。
• 非平衡化学によりPH₃ の濃度が増加すれば、平衡モデルが予測する範囲よりも広い温度範囲で検出可能になる可能性がある。
• JWST の MIRI および NIRSpec 機器は、T_eff = 400–500 K のY型褐色矮星および冷却系外惑星を近赤外および中赤外スペクトルで観測可能であり、3.8–5.0 µm および 8–17 µm の波長窓では T_eff = 200 K の天体に対しても観測可能である。
• 地上望遠鏡の GPI や SPHERE は、近くの G 型星回りの T_eff = 400–500 K の惑星を、特に近赤外域で直接撮像可能である。