中心恒星、系外惑星と地球の位相角、大気中の雲の高さと雲を作っている液体の組成まで考慮して系外惑星からの反射光を考える。以下、機械翻訳。
系外地球から系外金星まで -- 反射光のフラックスと偏光シグネチャ
ハビタブル ゾーンにある地球型系外惑星はいたるところに存在します。しかし、どちらが地球に似た気候なのか金星に似た気候なのかは不明です。異なる惑星タイプを区別することは、惑星が居住可能かどうかを判断するために重要です。外地球と外金星を区別するための偏光測定の可能性を調査します。現在の地球から現在の金星までの進化的状態の大気を持つ太陽系外惑星によって反射される星の光の計算されたフラックスと偏光を提示し、雲の組成は純水から 0.75 硫酸溶液までの範囲で、波長は 0.3 ～ 2.5 ミクロンです。反射光の偏光は、全光束よりも遊星位相角により大きな変動を示します。可視域全体で、水の雲がある地球のような大気で最大の分極に達します。雲の上のレイリー散乱と 40 度の位相角付近の虹によるものです。近赤外線では、金星のような CO2 大気と薄い水雲を持つ惑星が、小さな雲滴による散乱による最も顕著な偏光特性を示します。アルファ ケンタウリ A の周りの惑星は、空間的に未解決の星惑星系の惑星の軌道に沿って、反射光束に 10^-13 W/m3 のオーダーの時間変動を残し、惑星の軌道に沿った偏光度に 10^-11 を残すだろう。星と惑星のコントラストは 10^-10 のオーダーです。現在の旋光計は、空間的に解像されていない地球型系外惑星の考えられる進化段階を区別できません。偏光していない星明かりの背景にある惑星信号を識別するには、10^-10 に近い感度が必要だからです。
キーワード太陽系外惑星 - 金星 - 輻射伝導 - ポラリメトリー
図1.モデル惑星の4つの進化段階 (Bullock & Grinspoon 2001).フェーズ 1 と 2
では雲は液体の水滴からなり、フェーズ 3 と 4では液体の硫酸溶液の液滴からなる。
雲の光学的厚さは b c で、雲粒子の有効半径は reff で示す。
サイズ分布の有効分散 veff は、フェーズ 1-3 では 0.1 を、フェーズ 4 では veff = 0.07 を使用した。
図2. 4種類の雲粒によって単一散乱された入射非偏光光の全光束と偏光度を、位相角αと波長λの関数と
して示したもの。左列：全光束または位相関数（単一散乱行列要素 P11 ）。右列: 偏光度 (-P21 /P11
)。最初の行。H2 O粒子、reff = 10 µm、veff = 0.1 (フェーズ1モデル惑星: '現在の地球'に属する);
2行目:H2 O粒子、reff = 0.5 µm, veff = 0.1 (フェーズ2:'薄雲の金星'に属する);
3段目：75% H2 SO4 パーティクル、reff = 2.0 μm, veff = 0.1 (Phase 3: 'Thick clouds Venus'); 4段目：75%
H2 SO4 パーティクル、reff = 1.05 μm, veff = 0.07 (Phase 4: 'Current Venus').
図3.左列。全フラックス（または位相関数）、および右列。4つの進化段階において、モデル惑星
が反射する非偏光星光の偏光度をαとλの関数として表したもの。1行目フェーズ 1 ('現在の地球'); 2行目:フェーズ2
(「薄い雲の金星」)、3行目。フェーズ3（「厚い雲の金星」）、4行目。フェーズ4(「現在の金星」)。位相関数は、α = 0◦ で、惑星の幾何学的アルベドAG と等しくなるように正規化されている。
図4. 4つの進化段階における惑星の幾何学的アルベドのAG を波長λの関数として示したもの。
系外地球から系外金星まで -- 反射光のフラックスと偏光シグネチャ
ハビタブル ゾーンにある地球型系外惑星はいたるところに存在します。しかし、どちらが地球に似た気候なのか金星に似た気候なのかは不明です。異なる惑星タイプを区別することは、惑星が居住可能かどうかを判断するために重要です。外地球と外金星を区別するための偏光測定の可能性を調査します。現在の地球から現在の金星までの進化的状態の大気を持つ太陽系外惑星によって反射される星の光の計算されたフラックスと偏光を提示し、雲の組成は純水から 0.75 硫酸溶液までの範囲で、波長は 0.3 ～ 2.5 ミクロンです。反射光の偏光は、全光束よりも遊星位相角により大きな変動を示します。可視域全体で、水の雲がある地球のような大気で最大の分極に達します。雲の上のレイリー散乱と 40 度の位相角付近の虹によるものです。近赤外線では、金星のような CO2 大気と薄い水雲を持つ惑星が、小さな雲滴による散乱による最も顕著な偏光特性を示します。アルファ ケンタウリ A の周りの惑星は、空間的に未解決の星惑星系の惑星の軌道に沿って、反射光束に 10^-13 W/m3 のオーダーの時間変動を残し、惑星の軌道に沿った偏光度に 10^-11 を残すだろう。星と惑星のコントラストは 10^-10 のオーダーです。現在の旋光計は、空間的に解像されていない地球型系外惑星の考えられる進化段階を区別できません。偏光していない星明かりの背景にある惑星信号を識別するには、10^-10 に近い感度が必要だからです。
キーワード太陽系外惑星 - 金星 - 輻射伝導 - ポラリメトリー
図1.モデル惑星の4つの進化段階 (Bullock & Grinspoon 2001).フェーズ 1 と 2
では雲は液体の水滴からなり、フェーズ 3 と 4では液体の硫酸溶液の液滴からなる。
雲の光学的厚さは b c で、雲粒子の有効半径は reff で示す。
サイズ分布の有効分散 veff は、フェーズ 1-3 では 0.1 を、フェーズ 4 では veff = 0.07 を使用した。
図2. 4種類の雲粒によって単一散乱された入射非偏光光の全光束と偏光度を、位相角αと波長λの関数と
して示したもの。左列：全光束または位相関数（単一散乱行列要素 P11 ）。右列: 偏光度 (-P21 /P11
)。最初の行。H2 O粒子、reff = 10 µm、veff = 0.1 (フェーズ1モデル惑星: '現在の地球'に属する);
2行目:H2 O粒子、reff = 0.5 µm, veff = 0.1 (フェーズ2:'薄雲の金星'に属する);
3段目：75% H2 SO4 パーティクル、reff = 2.0 μm, veff = 0.1 (Phase 3: 'Thick clouds Venus'); 4段目：75%
H2 SO4 パーティクル、reff = 1.05 μm, veff = 0.07 (Phase 4: 'Current Venus').
図3.左列。全フラックス（または位相関数）、および右列。4つの進化段階において、モデル惑星
が反射する非偏光星光の偏光度をαとλの関数として表したもの。1行目フェーズ 1 ('現在の地球'); 2行目:フェーズ2
(「薄い雲の金星」)、3行目。フェーズ3（「厚い雲の金星」）、4行目。フェーズ4(「現在の金星」)。位相関数は、α = 0◦ で、惑星の幾何学的アルベドAG と等しくなるように正規化されている。
図4. 4つの進化段階における惑星の幾何学的アルベドのAG を波長λの関数として示したもの。
4. まとめと結論
モデル惑星で反射される星の光の全フラックスと直線偏光を提示しました。
惑星の進化のさまざまな段階かどうかを調査するためのさまざまな大気の種類の
地球と金星を区別できるように。 4つの惑星モデルを使用しました
可能性のある進化段階を表します。 フェーズ1（「現在の地球」）には地球のような大気があります
そして液体の水の雲。 フェーズ 2 (「薄い雲の金星」) は、金星のような CO2 大気があり、薄い
水雲; フェーズ 3 (「厚い雲の金星」) には、金星のような CO2 大気と厚い硫黄があります。
酸性溶液雲; フェーズ 4 (「現在の金星」) には CO2 大気と薄い硫酸があります。
ソリューション クラウド。 予測された安定軌道を使用して、近隣の太陽型星アルファ ケンタウリ A を周回するモデル惑星専用の全フラックスと偏光信号を計算しました。
(Quarles & Lissauer 2016) ハビタブルゾーンにある。
波長 λ が 0.3 µm から 2.5 µm の範囲で反射された星の光を計算しました。
0°からの惑星位相角α～180°
. フラックスと分極を提示するだけではありません
空間的に解決されたモデル惑星（したがって、背景の星明かりなし）だけでなく、空間的に解決されていないモデルの惑星
惑星、したがって、惑星と星の結合信号。 後者の場合については、次の計算も行いました。
技術的に何が必要かを決定するための α と λ の関数としての惑星と星のコントラスト C
背景の星明かりで惑星の信号を検出します。
惑星を観測できる惑星の位相角 α の範囲 (空間分解または
未解決) 観測者に対する惑星軌道の傾きに依存します。 我々は持っています
特に、太陽型星アルファ ケンタウリ A を周回する惑星の反射光信号を研究しました。
この星は、太陽型星アルファ ケンタウリ B との二重星系の一部です。
2 つの星は、35.6 から 11.2 天文単位 (M 矮星アルファ ケンタウリ C またはプロキシマ ケンタウリ軌道) まで変化します。
約 13,000 AU の距離にあるペア)。 動的計算 (Quarles & Lissauer 2016)
アルファ ケンタウリ A の周りの安定した惑星軌道を相互傾斜角の狭い範囲で予測する
2 つの星の軌道面と惑星の軌道面の間の角度 im 。 特に、最も
安定軌道は im = 35◦、60°～120◦からのα範囲を提供します. この軌道で
惑星の偏光度は、「現在の地球」（フェーズ1）で最大になります
雲の上のガスによるレイリー散乱による可視光 (λ < 1.0 µm) を横切って。 近くで赤外線波長 (1.0 µm < λ < 2.5 µm)、「薄い雲の金星」の偏光 (フェーズ 2)
この惑星には、レイリー散乱体のように散らばる小さな雲のしぶきがあるため、最も高くなります。
より長い波長。
特性評価のために偏光度を測定することのよく知られた利点は、
(exo)planets は、惑星全体の信号の角度の特徴が、
ガス分子と雲の粒子によって単独で散乱された光の角度の特徴、
これは、散乱分子や雲粒子の微視的特性 (サイズ分布、組成、形状など) と大気の巨視的特性に非常に敏感です。
プロパティ (雲の高度や厚さなど)。 反射された全フラックスは、
分極の程度と方向よりも大気の特性 (Hansen & Travis などを参照)
1974年、いくつかの例について）。 実際、惑星の軌道に沿った惑星フラックス Fp の変動は、主に、照らされている惑星円盤の割合の変化によるものと思われます。
そして観察者に見える。 それらは、惑星の大気特性に関する限られた情報を提供します。特に、実際の観測で惑星の半径が
惑星がたまたまその星を通過しない限り、不明です。 での惑星フラックス Fp の変化
位相角 α と波長 λ は、惑星と星のコントラスト C、星に対する Fp の比率に似ています。
フラックス Fs
. アルファ ケンタウリ A を周回する金星のような惑星の場合、C は 10^-9 のオーダーです。
私たちの数値シミュレーションは、空間的な偏光度である Pp の変動を示しています。
解決された惑星 (したがって星明かりなし)、α を λ のバリエーションと組み合わせて使用できます
この論文で探求されている惑星の進化段階を区別するために：
– フェーズ 1 の惑星 (「現在の地球」) は強い正を示します (基準面に垂直)
星、惑星、観測者を通して) α = 40° 付近の偏光
水雲の小滴 (虹) と、λ < 0.5 µm および α ≈ 90° のより高い分極
雲の上のガスによるレイリー散乱によるものです。
– フェーズ 2 の惑星 (「薄い雲の金星」) は光を負に偏光します (基準面に平行)
ほとんどの位相角と可視波長で。 近赤外波長では、
小さな雲によるレイリー散乱による α = 90° 付近の強い正の分極
液滴、およびレイリー最大値から虹までのより高い偏光の「ブリッジ」
角度 (α ≈ 40°) λ が減少します。
– フェーズ 3 の惑星 (「厚い雲の金星」) は、可視から近赤外まで主に負の偏光を持ち、λ < 1.0 µm および
20°≦α≦30°
これは、reff = 2.0 µm の 75% H2SO4 雲粒子の特徴です。
– フェーズ 4 の惑星 (「現在の金星」) は、フェーズ 3 の惑星と同様の分極パターンを生成しますが、10° ≤ α ≤ 30° のより顕著な負の分極を除きます。
および 0.5 µm ≤ λ ≤ 2 µm の場合。
雲の小さな粒子によるレイリー散乱により、最大の正の分極が生成されます。
α=90°前後
および λ > 2 μm の場合。
惑星偏光 Pp のシミュレーションには、背景の星の光が含まれていません。
したがって、「現在の地球」（フェーズ 1）の惑星では、エッジ オンで数パーセントから 20 パーセントに達することさえあります
軌道（図8）。 そのような偏光変動を測定できるかどうかは、以下に強く依存します。
親星の光を抑える技術。 惑星信号の背景が
星の光束の一部 x を含みます。これは、星によって集められた光の偏光度です。
惑星を含む検出器ピクセルは (C/(C + x))Pp ≈ (C/x)Pp に等しく、C はコントラスト
惑星と星の総フラックスの間 (Eq. 9)。 アルファを周回する金星のような惑星の場合
ケンタウリ A、C は 10^-9 程度
、したがって x は 10^-4 程度に小さくする必要があります
偏光信号を取得する
10^-6 程度
、Pp が約 0.1 であると仮定します。 優れた直接星明かり抑制だけでなく
技術だけでなく、非常に高い空間解像度も x を減らすのに役立ちます。
私たちのシミュレーションはさらに、アルファケンタウリ A の全フラックス Fu の時間的変化を示しています。
ハビタブルゾーンを周回する空間的に未解決の地球型惑星の場合、
10～12W/m3
. 結合された星と惑星の信号の偏光度Puは、
0.05 ppb 未満の変動。 恒星フラックスの上にあるこの惑星フラックスを特定するには、非常に
高感度の機器が必要になり、さらに高い感度が必要になります。
その後、惑星の大気を特徴付けます。 そのような惑星の公転周期を思い出してください。
信号変動の周期と、おそらく安定性要件
約 0.76 年になります。 ベイリー等。 （2018）の偏光信号を計算しました
空間的に解像されていない、高温で曇った、木星のような惑星 HD 189733b は、約 20 ppm のオーダーです。
サイズが大きいため、木星のような惑星、特に近接軌道にある惑星は、
大きな恒星フラックスは、地球型の惑星よりもターゲットを観察するのが明らかに難しくありません.
ESOの3.6m望遠鏡のHARPS機器には、偏光観測が含まれています
10^-5 の偏光感度
(?)。 4.2 m ウィリアム ハーシェル望遠鏡 (WHT) の Planetpol
ラ・パルマ島では、10^-6 のフラクショナル直線偏光 (全光束に対する直線偏光光束の比率) に対する感度が達成されました。
. PlanetPol は太陽系外惑星の検出に成功しませんでしたが、
多くの太陽系外惑星のアルベドの上限を提供しました (Lucas et al. 2009)。 WHT にも搭載されたエクストリーム ポラリメーター (Expo) は、若い星をターゲットにするように設計されていました。
原始惑星系円盤と進化した星に埋め込まれており、ほこりの多いエンベロープに囲まれており、偏光感度は10^-4よりも優れています
(Rodenhuis et al. 2012)。 HIPPI-2 インストゥルメントは繰り返し使用します
で 3.5 ppm 以上の精度を達成するための SDSS g' バンドの明るい星の観測
3.9 m Anglo-Australian Telescope と、60 cm 西シドニー大学の望遠鏡で 11 ppm を超える (Bailey et al. 2020)。 LUVOIR 宇宙望遠鏡の POLLUX 装置
概念は、紫外領域にわたる高分解能 (R~120,000) 分光偏光観測を目指しています。
および可視波長 (100-400 nm) による地球型太陽系外惑星の大気の特徴付け
(Luvoir チーム 2019; Rossi et al. 2021)。
搭載予定のEPICS装置
ELT望遠鏡は、角度分離に応じて10^-10のコントラストを達成するように設計されています
オブジェクト (Kasper et al. 2010)。
私たちのシミュレーションでは、大気ガスによる吸収を無視しました。 このような吸収を含めると、種類と量に応じて、特定のスペクトル領域で総フラックスが低下します。
吸収ガス、その垂直分布、および高度と微視的特性に関する
雲と霞。 大気ガスによる吸収を含めると、程度が増減する可能性があります
吸収ガスの量と垂直分布、および
さまざまな高度での散乱粒子の微視的特性 (例: Trees & Stam 2022;
Stam 2008、地球に似た惑星の偏光スペクトルの例)。 合計を測定しながら
気体の吸収帯を横切る反射星明かりの偏光フラックスは、科学者にとって明らかに興味深いものです。
惑星とその大気の特徴付け、ガス内の少数の光子
吸収帯は、そのような観測を非常に困難なものにします。
また、アルファ ケンタウリ A の固有分極も無視しています。
FKG 星の直線偏光度は、アルファ ケンタウリ A のような活発な星があることを示しています。
典型的な平均分極は 28.5 ± 2.2 ppm (Cotton et al. 2017)。 これにより、課題が増える可能性があります
惑星が空間的に解像されていない場合、惑星の偏光度と星の偏光度を区別する際に、惑星信号の位相角の変化と方向
惑星信号の偏波 (つまり、通常、通過する平面に対して垂直または平行のいずれか)
星、惑星、および観測者) は、もちろん、
観測に使用される信号の非常に小さな変化を測定する機能を備えています
惑星がその星を周回するとき (10^-9 のオーダーで)
) 10^-6 までの偏光信号に対する感度を備えた最先端の機器(つまり、1000 ppb)
からの偏光信号の変化を検出するには、まだ数桁離れています。
アルファ ケンタウリ A などの近くの太陽型星の周りの空間的に未解決の太陽系外地球または太陽系外金星。
この論文、例えば 水雲または硫酸雲の間で、10^-9 のオーダーの変動
したがって、惑星が空間的に存在する場合、感度の大幅な改善が必要になります。
未解決。 空間的に分解された惑星の偏光度の変化
軌道相は、星と惑星のコントラストを達成できる機器によって検出可能でなければなりません
10^-9
これにより、水の雲と硫酸の雲を区別できるようになります。 現時点の
高コントラストイメージング機器は、若者などの自己発光オブジェクトを直接イメージングすることができます
10^-2 ～10^-6のコントラストでの NIR 全フラックスにおける太陽系外惑星と褐色矮星
(ボウラー 2016; ニールセンら。 2019; ラングロワ等。 2021; ヴァン・ホルスタイン 2021)。 さらに、EPICS on ELT などの機器
HabEx (Gaudi et al. 2020) およびLUVOIR (The Luvoir Team 2019) は、~10^-10 のコントラストを達成することを約束します。 到達
このような極端なコントラストにより、地球型惑星を直接検出し、
外地球と外金星を区別するための偏光測定。
モデル惑星で反射される星の光の全フラックスと直線偏光を提示しました。
惑星の進化のさまざまな段階かどうかを調査するためのさまざまな大気の種類の
地球と金星を区別できるように。 4つの惑星モデルを使用しました
可能性のある進化段階を表します。 フェーズ1（「現在の地球」）には地球のような大気があります
そして液体の水の雲。 フェーズ 2 (「薄い雲の金星」) は、金星のような CO2 大気があり、薄い
水雲; フェーズ 3 (「厚い雲の金星」) には、金星のような CO2 大気と厚い硫黄があります。
酸性溶液雲; フェーズ 4 (「現在の金星」) には CO2 大気と薄い硫酸があります。
ソリューション クラウド。 予測された安定軌道を使用して、近隣の太陽型星アルファ ケンタウリ A を周回するモデル惑星専用の全フラックスと偏光信号を計算しました。
(Quarles & Lissauer 2016) ハビタブルゾーンにある。
波長 λ が 0.3 µm から 2.5 µm の範囲で反射された星の光を計算しました。
0°からの惑星位相角α～180°
. フラックスと分極を提示するだけではありません
空間的に解決されたモデル惑星（したがって、背景の星明かりなし）だけでなく、空間的に解決されていないモデルの惑星
惑星、したがって、惑星と星の結合信号。 後者の場合については、次の計算も行いました。
技術的に何が必要かを決定するための α と λ の関数としての惑星と星のコントラスト C
背景の星明かりで惑星の信号を検出します。
惑星を観測できる惑星の位相角 α の範囲 (空間分解または
未解決) 観測者に対する惑星軌道の傾きに依存します。 我々は持っています
特に、太陽型星アルファ ケンタウリ A を周回する惑星の反射光信号を研究しました。
この星は、太陽型星アルファ ケンタウリ B との二重星系の一部です。
2 つの星は、35.6 から 11.2 天文単位 (M 矮星アルファ ケンタウリ C またはプロキシマ ケンタウリ軌道) まで変化します。
約 13,000 AU の距離にあるペア)。 動的計算 (Quarles & Lissauer 2016)
アルファ ケンタウリ A の周りの安定した惑星軌道を相互傾斜角の狭い範囲で予測する
2 つの星の軌道面と惑星の軌道面の間の角度 im 。 特に、最も
安定軌道は im = 35◦、60°～120◦からのα範囲を提供します. この軌道で
惑星の偏光度は、「現在の地球」（フェーズ1）で最大になります
雲の上のガスによるレイリー散乱による可視光 (λ < 1.0 µm) を横切って。 近くで赤外線波長 (1.0 µm < λ < 2.5 µm)、「薄い雲の金星」の偏光 (フェーズ 2)
この惑星には、レイリー散乱体のように散らばる小さな雲のしぶきがあるため、最も高くなります。
より長い波長。
特性評価のために偏光度を測定することのよく知られた利点は、
(exo)planets は、惑星全体の信号の角度の特徴が、
ガス分子と雲の粒子によって単独で散乱された光の角度の特徴、
これは、散乱分子や雲粒子の微視的特性 (サイズ分布、組成、形状など) と大気の巨視的特性に非常に敏感です。
プロパティ (雲の高度や厚さなど)。 反射された全フラックスは、
分極の程度と方向よりも大気の特性 (Hansen & Travis などを参照)
1974年、いくつかの例について）。 実際、惑星の軌道に沿った惑星フラックス Fp の変動は、主に、照らされている惑星円盤の割合の変化によるものと思われます。
そして観察者に見える。 それらは、惑星の大気特性に関する限られた情報を提供します。特に、実際の観測で惑星の半径が
惑星がたまたまその星を通過しない限り、不明です。 での惑星フラックス Fp の変化
位相角 α と波長 λ は、惑星と星のコントラスト C、星に対する Fp の比率に似ています。
フラックス Fs
. アルファ ケンタウリ A を周回する金星のような惑星の場合、C は 10^-9 のオーダーです。
私たちの数値シミュレーションは、空間的な偏光度である Pp の変動を示しています。
解決された惑星 (したがって星明かりなし)、α を λ のバリエーションと組み合わせて使用できます
この論文で探求されている惑星の進化段階を区別するために：
– フェーズ 1 の惑星 (「現在の地球」) は強い正を示します (基準面に垂直)
星、惑星、観測者を通して) α = 40° 付近の偏光
水雲の小滴 (虹) と、λ < 0.5 µm および α ≈ 90° のより高い分極
雲の上のガスによるレイリー散乱によるものです。
– フェーズ 2 の惑星 (「薄い雲の金星」) は光を負に偏光します (基準面に平行)
ほとんどの位相角と可視波長で。 近赤外波長では、
小さな雲によるレイリー散乱による α = 90° 付近の強い正の分極
液滴、およびレイリー最大値から虹までのより高い偏光の「ブリッジ」
角度 (α ≈ 40°) λ が減少します。
– フェーズ 3 の惑星 (「厚い雲の金星」) は、可視から近赤外まで主に負の偏光を持ち、λ < 1.0 µm および
20°≦α≦30°
これは、reff = 2.0 µm の 75% H2SO4 雲粒子の特徴です。
– フェーズ 4 の惑星 (「現在の金星」) は、フェーズ 3 の惑星と同様の分極パターンを生成しますが、10° ≤ α ≤ 30° のより顕著な負の分極を除きます。
および 0.5 µm ≤ λ ≤ 2 µm の場合。
雲の小さな粒子によるレイリー散乱により、最大の正の分極が生成されます。
α=90°前後
および λ > 2 μm の場合。
惑星偏光 Pp のシミュレーションには、背景の星の光が含まれていません。
したがって、「現在の地球」（フェーズ 1）の惑星では、エッジ オンで数パーセントから 20 パーセントに達することさえあります
軌道（図8）。 そのような偏光変動を測定できるかどうかは、以下に強く依存します。
親星の光を抑える技術。 惑星信号の背景が
星の光束の一部 x を含みます。これは、星によって集められた光の偏光度です。
惑星を含む検出器ピクセルは (C/(C + x))Pp ≈ (C/x)Pp に等しく、C はコントラスト
惑星と星の総フラックスの間 (Eq. 9)。 アルファを周回する金星のような惑星の場合
ケンタウリ A、C は 10^-9 程度
、したがって x は 10^-4 程度に小さくする必要があります
偏光信号を取得する
10^-6 程度
、Pp が約 0.1 であると仮定します。 優れた直接星明かり抑制だけでなく
技術だけでなく、非常に高い空間解像度も x を減らすのに役立ちます。
私たちのシミュレーションはさらに、アルファケンタウリ A の全フラックス Fu の時間的変化を示しています。
ハビタブルゾーンを周回する空間的に未解決の地球型惑星の場合、
10～12W/m3
. 結合された星と惑星の信号の偏光度Puは、
0.05 ppb 未満の変動。 恒星フラックスの上にあるこの惑星フラックスを特定するには、非常に
高感度の機器が必要になり、さらに高い感度が必要になります。
その後、惑星の大気を特徴付けます。 そのような惑星の公転周期を思い出してください。
信号変動の周期と、おそらく安定性要件
約 0.76 年になります。 ベイリー等。 （2018）の偏光信号を計算しました
空間的に解像されていない、高温で曇った、木星のような惑星 HD 189733b は、約 20 ppm のオーダーです。
サイズが大きいため、木星のような惑星、特に近接軌道にある惑星は、
大きな恒星フラックスは、地球型の惑星よりもターゲットを観察するのが明らかに難しくありません.
ESOの3.6m望遠鏡のHARPS機器には、偏光観測が含まれています
10^-5 の偏光感度
(?)。 4.2 m ウィリアム ハーシェル望遠鏡 (WHT) の Planetpol
ラ・パルマ島では、10^-6 のフラクショナル直線偏光 (全光束に対する直線偏光光束の比率) に対する感度が達成されました。
. PlanetPol は太陽系外惑星の検出に成功しませんでしたが、
多くの太陽系外惑星のアルベドの上限を提供しました (Lucas et al. 2009)。 WHT にも搭載されたエクストリーム ポラリメーター (Expo) は、若い星をターゲットにするように設計されていました。
原始惑星系円盤と進化した星に埋め込まれており、ほこりの多いエンベロープに囲まれており、偏光感度は10^-4よりも優れています
(Rodenhuis et al. 2012)。 HIPPI-2 インストゥルメントは繰り返し使用します
で 3.5 ppm 以上の精度を達成するための SDSS g' バンドの明るい星の観測
3.9 m Anglo-Australian Telescope と、60 cm 西シドニー大学の望遠鏡で 11 ppm を超える (Bailey et al. 2020)。 LUVOIR 宇宙望遠鏡の POLLUX 装置
概念は、紫外領域にわたる高分解能 (R~120,000) 分光偏光観測を目指しています。
および可視波長 (100-400 nm) による地球型太陽系外惑星の大気の特徴付け
(Luvoir チーム 2019; Rossi et al. 2021)。
搭載予定のEPICS装置
ELT望遠鏡は、角度分離に応じて10^-10のコントラストを達成するように設計されています
オブジェクト (Kasper et al. 2010)。
私たちのシミュレーションでは、大気ガスによる吸収を無視しました。 このような吸収を含めると、種類と量に応じて、特定のスペクトル領域で総フラックスが低下します。
吸収ガス、その垂直分布、および高度と微視的特性に関する
雲と霞。 大気ガスによる吸収を含めると、程度が増減する可能性があります
吸収ガスの量と垂直分布、および
さまざまな高度での散乱粒子の微視的特性 (例: Trees & Stam 2022;
Stam 2008、地球に似た惑星の偏光スペクトルの例)。 合計を測定しながら
気体の吸収帯を横切る反射星明かりの偏光フラックスは、科学者にとって明らかに興味深いものです。
惑星とその大気の特徴付け、ガス内の少数の光子
吸収帯は、そのような観測を非常に困難なものにします。
また、アルファ ケンタウリ A の固有分極も無視しています。
FKG 星の直線偏光度は、アルファ ケンタウリ A のような活発な星があることを示しています。
典型的な平均分極は 28.5 ± 2.2 ppm (Cotton et al. 2017)。 これにより、課題が増える可能性があります
惑星が空間的に解像されていない場合、惑星の偏光度と星の偏光度を区別する際に、惑星信号の位相角の変化と方向
惑星信号の偏波 (つまり、通常、通過する平面に対して垂直または平行のいずれか)
星、惑星、および観測者) は、もちろん、
観測に使用される信号の非常に小さな変化を測定する機能を備えています
惑星がその星を周回するとき (10^-9 のオーダーで)
) 10^-6 までの偏光信号に対する感度を備えた最先端の機器(つまり、1000 ppb)
からの偏光信号の変化を検出するには、まだ数桁離れています。
アルファ ケンタウリ A などの近くの太陽型星の周りの空間的に未解決の太陽系外地球または太陽系外金星。
この論文、例えば 水雲または硫酸雲の間で、10^-9 のオーダーの変動
したがって、惑星が空間的に存在する場合、感度の大幅な改善が必要になります。
未解決。 空間的に分解された惑星の偏光度の変化
軌道相は、星と惑星のコントラストを達成できる機器によって検出可能でなければなりません
10^-9
これにより、水の雲と硫酸の雲を区別できるようになります。 現時点の
高コントラストイメージング機器は、若者などの自己発光オブジェクトを直接イメージングすることができます
10^-2 ～10^-6のコントラストでの NIR 全フラックスにおける太陽系外惑星と褐色矮星
(ボウラー 2016; ニールセンら。 2019; ラングロワ等。 2021; ヴァン・ホルスタイン 2021)。 さらに、EPICS on ELT などの機器
HabEx (Gaudi et al. 2020) およびLUVOIR (The Luvoir Team 2019) は、~10^-10 のコントラストを達成することを約束します。 到達
このような極端なコントラストにより、地球型惑星を直接検出し、
外地球と外金星を区別するための偏光測定。
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