すばる望遠鏡・高分散分光器を用いた系外惑星HD209458bの大気吸収探索

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1 すばる望遠鏡・高分散分光器を用いた系外惑星HD209458bの大気吸収探索
東京大学大学院　理学系研究科 成田憲保 2005年1月21日　修士論文審査会

2 目次 イントロダクション すばる望遠鏡での系外惑星系観測 大気吸収探索のための解析手法 結果、およびその考察 今後の研究計画

3 目次 イントロダクション すばる望遠鏡での系外惑星系観測 大気吸収探索のための解析手法 結果、およびその考察 今後の研究計画

4 系外惑星とは何か？ その名の通り太陽系外の「恒星」にある惑星 1995年 51Pegasi に初の系外惑星発見 51Ｐｅｇ．ｂ
公転周期 ４．２日 軌道長半径 ０．０５２ ＡＵ 最小質量　　　０．６９MJuｐ Mercury 公転周期 ８８日 軌道長半径 ０．３９ ＡＵ ホットジュピター（あるいはclose-in giant）と呼ばれる 主星に近接した巨大ガス惑星 全く未知の世界の発見：新しい研究対象

5 イントロダクション 系外惑星発見の歴史 １９９２年 パルサープラネットの発見 １９９５年 視線速度による５１Ｐｅｇ．ｂの発見
１９９２年　パルサープラネットの発見 １９９５年　視線速度による５１Ｐｅｇ．ｂの発見 １９９９年　ＨＤ２０９４５８ｂのトランジット発見 ２００４年　海王星質量の系外惑星発見 　　　　　　　　重力レンズによる系外惑星発見

6 California & Carnegie Planet Search Team
Radial Velocity 主星の周りを公転する惑星の存在により、主星はその共通重心の周りを楕円運動する。すると、主星の視線速度（Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ）に周期的なドップラーシフトが現れる。 California & Carnegie Planet Search Team 直接観測量は視線速度の時間変化 フィッティングによって求まる物理量 公転周期　Ｐ 質量の下限値　Ｍｐ ｓｉｎ ｉ 離心率　ｅ 軌道長半径　ａ どうやって視線速度を決定するのか？

7 Radial Velocity 現在の観測精度　１σ～ ３ ｍ/ｓ　→　ヨードセルによる決定精度 鏡 ＣＣＤ 光 ヨードセル

8 Radial Velocity 現在の観測精度 １σ～ ３ ｍ/ｓ → ヨードセルによる決定精度 青：ヨードセルなし 赤：ヨードセルあり
現在の観測精度　１σ～ ３ ｍ/ｓ　→　ヨードセルによる決定精度 ヨウ素気体の箱を通して スペクトルに波長のものさし となる吸収線を焼き付ける 青：ヨードセルなし 赤：ヨードセルあり 現在最も多くの系外惑星を発見している、精度が高い検出方法。 日本も含め多くのチームが近傍の恒星をモニターしている。

9 provided by Chris Leigh
Planetary Transit 惑星の軌道が主星の前面を通過する場合、「食」が起こる。その周期的な主星の減光から惑星の存在を検出する方法。 provided by Chris Leigh 直接観測量は光度の時間変化 フィッティングによって求まる物理量 見かけの大きさ　Ｒｐ/Ｒｓ ｉｎｃｌｉｎａｔｉｏｎ　ｉ　 Ｒａｄｉａｌ Velocity法と合わせると、惑星の質量、半径、密度などまで求めることができる。（我々のターゲットはこのようなTransit惑星） 地上からの観測では一度に～１０４個程度の星の光度変化を見る。宇宙からの観測（ＣＯＲＯＴ、Ｋｅｐｌｅｒ）が予定されている。

10 さまざまな理論モデルは与えられているが観測事実がまだ非常に少ない
系外惑星科学の現状 １１９個の惑星系に１３５個の惑星が確認されている 新たな発見から新たな謎が生まれた どうしてそんなに近くにあるのか？ 惑星を持つ星と持たない星の違いは？ なぜ褐色矮星が先に見つからなかったのか？ 主星に近接した巨大ガス惑星の大気構造は？ さまざまな理論モデルは与えられているが観測事実がまだ非常に少ない

11 観測的な情報をもとに一歩ずつ進むしかない
本研究の目的 より系外惑星の理解を深めていくためには 観測的な情報をもとに一歩ずつ進むしかない 主星の近傍に存在している巨大ガス惑星は どのような大気を持っているのか？ 惑星の大気吸収を探すことで ひとつの観測結果を与える

12 イントロダクション すばる望遠鏡での系外惑星系観測 大気吸収探索のための解析手法 結果、およびその考察 今後の研究計画

13 すばる望遠鏡での系外惑星系観測 観測ターゲット　ＨＤ２０９４５８ 観測機器　すばる望遠鏡・高分散分光器

14 観測ターゲット HD209458b Radial Velocityにより発見され、Transitが初めて確認されたホットジュピター(Charbonneau, Brown et al. 2000) Basic data HD G0V V = 7.64　→　太陽に似た明るい星 HD209458b Orbital Period ± days inclination ± 0.1 deg Mass ± 0.05 MJ Radius ± 0.04 RJ from Extra-solar Planet Catalog ｂｙ Jean Schneider

15 高分散分光器ＨＤＳ 二つの回折格子を用いた分光装置 二つの回折格子を用いる利点 エシェル（1mmあたり31.6本の格子）
限られたスペースの検出器上に二次元的に天体の光を分光することができる またその結果として、高い波長分解能と広い波長領域を観測することができる

16 観測設定 すばる /HDS による高分散分光観測 2002年10月の1晩でTransitを含む 30フレームのデータを取得
内訳：in 12 out 12 half 6 フレーム：各露光で得られたスペクトル 観測phase 公転周期3.5日 観測パラメータ 観測波長領域 ～6800Å 波長分解能 SN / pix ～ 350

17 トランジット惑星における Transmission Spectroscopy
大気吸収探索のための解析手法 トランジット惑星における Transmission Spectroscopy

18 Transmission Spectroscopy
Transitをそれぞれの吸収線で見る 原理的には惑星大気中の元素を検出できる

19 解析方法の概要 取得した全てのフレームを 足し合わせてテンプレートを作成 時系列ごとのそれぞれのフレームに
total fluxおよびline shiftが合うよう テンプレートを較正 引き算をした結果のresidualを積分し 較正したテンプレートに対する 変化の割合を求める

20 宇宙からの大気吸収探索 過去のHＳＴの観測結果 2002年 中性ＮａのＤ線で0.02%の吸収量の増加が報告された
2003年 中性水素のＬｙ α線で15%の大きな吸収量の増加 2004年 中性酸素と炭素イオンでも～7%の吸収量の増加 Charbonneau et al Vidal-Madjar et al Vidal-Madjar et al 　

21 地上からの系外惑星大気の検出はまだなされていない
地上からの大気吸収探索 過去の可視光領域の観測結果 0.3Åの吸収線中心部において Bundy & Marcy (2000) Keck I /HIRES < 3 % Moutou et al. (2001) VLT /UVES 地上からの系外惑星大気の検出はまだなされていない 地上観測の障害 観測機器の安定性（Instrumental profile） 大気分子による吸収（Telluric）

22 解析における課題 赤と青 ： ２．５時間離れた時刻のスペクトル 緑 ： 青÷赤の比率のスペクトル １０％

23 Instrumental Profileの補正方法
連続したオーダーの比率のスペクトルがほぼ同じことに着目 目的の吸収線の両隣の比率スペクトルを用いる それぞれのスペクトルをS1,S2、R = S1/S2として (フラックスの較正) (波長変動の較正)

24 補正によってほぼポアソンノイズに収まった
補正結果 補正によってほぼポアソンノイズに収まった １０％

25 ターゲットの選択 過去の結果から以下のようにターゲットを選んだ Hα, Hβ, Hγ, Na(D1, D2), Li, Fe, Ca
１．広がった水素外層大気の存在が報告されている ２．Naでは理論的に吸収量の増加が予想されている 　　（実際に0.02%の吸収量の増加が報告されている） ３．過去の地上観測との比較（Fe,Caなど） Hα, Na(D1, D2) および過去の結果との比較

26 残差の解析 ターゲット吸収線のまわりでfluxの残差を求める その量の平均と標準偏差をトランジットの内外で比較 有意な変化がない場合、
全体の標準偏差を上限値の目安とした

27 中性水素（Hα線） この２Åの範囲で残差の変化を調べた 時間 テンプレート 大気吸収線

28 中性水素（Hα線） トランジットに同期した吸収は見られない ３σ～０．４％程度の変動が残っている

29 左：トランジットのある日 右：トランジットのない日
ナトリウム　D線 上：D1（5896±１Å）　下：D2（ 5890±１Å ） 左：トランジットのある日　右：トランジットのない日 両日共に３σ～０．２％の変動

30 可視領域の吸収線に対して上限をつけているのはBundy & Marcy (2000)のみ
過去の結果との比較 可視領域の吸収線に対して上限をつけているのはBundy & Marcy (2000)のみ 彼らの解析に合わせ0.3Åの幅で積分した結果

31 残った変動の原因を探るため以下のことを確認した
結果の考察 残った変動の原因を探るため以下のことを確認した 大気吸収がなくフラックスの大きい領域で同様に積分を行い、どの程度変動があるか？ 2Åの積分で0.2%（3σ）程度の変動が残っていた 観測機器の補正手順であるべき信号を消したりおかしな振る舞いがないかどうか？ 人工的に0.03%, 0.2%の吸収を入れて、それが実際に検出できることを確認した 大気吸収が実際に検出できるか？ 0.4Åの積分で0.5%の大気吸収が実際に検出できた ターゲットの領域では大気吸収の影響は0.1%以下

32 本研究のまとめ すばる望遠鏡で初めて系外惑星大気の検出を試みた
可視光領域の吸収線について、トランジットに起因する吸収量の増加は見られなかった 残った変動は観測機器の安定性によるものと考えられる もともと１０％程度あった変動を小さく抑えることができた 同程度の性能を持つ望遠鏡に比べて高い精度だったのは、１晩でトランジットの前中後を観測した事が要因と考えられる 観測機器の時間変動を補正する一つの方法を確立し地上観測としてベストの結果を出す事ができた 補正方法の妥当性について定量的な確認を行った

33 今後の研究計画 Rossiter効果を用いたTransit惑星の観測 系外惑星からの反射光の観測
Transmission Spectroscopy 主星の自転と惑星の公転のalignmentを調べる 系外惑星からの反射光の観測 系外惑星の観測から理論への制限をつける 理論的な予想を観測で確かめる

34 今後の研究計画１ Ｒｏｓｓｉｔｅｒ ｅｆｆｅｃｔを用いた惑星大気吸収探索 Transit中にケプラー運動の理論曲線からずれている
惑星が主星の自転を隠してしまうことによる効果 「Ｒｏｓｓｉｔｅｒ ｅｆｆｅｃｔ」 各吸収線でこの効果を比較することで、 Ｔｒａｎｓｍｉｓｓｉｏｎ Ｓｐｅｃｔｒｏｓｃｏｐｙの代わりになる

35 今後の研究計画２ Ｒｏｓｓｉｔｅｒ ｅｆｆｅｃｔを用いた惑星形成理論の検証 新しく見つかった比較的明るいトランジット惑星TrES-1
すばる望遠鏡でRossiter効果の検出が可能

36 今後の研究計画３ 系外惑星からの反射光の探索
主星、惑星、観測者のなす角をαとすると、ある波長λにおける主星と惑星のｆｌｕｘ ratio f は、 f (λ) ～ (Rp / a) 2 pλ ｇλ(α) 　と書ける。 pλ : geometric albedo ｇλ(α) : phase law αは公転の位相と i によって決まる geometric albedoは大気や地表による反射率のようなもの。 phase lawはαによって惑星が観測者からどう見えるかを表す量で、ｇλ( 0 ) ≡ 1、ｇλ(π) ≡ 0 geometric albedoの波長依存性が大気モデルから予言されている

37 謝辞 共同研究者 須藤靖（東京大学） Joshua N. Winn （Harvard-Smithsonian Center）
Brenda L. Frye, Edwin L. Turner (Princeton Univ.) 山田亨、青木和光（国立天文台） 佐藤文衛（神戸大学） Christopher Leigh (Liverpool)

38 しかし「恒星」ではないため歴史的には系外惑星とは見なされていない。
Pulsar Timing パルサーは宇宙で最も正確な時計。そのパルス周期のうなりからそのまわりを公転している惑星の存在を発見できる。 ミリパルサー　ＰＳＲ １２５７＋１２ Wolszczan & Frail (1992) 　　　質量　　　　　距離　　　　周期 Ａ　０．０２ＭＥ　　０．１９ＡＵ　　２５日 Ｂ　 ４．３ＭＥ ０．３６ＡＵ　　６７日 Ｃ 　３．９ＭＥ ０．４６ＡＵ　　９８日 しかし「恒星」ではないため歴史的には系外惑星とは見なされていない。

39 Microlensing Ｍｉｃｒｏｌｅｎｓｉｎｇのイベントにおいて、惑星を持つ主星がｌｅｎｓ天体となってｓｏｕｒｃｅ天体の光度を増光し、かつ惑星の摂動により光度曲線に新たなピークができることで惑星の存在を検出する方法。 ｄ source lens planet Earth 直接観測量は光度の時間変化 フィッティングによって求まる物理量 公転距離の射影成分　ｄ 質量比　ｑ ≡ Ｍｐ / Ｍｓ　 Bond et al. (2004) ３ＡＵ ２ＭＪｕｐ OGLE alert バルジ方向の遠方（～ｋｐｃ）にある惑星探し 主星から離れた惑星に感度があり、小さな質量比まで可 だが惑星の性質はわからない 再現性がなく追試もできない

40 本研究の概要 系外惑星HD209458ｂの大気吸収探索 大気吸収（微小なflux変動）を見るための解析
すばる望遠鏡では初めての試み 大気吸収（微小なflux変動）を見るための解析 観測機器の安定性が最大の困難 その時間変動を補正する解析方法を開発した 各吸収線での追加吸収量に上限値を与えた 観測機器の時間変動を0.2%（3σ）レベルに抑えた 可視光領域の地上観測としては最も強い制限

41 星・惑星形成理論 Hayashi Model 分子雲が重力収縮を始める 角運動量の保存から平らな原始惑星系円盤ができる
Fukagawa et al. 2004 分子雲が重力収縮を始める 角運動量の保存から平らな原始惑星系円盤ができる 円盤の中のダストが互いに衝突し成長を始める ダストの中に微惑星ができ始めて、次第に共鳴軌道が形成される 微惑星の衝突が繰り返され惑星が形成される Hayashi et al. (1976)

42 Migration理論 巨大ガス惑星が主星の近傍に存在している しかし惑星の核となる氷は遠いところでしかできない
遠くでできた後、形成過程で内側へ移動してきた 微惑星と原始惑星系円盤の相互作用から説明できる Neslon et al. (2000) 惑星の成長段階からMigrationを二つの過程に分けて説明 しかしdiskがある限りMigrationが止まらないことがわかった

43 二段階の成長過程 Type I Type II 小さな原始惑星はダストとの摩擦により角運動量を失い内側へと移動していく
十分大きくなった原始惑星は周囲のダストをかき集めて、巨大惑星へと成長していく Neslon & Papaloizou (2003)

44 惑星形成と主星の金属量の関係

45 Brown Dwarf Desert

46 解析の妥当性を検証するため以下のことを確認した
Discussion 解析の妥当性を検証するため以下のことを確認した 0.02%の吸収が実際にあったとして本当に検出できるか？ →　人工的にいれた吸収を0.020±0.001%で検出することができた 積分領域を広げた時に吸収量が減衰していくか？ 吸収線の全くない場所で吸収は見えないかどうか？ →　どちらも確認することができた 5896Åのノイズは本当にInstrumental profileの影響か？ →　観測開始直後（１時間程度）はCCD感度の波長依存性が安定した後と異なることを確認した →　ただし定量的なノイズの大きさの見積もりはできていない

47 高分散分光器ＨＤＳ エシェル分光器のオーダー