Japanese Research Plan for Exploring New Worlds with TMT TMT HERE! Norio Narita (NAOJ) on behalf of Japanese Science Working Group

Star/Planet Formation Science Group Members Star/Planet Formation T. Fujiyoshi M. Fukagawa S. Hirahara M. Honda S. Inutsuka T. Muto H. Nomura Y. Oasa T. Pyo Y. Takagi M. Takami Exoplanets T. Matsuo N. Narita B. Sato T. Sumi T. Yamashita Solar System Y. Kasaba T. Sekiguchi T. Terai

Science Topics of Star Formation Search for new interstellar molecules by high-dispersion Mid-IR spectroscopic observation Initial Mass Function (IMF), Masses and Ages of Young Stars The Solution to The Angular Momentum Problem in Star Formation: Jets and Outflows from Young Stellar Objects High Mass Star Formation

Science Topics of Planet Formation Observation of the Detailed Morphology of Circumstellar Disks Observations of the Spatial Distributions of Dust and Ice Grains in the Protoplanetary Disk Mapping the magnetic field in the circumstellar disks by MIR polarimetry Observations of H2 Line Emission to Probe Gas Dispersal Mechanism of Protoplanetary Disks Spatial Distribution of Organic Molecules in Protoplanetary Disks

Science Topics of Exoplanets Exoplanet Searches with Precise RV Method High resolution spectroscopy of exoplanet biomarkers at transits Search for Biomarkers in Habitable Exoplanet Atmospheres by Multi-Object Spectroscopy High Dispersion Spectroscopy of Sodium Atmospheric Absorption in Exoplanet Atmospheres Uncovering Migration Mechanisms of Earth–like Planets by the Rossiter-McLaughlin Effect Direct Imaging Survey of Terrestrial Planets in Habitable Zone Study of Exoplanet Distribution by Identifying the Host Stars of Planetary Gravitational Microlensing Events Direct imaging and low resolution spectroscopy of exoplanets in the mid-infrared

Science Topics of Solar System High Spatial Resolution Imaging for Small Solar System Bodies and Dwarf Planets High Spatial Resolution Imaging for Planets and Satellites High Spectral Resolution Spectroscopy of Atmospheres of Planets and Satellites

Exploring Birthplace of Planets Star formation: Molecules in star-forming gas, IMF, High-mass star formation … サイエンス検討報告書で出てきた課題は下にリストしますが、それらを大きくまとめて 「星形成領域における分子種探査、IMF の確立、大質量星形成過程の解明から、近傍天体においては若い星のジェット、原始惑星系円盤やデブリ円盤の高解像度観測まで、様々な領域で新たな知見が得られるはず」　 という感じにしていただければ良いかなと思います。 （画像はすべて、すばるで取られたもの。S106, オリオンの他、右下は、原始惑星系円盤の近・中間赤外画像。） 話しずらければ、下のトピックをスライドに列挙していただいて、読みながら紹介するのでも良いとは思います。 Search for new interstellar molecules by high-dispersion Mid-IR spectroscopic observation Initial mass function, masses and ages of young stars The solution to the angular momentum problem in star formation: Jets and outflows from young stellar objects Massive star formation Observation of the detailed morphology of circumstellar disks Observations of the spatial distributions of dust and ice grains in the protoplanetary disk Mapping the magnetic field in the circumstellar disks by MIR polarimetry Observations of H2 Line emission to probe gas dispersal mechanism of protoplanetary disks Spatial distribution of organic molecules in protoplanetary disks Planet formation: Detailed observations for jets, protoplanetary disks, debris disks…

Jets from young stars Aims Make clear the origin of the launching mechanism of the young stellar outflows/jets. Understand the evolutional dependence of the characteristics of the outflows/jets from Class 0 to Class III (Time sequence). Probe the origin and difference of the outflows from massive stars to sub-stellar objects (Mass sequence) Method High-angular-resolution spectroscopy (R>10,000) using AO-fed NIR and MIR IFU 高分解能を生かしたジェットの「根元」の観測で、駆動機構を解明するというトピック。 図は、町田さん（つまり日本のグループ）による星形成シミュレーション。 若い天体から放出されるジェットやアウトフローは星形成過程の初期から存在し、星周円盤から中心星への 質量降着の過程で必要となる角運動量輸送を担っている。TMT が提供する高い空間分解能、高い集光力、高い 波長分解能を生かすと、若い星の進化段階(Class 0, I, II, III)、星の質量、多重ジェットの方向や物理環境の違い (単独星と連星系) とジェット・アウトフロー現象の差異についての詳細な観測的研究が可能になる。 若い星、褐色矮星、さらには、形成中の原始ガス惑星からのジェットの駆動メカニズムを詳細かつ系統的に理解 する事ができる。これらは星形成における角運動量問題を観測的に解明するために重要である。 Simulation of early phase of a protostar Machida et al. (2006 – 2009)

Detailed Structure of Protoplanetary Disks Aims Understand planet formation process Directly image forming planets in disks Example AO imaging for AB Aurigae with Subaru Spatial resolution of 0.”06 = 8 AU Resolve the inner region, R > 22 AU (0.”15) Non-axisymmetric, fine structure may be related to the presence of planets 前のスライドに出てきたトピックの中で、いくつかを紹介する、という形。 原始惑星系円盤の構造を詳細に分解し、惑星存在の証拠をつかんだり、できたての惑星そのものをとらえたり、あるいは惑星形成過程の理解に迫ろうというトピックの紹介 例として、最新のすばるの結果を紹介：分解能 0.06” で円盤内側の複雑な構造が明らかに。ただし、検出できたのは半径22 AU以遠。 右上の画像は惑星が円盤内に作るパターンのモデル計算の例。 Hashimoto et al. (2011)

Detailed Structure of Protoplanetary Disks Planet at R = 30 AU 　　　 　 Method High-angular-resolution imaging in NIR and MIR Predictions Hydro-dynamical simulations for scattered light imaging at 1.6 μm TMT can observe… Spiral wake by a Saturn mass planet Inner planet-forming regions temporal change (rotation) of the structures 8.2-m 前のスライドにひき続いて、同じトピック。 惑星が円盤に作る構造をシミュレーション。8-m での見え方と TMT での見え方を比較 星が作る円盤構造と言えば、木星型惑星が軌道上に作る「ギャップ」がすぐに浮かぶが、ここではさらに軽い惑星との相互作用を検討。 TMT であれば、惑星が土星程度に軽くても、円盤に作る微細構造（スパイラル構造）を直接観測できる。 高解像度の恩恵は、微細構造を分解できるだけではなく、より星近傍に迫れるということ。 上の図で真ん中をグレーの○で隠しているのは、すばるの最新結果でも半径およそ 0.2” 程度までしか観測できないため。TMT の場合にどこまで隠すかは、どのような装置機能や観測モードを考えるかでも異なってくるので、マスクはしていない。単純に回折限界比で考えても大きくは間違えないだろうけれど。 前のスライドの AB Aur は半径 22 AU 以遠なので、太陽系に比べればまだまだ外縁。分解能が上がるとコントラストも改善するので、TMTでより内側の惑星形成領域へ。 ケプラー時間は星に近いほど短いから、構造が時間とともに回転する様子も観測しやすくなる。ちなみに、惑星による構造は、構造のある場所のケプラー時間ではなく惑星がいる場所のケプラー時間で動く（パターン・スピード。これが惑星存在の証拠にもなり得る）。 モデル計算について 流体計算により、惑星が円盤に作るパターンを計算（武藤君） Hバンド（1.65μm）で観測した場合の見え方を予測 星：距離 140 pc、温度 10000 K、半径 2.3 R 惑星：中心星との質量比 2.5 10-4　（1Mo の主星に対して、ほぼ土星質量） TMT

Evolution of dust grains NASA APOD Evolution of dust grains Aims Understand grain evolution: when, where, how? Method Spatially resolved spectroscopy in MIR Example ← Subaru MIR spectroscopy for  Pictoris (Okamoto et al. 2004) Center SW NE ダストの進化について。TMT で円盤の場所ごとの進化（特に結晶化のプロセス）に迫ろうというトピック。 Beta Pictoris は、すばる/COMICS を使って、円盤の場所ごとに中間赤外分光を行い、ダスト種の分布の変化を捉えている。Beta Pic は非常に近傍の天体だが、類似の観測が TMT であれば多少距離の遠い円盤（デブリ円盤、原始惑星系円盤）に対しても可能になり、円盤内のダスト進化について、ある程度統計的な議論ができると期待。 Okamoto et al. (2004) の図： マゼンタ：全体 赤： 0.1mm非晶質シリケイト 緑： 2mm非晶質シリケイト 水色：連続成分 青：結晶質 珪酸塩

Evolution of gas in protoplanetary disks UV, X-ray photoevaporation accretion molecules Aims Understand how gas dissipates from a disk, by measuring gas amount and temperature at each location Obtain spatial distribution of organic molecules in disks Method High dispersion spectroscopy or IFU observations in NIR and MIR 原始惑星系円盤のガス観測について：ガス成分の散逸機構の解明と、有機分子の検出がテーマ。 図はいずれもサイエンス検討報告書から取っている。下は野村さんたちの化学反応計算の結果。 H2O 分子の円盤の半径―鉛直方向における分布を示している。 原始惑星系円盤の化学組成の解明は、惑星大気・コア組成や太陽系物質起源、ひいては我々の生命起源にも 関連し得る重要な課題である。一方で、円盤の化学組成は惑星コアや大気形成時の冷却率、すなわち固体・ガス 惑星形成にも影響を及ぼし得る。 TMT による高感度・高空間分解能観測は、既存の望遠鏡では検出が難しかった円盤からの有機分子遷移線を 数AU スケールの空間分解能で検出可能にし、惑星形成領域に存在する、特に塵表面反応起源の有機分子 などの空間分布を明らかにする。この観測により、ガス惑星形成可能領域や塵表面でのさらに複雑な分子種の 生成に関する議論が可能になると期待される。 Calculation of H2O distribution in disks (Heinzeller, Nomura et al. submitted)

Exploring (Earth-like) Exoplanets RV search for new low-mass planets Transit follow-up studies Gravitational microlensing follow-up studies Direct imaging studies

Exoplanet Searches with Precise RV Method Precise Radial Velocity Measurements High-dispersion spectrograph with very precise wavelength calibration is required Ultimate precision depends on S/N of stellar spectrum Huge aperture of TMT enables us to observe faint stars with high S/N Targets: low-mass stars, stars in clusters, microlense objects, etc. observe relatively bright stars with ultra high S/N (ultra high precision) Targets: solar-type stars, giants and subgiants, early-type stars etc.

Detecting Earth-mass Planets in HZ RV semi-amplitude of host stars by companions in HZ Infrared preferred Optical preferred blue dashed 10ME 5ME red solid 3ME 2ME 1ME M6 M5 M0 K0 G0 F0

Detecting Earths around Solar-type Stars by Optical-RV Method: Targets ESO 3.6m+HARPS-type 3800-6900Å, R=115,000, Simultaneous Th-Ar method Texp=900s, σ=1m/s  mv~10 Subaru 8.2m+HDS-type 5100-5700Å, R=100,000, Iodine Cell Texp=1800s, σ=0.1m/s ESO(3.6m)+HARPS-type  mv~5--6 VLT(8m)+HARPS-type  mv~7.5 E-ELT(42m)+HARPS-type  mv~11 Subaru(8.2m)+HDS-type  mv~5--6 TMT(30m)+HDS-type  mv~8.5 太陽型振動をキャンセルするには約1800秒の露出が必要 つまり、口径によらずこのくらいの露出時間が必要なので、口径によって適した明るさがあるというのがミソ At least ~1800 s exposure is required to average out stellar p-mode oscillation down to <0.2 m/s level (Mayor & Udry 2008)

Searching for Habitable Earths around M Stars by IR-RV Method: Targets Data from Lepine et al. (2005) Mv=130.3M  Subaru 2871 stars 1630 stars Mv=16 0.1M  TMT 1m/sの精度で1Mearthをみつけられるのは0.1Msun周り 8m クラスだと主なターゲットはJ<10で0.3Msun辺りになるが、TMTだとJ<13-14までとなり0.1Msunのターゲット数もそれなりの数になる すばるIRDのことは話してよいと思います 2534 stars 3039 stars TMT has many target stars for which we can search for habitable earths.

Planetary Transit Follow-up Transmission spectroscopy method to observe exoplanetary atmospheres high spectral resolution (HROS, NIRES, etc) MOS (WFOS/MOBIE, IRMOS etc) Rossiter effect method to observe exoplanetary orbital tilts precise RV measurements during transits

Transmission Spectroscopy star One can probe atmospheres of transiting exoplanets by comparing spectra between during and out of transits.

Targets and Methods Target Stars: Earth-like planets in HZ M stars: favorable Solar-type stars: difficult Target lines molecule lines in NIR oxygen A lines sodium D lines Methods High Dispersion Spectroscopy Multi-Object Spectroscopy

Rossiter effect of transiting planets the planet hides an approaching side → the star appears to be receding the planet hides a receding side → the star appears to be approaching planet star One can measure the obliquity of the planetary orbit relative to the stellar spin. The obliquity can tell us orbital evolution mechanisms of exoplanets.

What we learned from the Rossiter effect For Jovian planets, tilted or retrograde planets are not so rare (1/3 planets are tilted) How about low-mass planets?

Detectability of the Rossiter effect Current Opt. RV Subaru IR RV TMT IR (1m/s) TMT opt. (0.1m/s) F, G, K Jupiter ○ Neptune △ Earth × M ○：mostly possible, △：partially possible, ×：very difficult

Planetary Microlensing Follow-up 0.5 Ground-based surveys (e.g., OGLE, MOA) and future space-based survey (e.g. WFIRST) will find many planets via this method

Planet Distribution RV transit Direct image Microlensing： 　　Mass measurements 　　Mass by Bayesian Only half of planets have mass measurements. Need to resolve lens star to measure lens and planet’s mass! 1

TMT can resolve source and lens star Average relative proper motion of lens and source star: μ=6±4mas/yr Resolution: 1.2x2.2μm/8.2m= 66mas (~80mass in VLT/NACO and Keck AO) 1.2x2.2μm/30m=18mass Required time to separate by 2×psf: 8.2m: T8.2= 22+44-9 yr 30m: T30 = 6+12-2 yr

Direct Imaging TMT/PFI can resolve outer side of planetary systems Also, TMT may be able to detect a second Earth around late-type stars

Second-Earth Imager for TMT (SEIT) - the first instrument for direct detection of “1” Earth-mass planets. A novel concept for high contrast imaging with ground-based telescopes PFI has a general instrument for exoplanet and disk studies  SEIT is complement with PFI (*NOT* competitive) Subaru/HiCIAO TMT/PFI SEIT Condition for detection of Earth-like (solid) and Super-Earth planets (dotted) ● Matsuo’s Talk at 2:00 pm on 3rd day　 SEIT PFI Science Driver Imaging of Earth-like planets Imaging of reflected gas giants Imaging of fine structure of disks Contrast 10-8 at 0”.01 10-9 at 0”.1 Inner working Angle 0”.01 (1.5l/D at 1.0µm) 0”.03 (3l/D at1.6µm) フィルターファンクション E-ELT/EPICS Detection limits for future direct imaging projects

Exploring Our Solar System High spatial resolution imaging for comets, small solar system bodies, dwarf planets, planets and their satellites High spectral resolution spectroscopy of coma of comets, atmospheres of planets and satellites

Summary We have studied about 20 science cases and their feasibility for exploring new worlds, based on the current performance handbook One new instrument (SEIT) will be proposed from a Japanese team for exoplanet studies We hope to make wide collaborations with other TMT partners!!