系外惑星探査の現在 ２００３年天文・天体若手夏の学校 成田 憲保 成田　憲保 http://www-utap.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~narita/SECOND/

発表内容 系外惑星探査の歴史的背景 系外惑星探査の方法と特徴 これからの観測の目標と戦略 新しい宇宙物理のテーマとして 系外惑星を全国の若手に伝える

その後、Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ法による系外惑星探査の発展 歴史の流れ ●～９０年代 惑星形成理論としては林モデルなど太陽系の形成を説明するシナリオが惑星形成の標準理論とされていた。 ●１９９５年 Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ法により５１ Ｐｅｇ．に系外惑星の発見。 公転周期 Ｐ = ４．２３日　軌道長半径 ａ = ０．０５１ＡＵ 質量 Ｍｐ ｓｉｎ ｉ = ０．４６ＭＪｕｐ　→　標準理論とかけ離れた姿！ その後、Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ法による系外惑星探査の発展 この方法で１００個以上の惑星系が発見された

Ｔｒａｎｓｉｔ法が新しい系外惑星探査法として確立 歴史の流れ ●２０００年 ＨＤ２０９４５８において、初めてＴｒａｎｓｉｔが確認された。 公転周期 Ｐ = ３，５２日　軌道長半径 ａ = ０．０４５ＡＵ 質量 Ｍｐ = ０．６９ＭＪｕｐ　半径 Ｒｐ = １．４３ＲＪｕｐ ●２００３年 Ｔｒａｎｓｉｔ法により候補にあげられたＯＧＬＥ－ＴＲ－５６が、　Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ法の追試により系外惑星と確認された。 Ｔｒａｎｓｉｔ法が新しい系外惑星探査法として確立

以上のように発見されてきた系外惑星 太陽系とは大きく異なる姿 主星近傍に木星型巨大惑星が発見され、従来の標準理論を修正する新しい惑星形成理論が必要になった。 Ｆｏｒｍａｔｉｏｎ Ｍｉｇｒａｔｉｏｎ Ｔｉｄａｌ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ 大気モデル（組成、ａｌｂｅｄｏ、ｐｈａｓｅ ｌａｗ）

そのためには数多くの系外惑星系の発見が不可欠 新しい惑星形成理論を作るには？ 太陽系以外の多くの惑星系の姿を知ることにより、ｕｎｉｖｅｒｓａｌな惑星形成モデルや、恒星が惑星を持つ割合など統計的な議論の展開が必要。 そのためには数多くの系外惑星系の発見が不可欠 では系外惑星系をどうやって探すか？

惑星からの光を直接観測すればいいのではないか？ 天体観測の方法 直接観測 間接観測 Spectroscopic Photometric 惑星からの光を直接観測すればいいのではないか？ 地上からの分解能では不可能 宇宙からでも困難 → 非常に近くに９桁明るい主星がある 現在の主流は地上からの間接的な観測法 ● Spectroscopic ● Photometric ● Spectrophotometric ● Radial velocity法 ● Transit法 　 Microlensing法 ● Scattered light法

Radial velocity法 （１１７個中 １１６個発見 １個確認） 主星のまわりを公転する惑星の存在により、主星はその共通重心のまわりを楕円運動する。それにより観測される主星のスペクトルには視線速度（Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ）の周期的なドップラーシフトが現れる。このドップラーシフトにより惑星の存在を検出する方法。 現在のシフトの観測限界　１σ= ３ ｍ/ｓ　→　I２ｃｅｌｌ　の限界 ４σ→１ＡＵにある０.５ＭＪｕｐの惑星くらい　までなら検出できる 鏡 I２ｃｅｌｌ ＣＣＤ 光 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

Radial velocity法 （１１７個中 １１６個発見 １個確認） 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 特徴 現在最も普及している、精度が高く検出可能領域が広い方法。 しかし、惑星からの光は全く見ていないなど物理的価値は低い。 惑星のｐｏｐｕｌａｔｉｏｎを調べるのに適している。

Transit法　（１１７個中　１個発見　１個確認） 惑星の公転面のｉｎｃｌｉｎａｔｉｏｎが９０度付近の場合、惑星が主星の前面を通過する際に「食」が起きる。これにより周期的に主星の光度が下がることから惑星の存在を検出する方法。 惑星の影を見る 地上からの減光の観測限界　１％程度 主な誤差はＭｓ、Ｒｓの仮定 → １０％程度 宇宙（ＨＳＴ）では約２０倍の精度 またＲｓの縮退が解けるため、誤差は数％

Transit法 （１１７個中 １個発見 １個確認） 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　 特徴 地上からの観測では一度に～１０５個程度の星の光度変化を見る。宇宙からの観測では高精度の物理量測定が可能。 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。 Ｔｒａｎｓｉｔ中と外でのスペクトルの比較から、惑星の大気の情報が得られる。

Microlensing法 （成功例なし） 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　 特徴 バルジ方向の遠方（～ｋｐｃ）にある惑星探し 再現性がなく追試はできない 主星から離れた惑星に感度があり、小さな質量比まで可 惑星の性質はわからないのでｐｏｐｕｌａｔｉｏｎを知ることが目的

ｐλ、Φ(α) は惑星の大気モデルを反映した量 Scattered light法　（成功例なし、競争中） 主星の光の中に埋もれた惑星の反射光を検出する方法。 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 Φ(α) 　と書ける。 pλ : geometric albedo Φ(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、Φ( 0 ) ≡ 1、Φ(π) ≡ 0 ｐλ、Φ(α) は惑星の大気モデルを反映した量

Scattered light法 （成功例なし、競争中） 観測される量 定常的な主星のスペクトル＋時間変化する惑星のスペクトル 解析する上で２つの困難 １．観測量が縮退している ２．最大でも ｆ ～ １０－４ という微小な信号 ただしＲａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙとＴｒａｎｓｉｔが成功している場合、縮退は解くことが可能 ∵ Ｒａｄｉａｌ ｖｅｌｏｃｉｔｙ → a がわかる Ｔｒａｎｓｉｔ → Ｒｐ 、 ｉ がわかる Scattered light → α～0 と近似できる位相での f では Φ( 0 ) ≡ 1 より、直接 ｐλ がわかる a 、 Rｐ 、 ｐλ から時間変化と共にΦ(α)がわかる

微小な信号を検出するためにはどうしたらいいか？ Scattered light法　（成功例なし、競争中） 微小な信号を検出するためにはどうしたらいいか？ 高い波長分解能でフォトン数を稼ぎ 長時間積分して SN ～ １０５ を目指す Scattered light法は困難な目標ではあるが、 惑星からの直接光を分離することにより、惑星の大気の性質を反映した物理量を求めることができ、より詳しい惑星の情報を得ることができる。それと同時に既に提唱されているさまざまな大気モデルの検証などもでき、新しい惑星形成理論に必要な物理的価値の高い手法であると言える。 修士論文の目標

これまで → Radial velocity法で近傍のG型星をしらみつぶし これからの系外惑星探査 これまで → Radial velocity法で近傍のG型星をしらみつぶし Radial velocity法の弱点 一度に一つの星しか見れない 公転周期以上のサンプリングが必要 ｐopulationは近傍のG型星で５％程度 非効率的 inclination ｉ がわからない 密度、半径、大気組成など惑星に関する情報がほとんど得られない 価値が低い

Transit + Radial velocity + Scattered light の組み合わせ これからの系外惑星探査 そこでＴｒａｎｓｉｔ法 ～ １０５個の星を同時観測 → Ｔｒａｎｓｉｔの候補を探す → Radial velocity法で追試 Transit + Radial velocity で Rｐ と ｉ がわかる → 惑星の質量と密度がわかる Transit中と外の比較で惑星の大気組成の情報が得られる Transitが見える星はScattered lightも見える可能性が高い → 惑星のより詳しい情報へつながる Transit + Radial velocity + Scattered light の組み合わせ これからの主流？

Radial velocity法は検出可能領域が広い これからの系外惑星探査 Radial velocity法の利点 Radial velocity法は検出可能領域が広い 非効率ではあるものの、公転周期が長い比較的小さな惑星も見つけることができる。 干渉型の電波望遠鏡などの完成でさらに広がる。地球型惑星の候補発見への期待。 Brown dwarf desertの検証 感度としては確実に見つかるはずの褐色矮星領域の星はなぜ極端に少ないのか？ 星の形成についての新しい知見が得られる。

Transit + Radial velocity + Scattered light これからの系外惑星探査 目標による住み分け Close-in planetsの性質をより詳しく調べていく Transit + Radial velocity + Scattered light 主星から離れた惑星のｐｏｐｕｌａｔｉｏｎを調べていく Radial velocity　(～１００ ｐｃ) Microlensing　(～ ｋｐｃ) 地球型惑星の探査（候補の発見） Radial velocity法による高精度長期観測 地球型惑星の探査（直接観測） コロナグラフなどによる宇宙からの観測

目標はScattered lightの確認。 解析はこれからの夏休みをかけて行います。 ２００３年７月観測報告 すばる望遠鏡で３日間の観測 Ｓｕｐｒｉｍｅ－Ｃａｍによる広域観測 Ｔｒａｎｓｉｔ法による候補探し ＨＤＳによるＯＧＬＥ－ＴＲ－１３５の観測 Radial velocity法による追試 ＨＤＳによるＨＤ２０９４５８の観測 Scattered light法への挑戦 目標はScattered lightの確認。 解析はこれからの夏休みをかけて行います。

reference さまざまな系外惑星のデータ http://www.obspm.fr/encycl/catalog.html 　　http://www.obspm.fr/encycl/catalog.html 宇宙理論研究室（ＵＴＡＰ）のゼミで用いた論文とレジュメ 　　http://www-utap.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~narita/seminar/narita_seminar.html ５１ Ｐｅｇ．の視線速度曲線 　　http://exoplanets.org/esp/51peg/51peg.shtml ＨＤ２０９４５８ｂのイメージ図 　　http://www2.iap.fr/exoplanetes/ ＨＤ２０９４５８の光度曲線 　　http://www.obspm.fr/encycl/papers/HST-HD209458.pdf　　 すばる望遠鏡の写真は自分で撮影したものです。 このポスター製作においては、ＵＴＡＰの稲田さん、大栗さん、太田さんに助言をいただきました。みなさんにこの場を借りてお礼を申し上げます。