太陽系外地球型惑星の 発見に向けたロードマップ 成田 憲保. 目次： 地球型惑星の発見に向けて 1. これまでに何がわかったか？ 2. 今何をやろうとしているのか？ 3. 将来何がどこまでわかるのか？

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1 太陽系外地球型惑星の 発見に向けたロードマップ 成田 憲保

2 目次： 地球型惑星の発見に向けて 1. これまでに何がわかったか？ 2. 今何をやろうとしているのか？ 3. 将来何がどこまでわかるのか？

3 １．これまでに何がわかったか？  ～１９９５年 惑星探索の暗黒時代  ～２００２年 惑星発見ラッシュの時代  ～２００６年 ホットジュピター高精度観測 の時代

4 ～１９９５年： 暗黒時代 「太陽系以外に惑星はあるのだろうか？」 ＜主な探索例＞ バーナード星 (van de Kamp 1969) カナダ 視線速度観測チーム (Campbell et al. 1988, Walker et al. 1992) どれも後に他の観測によって否定された

5 コラム： バーナード星 バーナード星 ２番目に太陽に近い恒星 天球上の固有運動が最も大きい 固有運動の摂動から惑星発見？（６０年代） 測定機器の誤差であると判明し否定（７０年 代） 現在の精度でも惑星は発見されず それでも SF では一番人気の「惑星系」

6 コラム： 最初の惑星報告裏話 カナダ HF セルによる視線速度観測 １２年間の視線速度観測 １３ m/s の精度 Walker et al. (1992) では Gamma Cephei の RV の変化が受かったが、光度変化と同期してい て否定された 2003 年に Gamma Cephei に惑星が確認された

7 ～２００２年： 開拓時代 系外惑星の発見年 （系外惑星カタログより） （１９８９年の１個は brown dwarf ）

8 Breakthrough ： 51 Peg. b の発見 (1995) Queloz ( 左 ) Mayor ( 右 )51 Peg. の視線速度変化

9 コラム： 視線速度の決定法 Absorption Cell 法 恒星の光を気体の箱に通す方法 装置簡単・安価、解析複雑 吸収線の多い星（ FGK 型星）に適している Simultaneous Reference 法 同時にファイバーで参照光を撮る方法 装置大規模・高価、解析簡単 吸収線があれば OK （ M 型星でも測定可能）

10 視線速度法の成功： ホットジュピターの 発見 スイス・フランス SR 法による視線速度観 測 (Mayor & Queloz 1995, Nature, 378, 355) アメリカ I 2 Cell 法による視線速度観測 (Marcy et al. 1997, AJ, 481, 926) 公転周期 4.2 日、 最小質量 0.47 M J 最初のホットジュピターの発見

11 ホットジュピター： 太陽系にはない惑星 太陽系 51 Peg. 地球軌道 Marcy et al.

12 次々と新しい惑星が発見された 系外惑星の発見年 （系外惑星カタログより） （１９８９年の１個は brown dwarf ）

13 観測のバイアスと限界 系外惑星の 軌道長半径 － 最小質量 分布 （系外惑星カタログより） 重くて近くにある 惑星が見つかりやすい

14 Eccentric planets 系外惑星の 軌道長半径 － 離心率 分布 （系外惑星カタログより）

15 開拓時代の成果 およそ１００個の系外惑星の発見 太陽系とは全く違う世界がある しかし個々の惑星の性質はまだよくわからな い

16 ～２００６年： 量から質の時代へ Hubble Space Telescope （口径２．４ｍ、紫外・可視・近赤 外） Spitzer Space Telescope （口径 85cm 、近赤外～遠赤 外）

17 Breakthrough （ 1 ）： トランジット惑星の 発見 2006 年 11 月 9 日 「ひので」撮 影 水星のトランジット 恒星の明るさが ちょっとだけ暗くな る Charbonneau et al. (2000)

18 Breakthrough （ 2 ）： 宇宙望遠鏡の活躍 Brown et al. (2001) Hubble による可視光観測 0.1% 以下の精度達成 Richardson et al. (2006) Spitzer による中間赤外線観測 惑星の熱放射の検出

19 Breakthrough （ 3 ）： RV 測定の高精度化 RV 決定精度 ~1m/s 以下の時代へ Keck 10m telescope/ HIRES La Silla 3.6m telescope/ HARPS Lovis et al (2006) ３つの海王星型惑星の視線速度曲線 →

20 高精度観測の成果 ホットジュピターの諸性質を明らかにした ただし、トランジット惑星のみ 大きさ、質量、密度（視線速度、測光） 大気成分、雲の存在 （宇宙望遠鏡による Transmission Spectroscopy ） 昼と夜の温度差 ( 宇宙望遠鏡による熱放射の観測 )

21 これまでにわかったこと 太陽系以外にも惑星はある 多様な惑星系がある トランジット惑星は貴重 現状の機器でホットジュピターには手が届く まだ地球型には足りないが、方法論はわかった

22 ２． 今何をやろうとしているのか？ 何を目指すか 明らかにしたいサイエンスは何か 観測時間や効率との相談 どういう戦略が一番の近道か 足りないものは何か 今後作るべき（作られる予定の）観測機器は何か

23 明らかにしたいサイエンス ハビタブルゾーンにある地球型惑星はあるのか？ ＜答えに必要な情報＞ ハビタブルゾーンの位置（液体の水はあるのか） 惑星の軌道長半径、質量（、大きさ、密度） → トランジット + 視線速度が必ず必要 → この２つを高精度で観測できることが鍵とな る

24 コラム： ハビタブルゾーン 恒星のまわりで液体の水が存在する位置 恒星の質量と年齢によって変わる

25 トランジット vs 視線速度 どちらで探してどちらで確認するか？  トランジットで探して視線速度で確認するのが合 理的 必要なトランジット観測計画  十分な測光精度 （ ~0.05%→ 宇宙空間なら可 能）  十分な観測期間 （数年以上 → 専用望遠鏡）  適切な観測領域、広い視野 （なるべく多くの地上で追観測しやすいターゲッ ト）

26 ３つのトランジット観測計画とその戦略 COROTKeplerTESS 打ち上げ ( 予定 )2006 年 12 月 2009 年 観測視野 ターゲット 2.8 2 deg 2 （銀河中 心） 7 < m V < 15 ~1.2 * 10 5 個 10 2 deg 2 （オリオン 腕） 9 < m V < 15 ~1.3 * 10 5 個 3 * 10 4 deg 2 （全天） 7 < m V < 12 ~ 10 6 個 検出目標 近傍の明るい星 super-Earth 数個 m V ~ 12 の G 型星 Earth-like planet ~50 個 m V ~10 の M 型星 Earth-like planet － 観測期間 2.5 年 4 年－ コスト ~260 億円 ~600 億円－

27 COROT フランスが中心となって打 ち上げたヨーロッパの衛星 30cm の鏡 極周回軌道で 150 日間ずつ 同じ領域を観測し続ける 夏冬 地球の数倍の大きさの惑星まで 検出可能

28 Kepler NASA が計画している衛 星 1.4m の鏡 太陽中心軌道で 4 年間同じ 領域を観測し続ける 水星の大きさの惑星まで検出可能 50 個程度の地球サイズの惑星発見を期待

29 トランジット観測からわかること トランジットを検出することで 公転周期 P 見かけの大きさ R p /R s さらに主星のスペクトル型から 主星の質量 M s 主星の半径 R s が決まる → 軌道長半径 a （と大きさ R s ）がわか る

30 トランジット観測の困難： False Positive False Positive の例 恒星活動 食連星系（一方が暗い M 型星など） 観測機器のノイズ これまでのトランジットサーベイの経験から、検出されたト ランジット的現象の 80~90% は False Positive であることがわ かっている → 観測すればすぐ地球型惑星が見つかるわけではない

31 惑星検出を確認する： ２ つの方法 地球による太陽の視線速度変化を検出する  これを 1 年間モニターする  長期間にわたって安定した観測機器が必要 トランジット中の Rossiter 効果を検出する  トランジットの継続時間は１２時間程度  30m クラスの大型望遠鏡が必要  G 型より軽い恒星では難しい （どちらも 10cm/s レベルの決定精度が必要）

32 フォローアップの実現可能性 緑： Kepler で 12 等の恒星 のまわりで検出できる惑 星の領域 赤丸：ハビタブルな地球 型惑星のある領域 実線：現在の観測機器で フォローアップできる下 限 点線： 30m 級の望遠鏡で フォローアップできる下 限 Gaudi & Winn (2007) 測光精度による限界 観測期間による限界

33 フォローアップ計画： 今後の課題 現段階でできるのは質量の上限をつけること HARPS-North が Kepler のフォローアップ観測 機器として検討中 30m クラス望遠鏡に SR 法の観測機器を取り付 けるというアイデアがある 惑星質量を決定できるのはこれらの望遠鏡が稼動した後

34 地球型惑星発見までの必要事項 1. トランジット観測宇宙望遠鏡の打ち上げ トランジット現象候補の検出 False Positive を取り除く 候補天体の決定 2. フォローアップできる視線速度観測装置の 開発 現状では質量の上限値（地球型である証拠）ま で 30m クラス望遠鏡 + SR 法の観測機器の開発 視線速度測定（長期モニター or Rossiter 効果）

35 JWST の与える影響 NASA が計画しているハッ ブル望遠鏡の後継機 赤外線望遠鏡 6.5m の鏡 2013 年 6 月打ち上げ予定 L2 点で 5 年～の観測

36 JWST で予想される成果 Tinetti et al. (2007) 赤外で予想される CO と H 2 O による追加吸収 Richardson et al. (2007) ホットジュピターでシリケイトの雲を検出 H 2 O 、 CO 、 SiO などが検出可能

37 地球型惑星探査研究の近未来 1. トランジット観測宇宙望遠鏡の打ち上げ（ 2009 年 ～） Kepler など 2. 惑星質量の上限の設定（ 2011 年～） Keck など 3. 候補天体の大気組成探査（ 2013 年～） JWST など 4. 惑星質量の決定（ 2015 年～） HARPS-North 、 TMT など

38 これらの研究でわかること 惑星の存在確率  恒星のスペクトル型との相関があるのかどうか 惑星の軌道と質量の分布  ハビタブルゾーンに地球型惑星はあるのかどうか 惑星の赤外領域の（差分）スペクトル  H 2 O 、 CO などの分子があるのかどうか

39 ３． 将来何がどこまでわかるのか？ 何を目指すか  生命の痕跡は見つかるかどうか どうやって見つけるか 必要な観測機器は何か

40 情報を持つ光 生命由来の物質の吸収線 水だけでは証拠としては弱い オゾン、酸素、クロロフィルがよく挙げられる （恒星を除いた）反射光 ＞ 透過光 ＞ 熱輻射

41 惑星からの反射光 Kiang et al. (2007) 恒星のスペクトル型ごとのハビタブルゾーンの惑星が受ける光（反射光の形 状） （ M 型星まわりの地球型惑星ではクロロフィルの差分吸収が見えやすい）

42 反射光は直接見れない 可視・近赤外では恒星の光の方が 10 6 倍以上強 い 恒星の光を取り除く技術が必要  ナリング干渉計（国立天文台などで研究開発中）

43 地球型惑星探査研究の将来 何を目指すか  生命の痕跡を見つける  可能性の高いのは光合成生物 どうやって見つけるか  反射光 必要な観測機器は何か  恒星の光を消す干渉型の可視・赤外分光器

44 地球型惑星探査研究の将来 1. ハビタブルな地球型惑星候補の決定（ ~2020 年） 2. 干渉型分光器の開発 3. バイオマーカー探し