Spectroscopic Studies of Transiting Planetary Systems

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1 Spectroscopic Studies of Transiting Planetary Systems
～分光観測に基づいたトランジット惑星系の研究～ 東京大学大学院　理学系研究科 成田憲保 1/31

2 目次 研究の背景 トランジット惑星の公転軌道傾斜角の測定 今後の展望 太陽系外惑星の多様性と惑星形成理論について
方法論：ロシター効果について すばる / MAGNUM望遠鏡での観測について 解析結果とまとめ 今後の展望 2/31

3 これらの方法で 250個 以上の太陽系外惑星が発見されている
太陽系外惑星の発見方法 視線速度法 トランジット法 Mayor & Queloz (1995) Marcy et al. (1997) Charbonneau et al. (2000) これらの方法で 250個 以上の太陽系外惑星が発見されている 3/31

4 Extrasolar Planets Catalog より作成
太陽系外惑星の多様性 惑星の有効質量 Jupiter 惑星の軌道長半径 Extrasolar Planets Catalog より作成 4/31

5 太陽系外惑星の多様性 惑星の有効質量 hot Jupiters 1 AU 惑星の軌道長半径 5/31

6 太陽系外惑星の多様性 惑星の軌道離心率 Eccentric Planets Jupiter 惑星の軌道長半径 6/31

7 惑星軌道分布の特徴 巨大惑星が内側の軌道にある 離心率を持った惑星が多く存在する これらの特徴を説明する理論モデルは？
もともとは遠くでできたはず 外側から内側への惑星の移動過程があったはず 離心率を持った惑星が多く存在する 離心率を増大させる何らかの機構があるはず これらの特徴を説明する理論モデルは？ 惑星の形成現場（＝原始惑星系円盤）にある他の天体（円盤、他の惑星、遠くの伴星など）との相互作用 7/31

8 理論的背景: hot Jupiter形成理論の例
diskの中で遠くでできた巨大惑星が移動してきた disk-planet interaction (Type II migration) 惑星同士の重力散乱で内側に放り込まれた planet-planet interaction (Jumping Jupiter model, slingshot model) (連星系の場合) 伴星からの摂動を受ける 遠くの伴星による古在効果と主星の潮汐力で惑星が移動 (Kozai migration) HD 80606の伴星は～1800AU、HD 80606bはe=0.927 8/31

9 円盤との相互作用モデル (Lin et sl. 1996など)
まずsnow lineの外側で惑星のコアができる 惑星のコアはまわりのガスを集積する 惑星はまわりの円盤とのトルクの交換で内側に移動する 軌道長半径の大まかな分布を説明できる (Ida & Lin 2004) 離心率と公転軌道傾斜角は大きくならない 離心率の分布を説明できない 9/31

10 惑星同士の散乱モデル 系に複数（特に3つ以上）の巨大惑星が生まれると、惑星の軌道が不安定になり惑星が散乱される
そのうちひとつの惑星が内側に放り投げられ、また主星のまわりに捕獲される 惑星は大きな離心率と公転軌道傾斜角を得る可能性がある （獲得しない可能性もある） 10/31

11 Marzari & Weidenschilling (2002) ： 3つの木星質量惑星で散乱した場合
シミュレーションの例 軌道傾斜角 離心率 近星点距離 軌道長半径 9割が10度以上 ずれている 集中しているのは ・初期の惑星配置 ・エネルギー保存 のため 軌道長半径が集中しているのは初期の惑星配置とエネルギー保存によるもの Marzari & Weidenschilling (2002) ： 3つの木星質量惑星で散乱した場合

12 この機構は公転軌道傾斜角が～40度以上の時に働く
伴星との相互作用モデル 遠くの伴星が惑星の軌道に摂動を加える 角運動量保存則のもとで “Kozai oscillation” が起こる 惑星の軌道は high or low の eccentricity & inclination の状態間で振動する 惑星の軌道は主星との潮汐相互作用で内側に移動する companion star orbit 1: high eccentricity and inclination orbit 2: low eccentricity and inclination binary orbital plane この機構は公転軌道傾斜角が～40度以上の時に働く 11/31

13 シミュレーションの例 eccentricity periastron inclination Wu & Murray (2003)

14 Note: Tidal evolution 典型的に τcopl は τcirc よりずっと長い
time scale for planetary orbit circularization time scale for stellar spin/planetary orbit coplanarization s: star, p: planet, adopting values for HD b as a typical case P: orbital/rotation period, k: tidal Love number, Q: tidal quality factor (cf. 6×104 < QJup < 2×106) 典型的に τcopl は τcirc よりずっと長い Mardling (2007), Winn et al. (2005)

15 できる惑星のまとめ disk-planet interaction planet-planet interaction
離心率と公転軌道傾斜角はほとんど 0 現在の惑星形成理論の主流 しかし、eccentric planetは説明できない planet-planet interaction 大きな離心率と公転軌道傾斜角を持つ可能性あり eccentric planetの分布を説明できるかも知れない planet-binary companion interaction この場合、必ず40度以上の公転軌道傾斜角を持つはず 主星の潮汐力で離心率は小さくなるかもしれない 12/31

16 目次 研究の背景 トランジット惑星の公転軌道傾斜角の測定 今後の展望 太陽系外惑星の多様性と惑星形成理論について
方法論：ロシター効果について すばる / MAGNUM望遠鏡での観測について 解析結果とまとめ 今後の展望 13/31

17 トランジット惑星系では、惑星の公転軌道傾斜角※を
惑星形成モデルを見分ける手がかり 惑星の公転軌道傾斜角 （惑星の公転軸と主星の自転軸のなす角） トランジット惑星系では、惑星の公転軌道傾斜角※を ロシター効果を使って測ることができる ※：厳密にはその天球面上への射影 14/31

18 トランジット惑星系 惑星の食が起こる太陽系外惑星系 Charbonneau et al. (2000) 恒星の明るさが少しだけ暗くなる
15/31

19 ロシター効果について Rossiter-McLaughlin効果 ＝ 惑星がトランジット中に主星の自転を隠すため
見かけ上視線速度がケプラー運動によるものからずれる効果 近づく側を隠す → 遠ざかって見える 遠ざかる側を隠す → 近づいて見える 惑星 恒星 16/31

20 ロシター効果の観測量 λ：主星の自転軸と惑星の公転軸のなす角 17/31

21 ロシター効果とλの関係 Gaudi & Winn (2007) 18/31

22 観測可能性の検討 すばる望遠鏡での観測可能性を検討
Subaru HDS Exposure Time Calculator Ohta, Taruya, & Suto (2005) 8m級望遠鏡でロシター効果の検出が可能なのはV ～ 12 等まで　(2005年度春季年会：成田他) 2005年春の時点でのターゲット HD (V～7.7) と TrES-1 (V～11.8) 19/31

23 主星の明るさが V < 8 : 2個、 V < 12 : 20個
TrES-1に挑戦する意義 （実質的に2つめのターゲット） 暗いターゲットではそれまで観測は試みられていなかった トランジットサーベイは V ～12等級の星を対象にしている TrES-1はトランジットサーベイで最初に見つかった惑星 今後同様の明るさのトランジット惑星系が増えると期待できる TrES-1で成功すればロシター効果のターゲットは格段に増加 2008年1月現在のトランジット惑星系 : 35個 主星の明るさが V < 8 : 2個、 V < 12 : 20個 20/31

24 過去の観測例 V < 8 のターゲット (HD209458, HD189733) KeckでRossiter効果の観測が行われた
HD ： λ= 4.4 ± 1.4 [deg] (Winn et al. 2005) HD ： λ= -1.4 ± 1.1 [deg] (Winn et al. 2006)

25 HDS with I2 cellを用いてモニター
観測について 暗いターゲットでは世界初の試み すばる望遠鏡での初めての試み+同時分光測光観測 Subaru HDS Transit前中後の視線速度を HDS with I2 cellを用いてモニター MUGNUM Transit前中後の光度を 参照星と共にモニター 2006年6月21日に観測を実施 21/31

26 マグナムでの測光観測 184 samples フィルター ： V 露光時間 ： 40 or 60 sec 2 mmag の測光精度
マグナムで得られたV band光度曲線 22/31

27 すばるでの視線速度観測 20 samples 波長分解能 ： 45000 露光時間 ： 15 min シーイング ： ～1.0 arcsec
S/N ： ～ 60 Sato et al. (2002)のアルゴリズムで視線速度を決定 10 ～ 15 m/s の決定精度 すばる/HDSで得られた視線速度 23/31

28 解析の方法 Ohta, Taruya, & Suto (2005) の公式でモデル化
Rossiter効果を含む視線速度・光度曲線を同時フィット なるべく強い制限をつけるためpublished dataを追加 Keck 12 ( ) RV samples FLWO 1149 (3 transits) photometric samples フリーパラメータ ： 15個 K, VsinIs, λ： 主に視線速度に関係 i, uV, uz, Rs, Rp/Rs ： 主に光度曲線に関係 v1, v2, v3 ： 視線速度のoffset Tc(234), Tc(235), Tc(236), Tc(238) ： トランジット中心時刻 24/31

29 解析の方法・続 TrES-1におけるVsinIsの制限 VsinIsの制限を考慮したχ2統計量
VsinIs = 1.08 ± 0.30 km/s (Laughlin et al. 2005) VsinIsの制限を考慮したχ2統計量 (a) AMOEBA（Numerical Recipes）アルゴリズムで最小化 eは0と仮定してフィット 25/31

30 結果: RV fitting TrES-1でロシター効果を検出 この系では惑星が順行して公転している
orbital phase transit phase -0.5 -0.05 0.05 (a) ： VsinIs = 1.3 ± 0.3 [km/s], λ= 30 ± 21 [deg] TrES-1でロシター効果を検出 この系では惑星が順行して公転している a : 恒星の自転速度に対して制限あり 26/31

31 本研究のまとめ トランジットサーベイで発見された暗い（V～12）トランジット惑星系で初めてRossiter効果を検出
暗い惑星系での世界初の検出例 （全体では3例目） 同様の研究が他のトランジット惑星系でも可能 TrES-1のλに初めて制限をつけた 不定性は大きいが、少なくとも惑星は順行している さらなる視線速度観測で制限を強められる 27/31

32 目次 研究の背景 トランジット惑星の公転軌道傾斜角の測定 今後の展望 太陽系外惑星の多様性と惑星形成理論について
方法論：ロシター効果について すばる / MAGNUM望遠鏡での観測について 解析結果とまとめ 今後の展望 28/31

33 今後は精度の向上と、サンプル数の増加が必要
今後の研究課題 ひとつだけでは理論へのフィードバックはできない 今後は精度の向上と、サンプル数の増加が必要 ロシター効果を使って観測と理論をつなぐ 29/31

34 トランジット惑星研究の今後 トランジット惑星系の発見は今後ますます増加していく 今後はより観測的・統計的な議論が可能となってくる
2006年に4つの地上トランジットサーベイチームが合計5つのトランジット惑星系の発見に成功 （XO, TrES, HAT, WASP） 全てV～12等より明るい惑星系をターゲットとしている ESAのCOROTの打ち上げが成功し、さらに発見数は増えていくと期待される 今後はより観測的・統計的な議論が可能となってくる 30/31

35 課題をこなすために 2つの観測戦略 無作為なターゲットによって惑星の公転軌道傾斜角の分布を提示する
2007年夏にすばる望遠鏡で5晩の観測を行い、現在解析中 離心率を持つ、伴星を持つなどの系で大きな公転軌道傾斜角がないか探索する 2007年11月に岡山観測所で大離心率トランジット惑星の観測を行い、現在投稿中(astro-ph/ ) TrES-1は今後のロシター効果の研究の第一歩となった 31/31

36 λ = 62 ± 25 [deg]

37 Transmission Spectroscopy
トランジット惑星の大気成分を検出する方法 star 原理的には惑星外層大気中の元素を検出できる

38 理論的な背景 トランジット中の大気吸収スペクトル予想 (R～3000) 雲がない、あるいは深いところにあるモデルでは
Seager & Sasselov (2000) Brown (2001) -1.71% (peak) -1.53% (base) -1.47% (base) -1.70% (peak) 雲がない、あるいは深いところにあるモデルでは 特にアルカリ金属（ナトリウム、カリウム etc）で大きな吸収

39 研究の目的 理論モデルでは惑星の温度や雲の存在などから吸収スペクトルを予言
観測によって得られた吸収量からモデルに制限をつけることで惑星環境の描像を得ることが可能 （何より大気吸収が見えれば面白い）

40 観測ターゲット：HD209458 最初に発見されたトランジット惑星系
Radial Velocityにより発見され、Transitが初めて確認された公転周期3.5日のホットジュピター(Charbonneau et al. 2000) 現在でも最も明るい系(V～7.7)として知られている

41 観測 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フレームのスペクトルを取得
内訳：in 12 out 12 half 6 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 露光時間　　　　～ 500 秒 SN / pix ～ 350

42 解析方法の概要 取得した全てのスペクトルを 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スペクトルに
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

43 ターゲットの選択 可視の全領域から主要な吸収線を選択 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,Liでは理論的に吸収量の増加が予想されている 　　（実際にNaで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） 特にNa D線における結果を示す

44 残差スペクトルの例 0.3Åと2Åの積分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（と星間物質）

45 例：Na D線（2Å）の積分結果 トランジット中心時刻からの時間 残差の積分値

46 2Åの領域に0.2%程度の追加吸収があれば検出できる
結果の妥当性の確認 系統誤差の評価 吸収線のない領域での積分値のバラつきは0.1%以下 地球大気吸収の影響は0.1%以下 スペクトルの補正が信号を消したり、おかしな振る舞いをしないかどうか？ 人工的に0.2%の吸収シグナルを入れて、それが解析過程で消されることなく実際に検出できることを確認した 2Åの領域に0.2%程度の追加吸収があれば検出できる

47 本研究のまとめ HD209458の可視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
解析方法の妥当性について定量的な確認を行った 雲がない（あるいは低層にある）モデルが予言する吸収量を検出できるだけの精度を達成した 本研究により、他の明るいトランジット惑星においても可視領域の大気吸収探査を行う土台ができた HD209458では検出できなかったが、他のターゲットでは実際に検出できる可能性がある