系外惑星の大気透過スペクトル 観測による大気成分の分析 ( Swain et al レビュー)

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1 系外惑星の大気透過スペクトル 観測による大気成分の分析 ( Swain et al. 2008 レビュー)
北海道大学 理学部 地球科学科 惑星物理学研究室 学士4年 　　　　　　　　　　　　　　 高橋康人

2 研究目的 将来的な目標： 講読論文の内容： この論文を読む目的：
　　系外惑星の大気放射スペクトルの数値モデルを構築し、系外惑星大気の成分分析という観点から系外惑星の　実像に迫る。 講読論文の内容： 　　ホットジュピター型系外惑星 HD189733b の大気透過　　スペクトルから、メタンの吸収を表す特徴を検出。 この論文を読む目的： 　　今後モデルを構築する上で、実際にどのようなスペクトルが、どのような手法で、どのようなモデルと比較検証 されているかを学んでおくべきである。

3 系外惑星 系外惑星とは？ ・太陽系外で、恒星の周りを公転する天体。 発見された系外惑星の特徴 ・主星に近く大型のものが多い。
　 ・太陽系外で、恒星の周りを公転する天体。 発見された系外惑星の特徴 　 ・主星に近く大型のものが多い。 (ホットジュピター) 発見手法 　 ・トランジット法 　 ・ドップラー法 　 ・その他 発見個数 　 ・374 個( 2009/09/23 時点) 縦軸：発見個数 横軸：木星質量比 IAUの定義は太陽系のみ 褐色矮星(臨界質量以上)　ローグプラネット(主星なし)は惑星に含めない １恒星の周りを回る太陽系の惑星程度～核反応一歩手前の質量を持つ天体 他には直接撮像、公転面のダストなど 　 ・公式な定義はない。 (The Extrasolar Planets Encyclopaedia より) (発見された系外惑星の質量と個数)

4 惑星大気透過スペクトル 1. 食の間は主星の一部が隠されるため減光する。(トランジット)
2. 惑星大気を通る光は、大気中の分子によって吸収される特定の波長を除き、大気を透過する。 3. 結果として、惑星大気における吸収が起きている波長帯において減光が大きくなる。 注：実際の星像はほぼ点となるため、 食の起きている期間と起きていない期間を比較することで、透過スペクトルの特徴を検出する。 惑星 惑星の公転方向 橙色：主星の光 青色：惑星大気を透過した光 (主星の光のスペクトル 　　　 - 惑星大気中の分子による 　　　　　　　　　　　　吸収スペクトル) 黒色：完全遮蔽 (透過スペクトル図解：観測者からの視点)

5 Swain et al 概略 Swain, M. R., Vasisht, G. & Tinetti, G. The presence of methane in the atmosphere of an extrasolar planet. Nature 452, doi: /nature06823 (2008) 論文要旨 ･課題の提起 　 系外惑星大気に含まれる分子の種類を知ることは、惑星形成の過程や大気構造を知る上で最優先の課題である。 ・観測成果の報告 HD のスペクトルからメタンの特徴を検出。 すでに報告があった水蒸気の存在を追確認。 期待されていた一酸化炭素は今回は検出できず。

6 対象系外惑星 HD189733b 基本データ 2005年10月5日 F.Bouchy らが発見 方位: こぎつね座 主星: HD189733
　　距離: 19.2 pc 　　質量: 木星質量の1.13倍程度 　　軌道長半径： AU 発見方法 　　 トランジット法による。 惑星種類 　　 ホットジュピターのひとつ HD189733　orange dwarf K型　準矮星～赤色矮星　5000Kほど　全体的に太陽より一回り小さい (HubbleSite より) (HD189733bのイメージ図)

7 観測機材 使用望遠鏡：HST 使用カメラ：NICMOS (Habble Space Telescope: ハッブル宇宙望遠鏡)
(Near Infrared Camera 　and Multi-Object　Spectrometer： 　近赤外カメラおよび多天体分光器) 　　･今回の観測では、カメラのピントをずらすことで系統誤差の平滑化、および検出素子への負担の減少を図っている。 HST　周回一周100分くらい　高度600ｋｍ　90年打ち上げ　鏡2.4ｍ　今年5月に最終改修 ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡 (JWST) 　赤外のみ　ラグランジュに放置　2013年 NICMOS　97年取り付け　0.1秒角分解能　冷却液不足で数度の停止 (HubbleSite より) (HST外観)

8 スペクトル分析手順 NICMOSによる、第一食前後のスペクトル分光観測 HST衛星軌道5周回にわたってデータを蓄積
・惑星大気透過スペクトルを含む主星のスペクトルを、18の 波長チャンネルについて抽出 HST衛星軌道5周回にわたってデータを蓄積 　　 ・うち、姿勢制御による摂動が見られた最初の一周をのぞく 　４周回分を、観測値として使用 正確な惑星大気透過スペクトルを得るため観測値を各種計算で補正 理論モデルと観測結果の比較 惑星の散乱光は考慮？

9 補正モデリング 系統誤差補正モデリング 周縁減光等補正モデリング
フラックスを、複数のパラメータによってモデル化し、　　これを食の前後で比較して係数を決定する。 系統誤差のうち、時間依存なものは上記の係数を 与えることで打ち消すことができ、残った波長依存な ものは全チャンネルで平均化し、減算する。 周縁減光等補正モデリング 周縁減光、恒星面上の黒点、そして食の組み合わせによる波長毎の減光変化をシミュレートし、観測結果に最も近い光度曲線から補正値を算出する。 カメラの光学状態を決めるパラメータ　各チャンネルの中心位置(centroids of channels)　望遠鏡のフォーカスの「呼吸」によるフォーカスのボケの変数　観測器によるスペクトルの回転　温度　5個目は？ モデルはさらに一次と二次関数によってあらわされる。 周辺減光　中心より端のほうが温度が低いため 周辺減光の図を用意する？ ケプラーパラメータは実測値　波長毎の半径と食時間をフリーとするらしい

10 惑星スペクトルモデル 惑星スペクトルモデル(Tinetti et al. 2007)を利用。
･圧力-温度プロファイルとしては、昼夜境界の値(Burrows et al. 2006)を設定。 ･各種吸収係数は各所から引用。 水、メタン、一酸化炭素、アンモニアの混合比を複数試した。 このモデルは 水係数　モデルに付属 CO　HITEMPより メタンはラインリストの組み合わせ？

11 観測結果 第一食はHSTの2周回目で起きている。 食に伴う光度減少は明らかだが、加えて食の間にも周縁減光による 光度変化が見られる。
上図縦軸：光度変化 下図縦軸：残差 横軸：改ユリウス暦（分） 青：H帯( μm) 赤：K帯( μm) 系統誤差のみ補正済み 赤はオフセット済み 2007年5月25日観測 赤線のオフセット　意図的 残差　補正誤差 青　H帯(1.6–1.8 mm) 赤　K帯(2.0–2.4 mm) (Swain et al より) (各波長帯における光度変化) 第一食はHSTの2周回目で起きている。 食に伴う光度減少は明らかだが、加えて食の間にも周縁減光による 光度変化が見られる。

12 観測結果とモデルの比較 1.5及び1.9μm ･水の特徴 1.7及び2.2μm ･メタンの特徴 さらに少量のアンモニア
水色：水のみの理論モデル 橙色：水＋メタンの理論モデル 黒三角：観測値 (観測とモデルの比較) (Swain et al より) 1.5及び1.9μm 　　　･水の特徴 1.7及び2.2μm 　　　･メタンの特徴 さらに少量のアンモニア 　 あるいは一酸化炭素を加えると、一致が改善 他の組み合わせでは再現できず

13 考察(論文より抜粋) 水蒸気及びメタンの存在はほぼ疑いない。
　　 ･従来の理論モデルでは、ホットジュピターの日面で大量に作られる一酸化炭素が、最も豊富な炭素系分子だと考えられてきた。 しかし今回の観測は、それが誤りである可能性を示唆している。 　　　→ メタンの観測が、未知の大気構造や光化学反応を知る鍵となるかもしれない。 大気中の霞による影響は小さい。 ･今回の観測からは、他の観測から示唆された霞の存在が、 赤外域に与える影響は小さいと思われる結果が得られた。 今後の研究課題 　･高温におけるエネルギー遷移の不確定さのため、メタンの量の推定は難しい。 ･メタンの吸収帯は一酸化炭素の特徴を一部隠蔽している可能性がある。 　･主星からの光による光分解などが大気成分比に与える影響を考慮しなければならない。 水蒸気と他の炭素を含む分子の組み合わせでは再現できなかった。 霞の存在はモデルで考慮されていないため、あったとしても短波長領域のみ？ 。熱化学に基づけば、一酸化炭素はホットジュピターの大気上層に豊富に存在す ると予想されているが、ここではそれを証明できていない。よって、このような熱い惑星 においては、一酸化炭素よりもメタンの検出によって、永久日面からつながる水平方向の 化学組成勾配の存在の証拠を得られるか、あるいはメタンの増加を導く未知の光化学的効 果を意味するのかもしれない。

14 今後の目標 系外惑星探査は、「発見する」段階から「分析する」段階に入っている。
今回の論文では、すでに系外惑星の分析は進んではいるものの、まだ吸収係数の値に改善の余地があること等を学んだ。 汎用的に使用できる惑星大気放射スペクトルモデルの構築は、今後の探査・分析を進める上で極めて有用である。 モデル構築のためには、スペクトル分析手法の理解に加え、循環を含む大気構造や、惑星表面における光化学反応に関する知識等も必要となるだろう。 卒論では、まず現在使われているモデルを理解することを目標とする。

15 参考文献 Swain, M. R., Vasisht, G. & Tinetti, G. The presence of methane in the atmosphere of an extrasolar planet. Nature 452, doi: /nature06823 (2008) Grillmair, C. J., et al. Strong water absorption in the dayside emission spectrum of the planet HD189733b. Nature 456, doi: /nature07574 (2008) Tinetti, G., et al. Infrared transmission spectra for extrasolar giant planets. The Astrophysical Journal 654, L99–L102, (2007) Brown, T. M. Transmission spectra as diagnostics of extrasolar giant planet atmosperes. The Astrophysical Journal 553, , (2001) The Extrasolar Planets Encyclopaedia International Astronomical Union HubbleSite European Space Agency