アストロメトリによる系外惑星探査 郷田直輝（国立天文台）

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1 アストロメトリによる系外惑星探査 郷田直輝（国立天文台）
　　　　　　　　　　　　　　　　　　郷田直輝（国立天文台）

2 §１. イントロ 系外惑星探査 measurement ◎Targetを先ず探す ◎統計的解析を可能とする 広く深くサーベイ ・重力レンズ
　　　　○TPF(DARWIN):direct imaging, spectroscopic measurement 　 ○JTPF　 ◎Targetを先ず探す ◎統計的解析を可能とする　　　　　広く深くサーベイ ・transit ・重力レンズ ・radial velocity ・

3 ★アストロメトリによる系外惑星探査 アストロメトリーーー＞５次元情報 （天球上の位置、距離（年周視差）、固有運動）
　アストロメトリーーー＞５次元情報 　（天球上の位置、距離（年周視差）、固有運動）　 　　　　天文学の様々なサイエンスを切りひらく 　　　　　　　系外惑星探査もその一つ 　　実際、Origins計画（ＮＡＳＡ） 　　ＳＩＭーーー＞ＴＰＦへの橋渡し　　　

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5 遠くの銀河を知るための基礎ともなっている ★星の運動 連星系、惑星系
　　　 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　星団 ★星の６次元位相空間 力学構造　　　銀河系　　　　　 ★星までの距離 星の明るさ 恒星物理 　　　　　　　　　　　　　エネルギー 遠方宇宙の距離 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　星形成 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　超新星 遠くの銀河を知るための基礎ともなっている ★星の運動 連星系、惑星系

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7 §2. Reflex motionによる探査 ◎Reflex motion
惑星からの摂動ーーー＞主星のふらつき

8 主星のふらつき： 　　固有運動、地球の年周運動からのずれの運動 　　　　（厳密には光学中心のふらつき）

9 ーーー＞spectroscopic search
○radial方向ーーー＞doppler shift 　　　　　ーーー＞spectroscopic search ○tangential方向ーーー＞astrometoric search

10 ◎２つの方法の比較 ○Spectroscopic: 　・精度が星までの距離に依らない 　・惑星軌道のinclinationに依存（図１参照） 　　ーーー＞惑星質量の下限値を制限 　・星の振動、回転によるdoppler shift効果が混じる 　　可能性あり

11 ○Astrometric: 　・惑星軌道のinclinationに依存しない 　（惑星質量は上限値を制限） 　・星の振動、回転の影響はない 　・年周視差ー＞主星までの距離ー＞ 　　主星の真の明るさー＞主星の質量、年齢 　・星までの距離が遠いほど、精度が悪くなる ・地球型惑星探査だと、主星表面の光度の非一様性が影響 ◎２つの方法を組み合わせると有効 （共に惑星の公転周期の約半分以上の観測 　時間は必要）

12 §3. Astrometoryによる観測結果 高精度観測のため、 　地上ーーー＞スペースへ ◎ヒッパルコス衛星(ESA: ) 精度 ・位置、年周視差：～1masーーー＞ 　100pcにある星の距離を10%の誤差で測定 ・固有運動：～1mas/yearーーー＞ 1kpcにある星の横断速度を5km/sの誤差で測定 　　　どこまで分かっているか？

13 今までどの程度まで分かっているか？

14 ◎主な結果 ○Perryman etal.(1996)　　　　　○Mazeh etal.(1999)　　　　　　　　　　　　　 ・v Aｎd:10.1±4.7MJ 惑星質量の上限値： 　 ・47UMa: MJ ・70Vir: MJ ・51Peg: MJ ○　HST（FGS)による観測　Benedict etal.(2002) ・GI876b: 1.89±0.34MJ cf.地上 e.g. Gatewood(1996) Lalande21185: 0.9MJ, P=5.8years その他：地上干渉計でも進展(narrow astrometry)

15 ★さらに高精度なアストロメトリ観測が必要
★Reflex motionによるずれ 　 α：angular semi-major axis(as) Mp : planet mass 　 M＊ :parent star mass d : 太陽系からの距離(pc) a : MpとM＊の間の距離(AU) (Mp<<M＊, Lp<<L＊を仮定) M＊=1MSUN, Mp=MJ=0.001MSUN, a=5AU,d=100pcーーー＞α＝５０μas 高精度アストロメトリ観測が必要

16 §4. 今後の観測計画 ◎10μasオーダーの観測へ 銀河全体を見渡せる、系外銀河もtargetに入る 天文学の多くの分野にbreak throughをもたらす ※10μasの位置精度 月の上の、１円玉の直径（約2cm）ほど 離れた 場所の違いや移動を測定可能

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21 ★今後のスペース計画 ○欧米（可視光）： 　ＤＩＶＡ，ＳＩＭ，ＧＡＩＡ ＊ＳＩＭのみ干渉計。他は望遠鏡。 ーーー＞表参照 ○日本：赤外線スペースアストロメトリ計画 （ＪＡＳＭＩＮＥ計画） 10μas＠Ｋ＝１２ or z=16 銀河中心、バルジ、銀河面のサーベイ、星形成領域 ★地上の干渉計(narrow angle astrometory) Keck, VLTI－－＞10～５０μas

22 将来の高精度スペースアストロメトリ計画（欧米）
★他の計画の中での位置づけ 将来の高精度スペースアストロメトリ計画（欧米） Remark: すべて可視光での観測

23 ★JASMINE計画について 概要 ★位置天文精度：約10万分の1秒角 天文学の大革命！ ★近赤外線(1μm～2μm)
　　　　　　天文学の大革命！ ★近赤外線(1μm～2μm) 　　　　　　　可視光より遙かに多くのバルジ、銀河面 　　　　　　　の多くの星を観測可能(可視光に比べてダストによる吸収 　　　　　　　の影響が少ない） 　　　 　　　　　　　バルジ、銀河面は、銀河形成史の“化石” ★世界で唯一。日本独自の計画。 ★打ち上げは、約１０年先を目標 cf:欧米は可視光の計画： DIVA,GAIA(ESA),SIM(NASA)

24 ○太陽系をはるかに超える、大規模な自己重力 多体系の物理法則の解明
（ＩＩ）サイエンスの目標 　　○銀河系形成・進化の“化石”を探る 　　○バルジ、ディスク　　　　　銀河の形態 　　○太陽系をはるかに超える、大規模な自己重力 　　　多体系の物理法則の解明 ・Galactic bulge: morphology,　kinematics,… > formation history of the bulge ・Galactic disk: dynamics of spiral arms, nature of stellar warp, … 　 ・星形成領域のおける星自体の距離と運動 　 ・ディスク星によるマイクロレンズ効果 ・Local group of galaxies

25 （ＩＩＩ）達成精度とサーベイ面積 K-band(2.2μm) の場合 K=10mag以下 σ＝4μas
年周視差の精度 　　　　　　　　　　サーベイ面積： 　K=10mag以下　　　　σ＝4μas 　K=13mag　　　　 σ＝16μas(銀河中心の星の 　　　　　　　　　　　　　　 距離精度が、13%) 　K=14mag　　　　 σ＝26μas (銀河中心の星の 　　　　　　　　　　　　　　 距離精度が、20%)

26 （ＩＶ）JASMINE での観測方法と仕様概要
　　位置天文観測の精度 　　　　N:星の光子数 大きな Nが必要 大口径の鏡 大きな視野 多くの検出器を並べる

27 ○鏡のサイズ：D=2mの円形（中心に直径0.7mの穴)
（Ｖ）望遠境の仕様（K-bandとz-bandの両方を平行して検討） ★K-bandの場合 ○鏡のサイズ：D=2mの円形（中心に直径0.7mの穴) >面積 ○焦点距離： 望遠鏡仕様：リッチークレチアンをベース ○視野直径： 　　　Astrometry用の有効な視野面積

28 光学系（矢野氏作成）

29 K-band(2.2μm)とz-band（～0.9μm)の両方を 平行して検討中 ★検出器の開発
（ＶI）検出器 　K-band(2.2μm)とz-band（～0.9μm)の両方を 　平行して検討中 ★検出器の開発 　(I)K-bandで感度がよく、CCD機能を備えて、TDI 　 モードが可能な検出器の開発が必要 　　 　　裏面照射型薄化CCD＋HgCdTe 　　　　　　　　　　　　 インジウムバンプ ＊科研費基盤研究A(2)（小林行泰代表）で開発中 (II)z-band(0.9μm)で感度のピークがあるCCDも検出器の候補として、平行して検討中（宮崎氏による開発）。 　○TDIの問題、経費の問題は少ない

30 （ＶＩＩ）サーベイ方法 　○連続的にスキャン 　○銀河面付近を主に観測 　○太陽方向を見ないようにする　 　　　（春と秋は、銀河面方向。 　　　　夏と冬は、銀河面にほぼ直交する面方向を 　　　　観測）　

31 ○1つのtargetに対する1つの検出器の積分時間：約9.5秒
★衛星の運動 ○1つのtargetに対する1つの検出器の積分時間：約9.5秒 　　　　　　　　　衛星のスピンレート：24.7秒角/秒 　　　　衛星のスピン回転の周期：約15時間 　参考： 　　検出器１画素のangular size: 57.3ミリ秒角(mas) 　　検出器のangular size: 235秒角 ○歳差運動の周期：約83日 　　　　　　　　（矢野氏作図）

32 　★大角度離れたfieldの同時測定 ○絶対的な年周視差を得るため 　○衛星回転則のずれを観測データを用いて自己完結的に測定 大角度離れたfiledを同時に観測する方法が得策 JASMINEも同じ鏡を２枚用いて、同時に大角度（約９０度）離れた領域の星を測定する。 ＊２枚の鏡に対して、 焦点面は共有する 解析により、どちらの 鏡から来たか分離可能

33 (VIII)衛星の軌道 Sun-EarthのL2-pointに投入予定 理由： 　　(i)太陽、地球がほぼ同じ方向にあり、観測できる領域を 　　　拡げられること。 　　(ii)熱的環境の変化が安定していること 　　(iii)衛星の軌道制御が比較的容易であること 　　(iv)放射冷却により冷却できる ○実質の観測年数：　 ○1つのtargetを1年当たりにサーベイする回数： 約30回 　　　　　　　　　　　　　　（連続する4回は、短時間以内）

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35 例　GAIAでの惑星探査（図参照）　 ○Jupiter mass planet 　－－－＞～200pcまで検出可能 SunーJupiter systemで100pcの距離 （50μasのdisplacement） ～10,000個のsystemが期待（太陽型の主星が4-5%の確率で木星型惑星を持つと仮定） ーーー＞統計的研究へ

36 ★星の動き 距離：50ｐｃ、 固有運動：50mas year -1 Mp=1５MJ、 e=0.2、 a=0.6AU
摂動の大きさは、30倍に拡大して見えやすくしている

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39 ○Earth mass planet SunーEarth systemで10pcの距離 ーーー＞0.3μasのdisplacement 　困難！ (SIM(narrow angle astrometory)－－＞ 10pcの距離で5MEarthのplanetの検出可能：) 仮にsub-microarcsecondの観測が可能だとしても困難 主星表面の光度の非一様性（黒点） ・displacement: 500km (0.03%of the stellar diameter) 一方、 ・太陽面積の1%の黒点ーーー＞ 太陽の光度中心を0.5%移動させる。 動きの違いで分離できるか？

40 　いずれにせよ、 　　アストロメトリによる系外惑星探査にも 　　期待ができる。

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42 FAME計画(USNO) http://aa.usno.navy.mil/fame/
参考：ホームページのアドレス 可視光による衛星計画： GAIA計画(ESA) DIVA計画（ドイツ） FAME計画(USNO) SIM計画(NASA) 赤外線位置天文観測衛星： JASMINE計画(日本)