Presentation is loading. Please wait.

Presentation is loading. Please wait.

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)

Similar presentations


Presentation on theme: "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)"— Presentation transcript:

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   

4

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

6

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

17

18

19

20

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)

34

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

37

38

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。

41

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)


Download ppt "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)"

Similar presentations


Ads by Google