Transcript Document
トランジット惑星研究の 過去・現在・未来 国立天文台 光赤外研究部 太陽系外惑星探査プロジェクト室 成田憲保 目次 1章：最初のトランジット発見まで 2章：これまでのトランジット研究の紹介 3章：これからのトランジット惑星研究 1章 トランジット研究の古い歴史 トランジットの検出可能性 最初の系外惑星の発見 最初のトランジットの発見 トランジット研究の古い歴史 最初にトランジット法を提案したのは誰か？ Struve (1952) …発音はシュトルーベ 今で言うホットジュピターを仮定 そのような惑星の視線速度と食による探査の提案 トランジットサーベイと視線速度法のフォロー アップの両方を提案した先駆的な論文 周期が1日くらいの連星系があるのだから、 同じくらいのところに惑星があってもおかしくないだろう 食もきっとあるだろう その場合、分光観測に比べて暗いターゲットまで観測 できるのが測光の有利な点だろう トランジット研究の古い歴史 最初に「系外惑星のトランジット」と言ったのは？ Struve (1952) Rosenblatt (1971) 赤と青の2色のフィルターでトランジットを 取ると、周縁減光(limb-darkening)のせいで 減光曲線が少し異なるだろう それを使って系外惑星を検出できないか？ トランジット研究の古い歴史 トランジット法による地球型惑星の探査を提案したのは？ Struve (1952) Rosenblatt (1971) Borucki et al. (1985) 系外惑星トランジットの検出可能性の検討 Kepler mission に向けたサイエンスの第一歩 しかし多くの課題が立ちはだかっていた トランジット検出に必要なこと 技術的な課題 たくさんの星を同時に撮るための広視野カメラ 高精度の検出器 十分な検出可能性 サイエンスとして成り立つのかどうか?? 検出可能性のみつもり 主星の半径： 惑星の軌道長半径： 惑星の公転周期： トランジットをする確率： トランジットの減光率： トランジットの継続時間： 惑星の半径： 地球の方向 太陽系を外から見た場合 トランジットをする確率 トランジットの減光率 木星 : ~0.1%, 地球 : ~0.5% 木星 : ~1%, 地球 : ~0.008% トランジットの継続時間/周期 木星 : ~30時間/12年, 地球 : ~13時間/1年 太陽系のような惑星系を考えると検出は厳しい 最初の系外惑星の発見 Queloz (左) Mayor (右) 51 Peg. の視線速度変化 系外惑星発見10周年の研究会にて 周期 ~4.2日の木星型惑星「ホットジュピター」の発見 ホットジュピターの場合 トランジットをする確率 トランジットの減光率 ~10% ~1% トランジットの継続時間/周期 ~3時間/3日 「ホットジュピター」がたくさん存在するなら トランジット検出は十分期待できるはず 全系外惑星の発見数 ほとんどが ホットジュピター だいたい10個ホットジュピターがあれば… 最初のトランジット惑星の発見 D. Charbonneau ホームページより Charbonneau et al. (2000) 口径99mmの望遠鏡による観測 視線速度法で見つかったHD209458bの トランジット予想時刻を測光観測 2章 トランジット惑星にまつわる研究テーマ トランジット惑星の観測 測光観測の研究テーマ 分光観測の研究テーマ トランジット観測ネットワークに適したテーマ トランジット惑星の研究テーマ トランジット惑星の発見を目指す研究 視線速度法の追試 (= 最初の発見と同じ) トランジットサーベイ 惑星のより詳細な性質を調べる研究 測光観測による研究 分光観測による研究 トランジットサーベイの概要 たくさんの星の光度をずっとモニターする 広視野、高サンプリングレート 1シーズンずっと同じ視野を自動観測 小口径(6~30cm)の望遠鏡が中心 候補を発見後、視線速度測定で追試する 実は9割以上が食連星や恒星の活動による誤検出 追試が簡単な明るい(V<12)ターゲットが好まれる サーベイデータの様子 現在のTrESチームが使って いる望遠鏡の画像サンプル 口径：99mm 視野：5.7°× 5.7° 24000の星 トランジットサーベイの活躍 ここ数年は新惑星の3割がトランジットサーベイによる発見！ トランジット惑星の研究テーマ 測光観測 1. 惑星パラメータの決定 2. Transit Timing Variation secondary eclipse (惑星の温度がわかる) 分光観測 3. Transmission Spectroscopy 4. ロシター効果の測定 測光観測の研究テーマ 惑星パラメータの決定 Transit Timing Variation この2つはトランジット観測ネットワークに ぴったりの研究テーマ トランジットからわかること 典型的なトランジット光度曲線と関連するパラメータ 主星の半径、軌道傾斜角、トランジット中心時刻 半径比 周縁減光パラメータ 惑星の半径 パラメータの求め方 理論曲線を使って光度曲線をフィットする 数値計算による理論曲線 理論的な解析公式 Mandel & Agol (2002) Ohta, Taruya, & Suto (2006) Gimenez (2006) 求まる惑星の情報 惑星の半径 惑星の軌道傾斜角 惑星の質量 惑星の密度 トランジット中心時刻 小口径でも繰り返し観測、複数の望遠鏡で観測することで かなりの観測精度が達成できる 巨大惑星の多様性のナゾ 巨大コア 膨らみすぎ Charbonneau et al. (2006) Transit Timing Variation (TTV) トランジット惑星系だけで可能な、さらなる惑星探し 原理 – 惑星が1つだけならトランジットの間隔は 一定のはず – もし系に他の惑星があると、その影響で トランジットの間隔がずれる – そのずれの大きさが観測精度より大きい 場合があれば、惑星を探すことができる ？ ？？ TTVの観測可能性 Agol et al. (2005) による理論的考察 具体例 – 周期3日でホットジュピターがトランジット していた時、周期6日のところに地球質量の 惑星があるとTTVの大きさは3分くらい – そのずれの周期は~150日(50トランジット) TTVが大きくなるのは – もうひとつの惑星が共鳴軌道にいる時 – もうひとつの惑星の軌道離心率が大きい時 最新の観測結果 Diaz et al. (2008) による初めてのTTV検出の報告 1 0 トランジット 時刻のずれ [分] -1 -2 TTVがない場合 266 366 446 回 OGLE-TR-111bのトランジット時刻のプロット 4:1の共鳴軌道に地球型惑星？？ TTVの観測戦略 共鳴軌道にいるなら地球型惑星を地上望遠鏡で 十分に発見可能 – 明るいターゲットであれば小口径望遠鏡でも数分の 精度でTｃが決められる – 暗いターゲットの場合には中口径望遠鏡を用いたり、 小口径望遠鏡でも数があれば信頼性は高まる TTVの検出を特に狙える惑星系 – 視線速度から別の惑星の存在が示唆される系 分光観測の研究テーマ Transmission Spectroscopy ロシター効果の測定 Transmission Spectroscopyとは 主星 主星の光 主星元素の 吸収線 惑星および 外層大気 惑星元素による 追加吸収 太陽系外惑星の大気成分を検出する方法 ロシター効果とは 恒星 惑星 近づく側を隠す → 遠ざかって見える 惑星 遠ざかる側を隠す → 近づいて見える ロシター効果の形 Gaudi & Winn (2007) ロシター効果からわかること 恒星の自転軸 惑星の公転軸 惑星 惑星の公転面 恒星 天球面上で主星の自転軸に対する 惑星の公転軸のなす角度（λ）がわかる どちらの観測テーマも 正確なトランジット時刻が重要！ そこで分光・測光同時観測 上段 大島さんによる測光データ 約4mmag の測光精度 下段 HIDESの視線速度データ 10～20 m s-1 の精度 同時観測をすることで解析の信頼性があがる 3章 これからのトランジットサーベイ計画 CoRoT, Kepler, TESS 地球型惑星の時代へ その後の追観測計画 HARPS-NEF, JWST, TMT, SPICA, … 生命居住可能性のある惑星の確認を目指して 宇宙トランジットサーベイ計画 COROT Kepler TESS 打ち上げ(予定) 2006年12月 2009年2月 2012年 観測視野 ターゲット 2.82 deg2（銀河中心） 7 < mV < 15 ~1.2 * 105 個 102 deg2（オリオン腕） 9 < mV < 15 ~1.3 * 105 個 3 * 104 deg2 （全天） 検出目標 近傍の明るい星 super-Earth 数個 mV ~ 12 のG型星 Earth-like planet ~50個 mV ~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 － 7 < mV < 12 ~ 106 個 CoRoT 2006年12月27日打ち上げ 初めての宇宙からのトラン ジットサーベイ フランスを中心としたヨー ロッパのチーム 30cmの望遠鏡 地球の数倍の大きさの惑星 まで検出可能 (ESAより) Kepler 2009年2月打ち上げ予定 NASAを中心とした欧米の 共同研究チーム 1mの望遠鏡 地球以下(水星)の大きさの 惑星まで検出可能 ~50個の地球サイズの惑星 が発見できるという見積り (NASAより) その先の研究テーマ 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 トランジット惑星の確認 HARPS-NEF スペイン・カナリア諸島 4.2m 望遠鏡 ~ 数 cm/s の視線速度精度 欧米の共同研究 Keplerで発見された惑星の 質量を決定する William Herschel Telescope 惑星の大気分子の探索 James Webb Space Telescope SPICA 特に水、二酸化炭素、メタンなどの分子を トランジット惑星に探す 地球型惑星を対象とした研究は これから数年後からが本番 これからもトランジット惑星の 研究は面白い！ トランジット光度曲線の解析方法 １．アパーチャー測光 • 星像のFWHMの2~3倍のアパーチャーで積分 • 時系列に並べる – 露光開始時刻＋露光時間／２をHJDにする ２．参照星 ー ターゲットを計算 • 参照星が複数の場合はアンサンブル平均 – アンサンブル平均＝精度で重みをつけた平均 – 単純な平均では× ３．pixel位置の補正 • フラットフィールドの不完全さを補正 • トランジット外のデータのみ使う ４．airmassの補正 • airmassが2以下の時はほぼ不要 • こちらもトランジット外のデータのみ使う ５．ベースラインを取る • ほとんどの系統誤差はこれで取り除ける • トランジットの前後を観測することが必要！ ６．フラックス強度に直す • I = 2.5-Δｍ で計算する • 誤差は参照星とターゲットのものを足したもの