TMT可視分光観測のサイエンス <太陽系外惑星の光と影の観測> 光赤外研究部 成田 憲保 内容 • 系外惑星からの反射光探索 • Transmission Spectroscopy • ロシター効果の測定 惑星からの反射光 • 可視領域では惑星の発する光は 主星の反射光>熱輻射 • 惑星の速度分だけ波長がずれた 位置に主星の光のコピーが重なる • 惑星がどんな大気を持っているか によって、反射光の強さが変わる • 反射光の強さを決める物理量 geometric albedo p(λ) の決定が 目標 反射光成分の強さ a = 0.05 AU, Rp = 1 RJup とすると、最初の項は 10-4 となる Rp : 惑星の半径、 a : 軌道長半径 p(λ) : geometric albedo (惑星の反射率) Φ(α, λ) : phase law (光って見える部分の割合) α : 公転の位相と軌道傾斜角 i の合成角 典型的にはhot Jupiterで 10-4 ~ 10-5 のレベル アルベドについて 可視領域でのアルベドの典型的な値 ・雪氷:~0.8 ・白い雲:~0.7 ・水星/月:~0.1 ・地球:0.2~0.4 (土壌は小さく、海は大きい) ・火星:~0.15 ・金星:~0.65 ・木星/土星/天王星:~0.5 一般に岩石では小さく、雲や氷があると大きくなる これまでの研究 • 明るい (V~5) hot Jupiterの系(upsilon And. や tau Boo. など)でイギリスのチームが過去に何晩も観測 – VLT/UVES, Keck/HIRES, Subaru/HDS などを使っている – 2σでの検出を報告した (Leigh et al. 2003) – 3σにするには膨大な夜数が必要で休止中 • 特に明るいトランジット惑星系(V~7.7)でプリンストンなどの チームがすばるで観測中 • 結局、まだ惑星からの反射光は検出されていない すばる望遠鏡の場合 1晩のHDS観測で達成できる観測精度 • V ~ 7.7, SNR ~ 3000 /pix, R ~ 90000 (S08A-080 実績) • 観測波長領域にあるlineの反射光を積分 – line 1本あたり 50 pix – ある領域で使える line が 100本とすると – SNR ~ 2×104 程度 – 精度がシグナルを若干上回る程度 (3σは1晩では厳しい) – 8m級ではこれがほぼ限界 TMTの場合 • アップグレードでおよそ4倍のSNRが期待できる – 望遠鏡の大きさ – (高速読み出し、容量の深いCCD) • 多くのhot Jupiterで反射光の検出が可能になる – V~8 以下の潜在的ターゲットは既に十分(10個以上)ある • アルベド p(λ)の測定によって – hot Jupiterのエネルギー吸収率がわかる – 言い方を変えると、hot Jupiterの色がわかる – hot Jupiterの多様性/普遍性を調べることができる Transmission Spectroscopy 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 まずは惑星の大気吸収を検出することが目標 吸収の理論スペクトル (雲がない木星型の場合) -1.47% (base) -1.53% (base) -1.70% (peak) Seager & Sasselov (2000) -1.71% (peak) Brown (2001) 最大のシグナルは可視のNa D線で 0.15%程度の追加吸収 追加吸収の強さの特徴 • 惑星による吸収が起こるのは惑星の外層大気の opacityが小さい円環部分 • この領域の面積は惑星の半径に比例し、軌道長 半径にはよらない – 吸収比は (Rp / Rs) に比例 • 主星から離れた惑星や、木星より小さい惑星でも シグナルはそれほど落ちない • 惑星の高層に雲があるかどうかで吸収量が大きく 変わる これまでの地上望遠鏡での結果 2つのトランジット惑星においてNa追加吸収が検出されている • HET/HRS Redfield et al. (2008) – 2005年に発見された新しいターゲットHD189733を36晩観測 – 11回のトランジットを観測して0.067%の追加吸収を検出 • Subaru/HDS Snellen et al. (2008) – Narita et al. (2005)のHD209458のデータを再解析 – HDSのCCDのnon-linearityを経験的に補正 – 1晩の観測で0.056%の追加吸収を検出 • Subaru/HDS Narita et al. in prep (HD189733での新しい結果) すばる望遠鏡の場合 1晩のHDS観測で達成できる観測精度 • SNR ~ 10000 程度が達成可能 (S07A-007実績) – V = 7.7 – 1時間のトランジット観測で SNR ~ 1000 /pix – R ~ 120000 (地球の大気吸収を取り除くのに必要) – 吸収線は約100pixの幅 • V~8 までの明るい木星型惑星なら雲がある場合でも ナトリウムが検出可能 • M型星なら長周期の海王星型惑星も期待できる TMTでどこまで可能になるか? • 達成できるSNRは最大で1トランジットあたり ~105 – すばるで ~104 – photon limit のSNRは約4倍 – 主星が明るい、トランジット継続時間が長いなどの場合は、 さらに数倍が期待できる • この精度でナトリウムの検出が期待できる惑星系 – V~11 あたりまでの恒星にあるJupiter – V~9 あたりまでの恒星にあるNuptune – 残念ながら地球型惑星は1トランジットでは不可能 検出できると次は何ができるのか? • 1トランジットでナトリウムが検出できるなら、複数回の 観測で吸収量の変動を調べることができる – 特に大きな変動の要因は雲の有無 – 惑星の大気が定常的なら変動はなく、雲の量が変化すれば ナトリウムの吸収量に変動が見える • トランジットをモニターすることで、その惑星の天気を 調べられる – 超短周期(P~1day)や長周期の惑星 – 軌道離心率の大きな惑星 などが面白そうなターゲット ロシター効果 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 = 惑星がトランジット中に主星の自転を隠す効果 ロシター効果の形 惑星がどのような軌道を通ったかでロシター効果の形が変わる これまでの研究 • 既に多くのトランジット惑星系(V<13)でロシター効果が 測定されている • 惑星形成理論とのつながりが議論されている • V<13 くらいの明るさであればすばるでも可能 – TMTではヨードセルがあればV~16 くらいまで可能となるが、 その拡張だけではややサイエンスとして弱い • すばるではできないことは何か? – シグナルが小さく、短いタイムスケールのイベント 惑星の衛星・リングの探索 • 惑星には衛星やリングが付随している可能性がある – 太陽系では水星・金星以外の全てに衛星かリングがある • 衛星やリングによる追加のシグナルは非常に小さく、 タイムスケールが短い – 数m/s 以下、10分以下 (Ohta, Taruya, & Suto 2006) • 現状では宇宙望遠鏡による測光の方が感度が高い – Keplerでの測光で先に発見される可能性もあり • TMT(+Astro-comb)では宇宙望遠鏡による発見の 追試や独自にサーベイができる まとめ • TMTではすばるでは難しかったサイエンスとして – 系外惑星の色 – 系外惑星の天気変動 – 系外惑星の衛星・リングの有無 などの性質を調べられるようになると思われる そのために必要なもの • R ~ 100000 のモード – 反射光探索とTransmission Spectroscopy • 視線速度測定装置 – ヨードセル (ロシター効果のターゲット拡張) – Astro-comb (衛星・リングの探索)
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