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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)