すばる観測体験企画参加者向け 惑星軌道進化の理論と観測的検証の研究資料 成田 憲保 国立天文台・太陽系外惑星探査プロジェクト室 略歴と研究テーマ • 2002年10月～ 東大・宇宙理論研究室 – 2002年10月～：ホットジュピターの反射光の探索(→TMT完成まで中断) – 2003年11月～：トランジット惑星のナトリウム大気の探索 – 2004年8月～：ロシター効果の観測をPIとして提案開始 • 2008年4月～ 国立天文台・太陽系外惑星探査プロジェクト室 – すばる望遠鏡のSEEDSプロジェクトで既知の惑星系の直接撮像観測 – すばるHDSでトランジット惑星大気の透過光分光観測 – すばるFMOS、岡山ISLEなどでトランジット惑星の分子大気組成の観測 – 岡山、南ア、チリなどの赤外望遠鏡でM型星のトランジット惑星探し 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ 用語の解説 • 公転軌道傾斜角 主星(太陽など)の自転軸に対する惑星の公転軸の傾き 惑星と衛星の関係に対しても用いられる • 軌道離心率 惑星の軌道の楕円の度合いを表わす量 ０だと完全な円で、１に近いほど細長い楕円になる • 順行 主星の自転の向きと惑星の公転の向きが同じこと 公転軌道傾斜角が90度以内の状態 • 逆行 順行の逆で、公転軌道傾斜角が90度以上の状態 太陽系の形成理論 原始惑星系円盤 微惑星の形成・合体 地球型惑星 木星型惑星 ©Newton Press すばる望遠鏡で観測された 原始惑星系円盤の例 太陽系の惑星は太陽と共に回転する原始惑星系円盤の中でできた 太陽系の惑星の軌道 太陽系惑星の軌道の特徴 • 太陽系の惑星は全て順行して公転している – 太陽系の惑星の公転軸は、太陽の自転軸とほぼ７度以内でそ ろっている • 太陽系の惑星は全て軌道の離心率が小さい – 離心率が最大の水星でも0.2くらい • 原始惑星系円盤の中でできたという考え方とよく合う 木星の衛星の軌道 軌道が大きく傾いた天体 • 小惑星の中には公転軌道傾斜角が大きく傾いていたり、逆行 しているものが存在する – 逆行している小惑星は１９９９年に初めて発見され、 これまで２０個以上発見されている – 最初に発見された逆行している小惑星(asteroid)はつづりを逆さ にしてDioretsa と名付けられている • 木星、土星、天王星、海王星の衛星にも、惑星の自転に対し て大きく傾いたり、逆行しているものが存在する – 有名な逆行衛星は土星のフェーベ、海王星のトリトンなど 軌道が傾いた天体の起源 • 最初からそのような軌道で誕生したとは考えにくい • 他の惑星などの重力によって散乱されて、現在の傾いた 軌道に落ち着いたと考えられる 太陽系天体の軌道のまとめ 惑星の場合 • ８つの惑星は全て順行している • 惑星の公転する軸は太陽の自転する軸とほぼ揃っている 小惑星の場合 • 多くは公転軸が太陽の自転軸とよく揃って順行している • 大きく傾いているものも多数ある • 逆行して公転するものも既に２０個以上発見されている 衛星の場合 • 木星、土星、天王星、海王星の全てに逆行衛星がある 系外惑星の軌道を観測する意義 太陽系天体の軌道は 太陽系の形成過程の歴史を反映している 太陽系外惑星の軌道は 惑星系の形成過程の歴史を反映している 系外惑星の軌道を観測することで、 惑星系がどうやってできるのか観測的に知ることができる 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ 系外惑星の軌道長半径分布 Snow line Jupiter 木星型惑星がスノーラインより内側にある！ 標準的な惑星移動理論 Type I and II migration 原始惑星系円盤と原始惑星の相互作用を考えるモデル • Type I: およそ10地球質量以下（円盤にギャップなし) • Type II: それ以上(円盤にギャップがあく) 惑星の軌道長半径の分布をよく説明できる e.g., Ida & Lin papers 小さな離心率と公転軌道傾斜角の惑星ができる 系外惑星の軌道離心率分布 Eccentric Planets Jupiter Type I & II migration では説明がつかない！ 大きな離心率を説明する惑星移動理論 巨大惑星同士の重力散乱+主星の潮汐力 Rasio & Ford (1996), Chatterjee et al. (2008)など 惑星に対する伴星の古在機構+主星の潮汐力 Wu & Murray (2003), Fabrycky & Tremaine (2007)など 重力散乱+飛ばされた惑星による古在機構+主星の潮汐力 Nagasawa et al. (2008) captured planets ejected planet 古在機構 外側を公転する天体の摂動で、 内側の天体の軌道離心率と軌道傾斜角が振動する orbit 1: low eccentricity and high inclination orbit 2: high eccentricity and low inclination star binary orbital plane companion もともとは太陽系の巨大惑星と衛星の関係で提唱された (Kozai 1962) 大きな離心率を予言する理論の帰結 大きな離心率だけでなく、大きな公転軌道傾斜角も予言する 軌道傾斜角の分布はモデルに依存する Morton & Johnson (2010) ロシター効果観測の意義 系外惑星の公転軌道傾斜角を測定することで 惑星移動理論の観測的検証を行うことができる 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ トランジット惑星のロシター効果 主星 惑星 惑星 近づく側を隠す → 遠ざかって見える 遠ざかる側を隠す → 近づいて見える 惑星が主星の自転を隠すと トランジット中の見かけの視線速度にずれが生じる Rossiter-McLaughlin効果 もともとは食連星系で知られていた効果 β Lyrae： Rossiter 1924, ApJ, 60, 15 Algol: McLaughlin 1924, ApJ, 60, 22 1924年に βLyrae と Algol で報告された 食の最中の視線速度のずれ 惑星の公転方向とロシター効果の関係 恒 星 の 見 か け の 速 度 星ナビ2005年2月号 解説記事より作成 恒 星 の 見 か け の 速 度 遠ざかる 近づく 遠ざかる 近づく 初めて測定された惑星のロシター効果 2000年に初めて発見されたトランジット惑星HD209458b Queloz et al. (2000) 精度は悪いものの、惑星が順行していることを確認 発見されてすぐにHD209458bのロシター効果が確認されていた ロシター効果の観測でわかること 主星の自転軸 惑星の公転軸 惑星 惑星の公転面 恒星 天球面上で見た公転軌道傾斜角の射影角λを測定できる 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ すばる望遠鏡での観測 HDS Subaru Iodine cell TrES-1の観測結果 すばる/HDS での最初の観測例 NN et al. (2007) 暗い天体だったが大口径のおかげでロシター効果の検出に成功 惑星が順行して公転していることを確認（世界で3例目） 2009/7/28 29 これまでの観測提案とターゲット S05A-032: TrES-1 → cancelled S06A-029: TrES-1 S07A-007: TrES-4 S07B-091: TrES-3, WASP-1, WASP-2, HAT-P-1 S08A-021: XO-2, HAT-P-7 S08B-086: XO-3 → cloudy S08B-087: HD17156 S09B-089: XO-3, XO-4 S10A-139 (Hirano et al.): HAT-P-13 2009/7/28 S10A-143 (Hirano et al.): HAT-P-11 30 そんな時出てきた1つの結果 HAT-P-7の観測結果、観測日：２００８年５月３０日 アメリカグループによる独立な観測結果 Winn et al. (2009) より作成 観測日：２００９年７月１日 最初の逆行惑星発表まで • 2009年8月5日に、日本とアメリカグループが論文を投稿 • しかしアメリカグループがNatureに投稿したため、相談の上arXivには 両方の論文が受理されるまで投稿しないことに • 8月11日、Natureからアメリカグループにrejectの連絡があり、同じ日 にヨーロッパグループが別の逆行惑星WASP-17bをarXivとApJに投稿 • 8月12日、アメリカグループはApJLに再投稿し、スカイプで相談の上、 同時にarXivに投稿 • しかし当時AOGSでシンガポールにいたため、アップロードに時間が かかり、日本グループの方が番号が後になってしまう(そのため英語 の科学雑誌では日本グループは3番目の発見と書かれてしまった) 最初の逆行惑星発表の裏側 日本 Narita et al. アメリカ Winn et al. ヨーロッパ Anderson et al. 望遠鏡 すばる望遠鏡 すばる望遠鏡 オイラー・スイス望遠 鏡 惑星名 トランジット観測日 HAT-P-7b 2008/05/30 HAT-P-7b 2009/07/01 WASP-17b 2009/04/19 論文投稿日 2009/08/05 2009/08/12 2009/08/11 arXiv 投稿日 2009/08/12 2009/08/12 2009/08/11 論文受理日 2009/08/27 2009/08/21 2009/11/30 論文掲載日 2009/10/25 2009/10/01 2010/01/20 記者発表日 2009/11/04 2009/11/04 2009/08/12 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ すばる望遠鏡の観測結果 順行 順行 逆行 TrES-1b: Narita et al. (2007) 順行 HD17156b: Narita et al. (2009a) HAT-P-7b: Narita et al. (2009b) 傾いている 極行 XO-4b: Narita et al. (2010c) TrES-4b: Narita et al. (2010a) HAT-P-11b: Hirano et al. (2010b) 初めてのSuper-Neptuneでの測定：HAT-P-11b Hirano et al. (2010b) すばるの結果のまとめ 13個の惑星のロシター効果を測定 7 papers published, 1 paper submitted, 3 papers are in prep. 13個中5個(HAT-P-7b, HAT-P-11b, XO-3b, XO-4b, WASP-1b) はずれているという結果 軌道が傾いた惑星は意外と多い ヨーロッパグループによる逆行惑星 Queloz et al. (2010) WASP-8b WASP-17b Triaud et al. (2010) WASP-15b Cameron et al. (2010) WASP-33b これまでのロシター効果の観測結果 Stellar Spin Planetary Orbit 主星の自転軸と惑星の公転軸のなす角度 (spin-orbit alignment angle) は必ずしもゼロではない 惑星系の一部で惑星散乱/古在移動が実際に起きている 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ 惑星軌道が傾いた系の特徴は何か？ • ロシター効果の測定は既に30個以上の惑星系で行われ、 統計的な議論が可能になってきている – 離心率が大きい惑星は傾いていることが多い – 公転周期が長い惑星は傾いていることが多い – F型星の惑星は傾いていることが多い • これらの特徴を統一的に説明するかもしれないモデル – 惑星から主星への潮汐力 主星の温度と惑星の傾きの相関 8.1 days 111 days 21 d Winn et al. (2010) Hot Stars with Hot Jupiters Have High Obliquities 主星の温度と惑星の傾きの相関 Winn et al. (2010) 恒星の対流層 主星の温度と惑星の傾きの相関 Winn+ 2010 の要点と仮説 温度が低い星は対流層が発達して、ホットジュピターの潮汐力で 主星のみかけの自転軸が惑星の公転軸にそろう(re-alignment) 温度が低い星で傾いた惑星は周期が長く潮汐力が弱い HAT-P-11は温度が低い星だが惑星が小さいため潮汐力が弱い 温度が高い星のまわりのホットジュピターはほとんど傾いている 惑星はもともと傾いている(惑星散乱/古在移動した)のが普通？ 太陽系の惑星の軌道は説明できないが、主星近傍にある惑星に 対してはつじつまがあう 主星の温度と惑星の傾きの相関 Winn+ 2010 の要点と仮説 温度が低い主星のまわりで傾いたホットジュピターを発見すると、 この仮説に反証できる この仮説が正しいと、温度が高い星の惑星だけで軌道傾斜角を 測れば惑星移動モデルの予言と直接比較できる 惑星移動モデルの統計的判別 温度が高い星だけでλの分布を予言と比較した例 Morton & Johnson (2011) 惑星移動モデルの統計的判別 • ロシター効果の測定を全部で100個ほど行えば、惑星散乱と 古在移動のどちらが主要な惑星移動メカニズムなのかを判 別することができる(Morton & Johnson 2011) • ロシター効果による惑星移動モデルの判別はまだ道半ば 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ 残された課題とその解決策 軌道離心率や公転軌道傾斜角だけでは、個々の惑星系に 対して惑星散乱と古在移動は判別することができない 個々の惑星系で惑星移動のメカニズムを特定するためには、 外側にあるはずの別の天体を特定しないといけない 長周期の視線速度測定 (< 10AU) 直接撮像 (> 10-100 AU) 伴星の有無や、伴星があった場合の位置・質量などがわか れば、伴星由来の古在移動モデルを制限できる すばる望遠鏡のSEEDSプロジェクト SEEDS: Strategic Exploration of Exoplanets and Disks with Subaru 初めての「戦略枠プロジェクト」 PI: 田村元秀氏 すばる望遠鏡の新装置: HiCIAO & AO188 5年にわたる120夜の観測で惑星と円盤の直接撮像を行う この中のRVカテゴリ(既知の惑星系)の一部の時間を使い、離心 率が大きかったり、大きく傾いた惑星系の惑星移動メカニズムを 特定する観測を開始 HAT-P-7の場合 N NN et al. (2010b) E 伴星候補を発見 伴星候補の距離と質量を制限 projected separation: ~1000 AU これらの伴星候補は古在機構を起こせるか？ 古在機構が起こるには、それによる摂動が系の中で一番 強くないといけない(Innanen et al. 1997) もし他の天体の摂動の方が大きければ 古在移動は否定される もしそのような他の天体が見つからなければ 惑星散乱と古在移動のどちらの可能性もありうる ‘HAT-P-7c’ の存在 Winn et al. (2009c) 2007 and 2009 Keck data 2008 and 2010 Subaru data (unpublished) HJD - 2454000 長周期の視線速度変化 20 m/s/yr が2007年以降続いている 計算の結果、こちらの方が伴星候補より摂動が大きいことがわかった HAT-P-7の惑星移動メカニズム 2つの伴星候補を発見したものの、これらの伴星では古在 移動が起こせないことがわかった 結果として、この惑星系は惑星散乱によって形成されたと 考えるのがもっともらしいことがわかった 同様の観測を10個以上の惑星系で実施中 目次 • 太陽系天体の軌道 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • ロシター効果の観測エピソードと観測結果 • 他のグループを含めた観測結果のまとめと示唆 • 今後の展望１：統計的議論 • 今後の展望２：直接撮像による惑星移動理論の特定 • 今後の展望３：より小さな惑星への拡張 • まとめ TMT時代に向けて • これまでの観測はほとんど木星型惑星のみだった • 木星型惑星に限らず、海王星型惑星や地球型惑星まで含 めた惑星の軌道進化を明らかにしたい • 大口径望遠鏡の(可視/赤外)高分散分光器による観測が 手がかりを与えてくれる ロシター効果の観測可能性の検討 • ロシター効果の観測可能性はロシター効果の振幅と惑 星のingress/egressのタイムスケールによる • ロシター効果の振幅は ～恒星の自転速度×隠す割合 • ingress/egressのタイムスケールは10分～1時間 • 高時間分解能と高精度な視線速度測定が必要 ロシター効果の振幅 惑星のingress/egress タイムスケール ロシター効果の振幅のオーダー評価 恒星の射影自転速度 隠す割合 ロシター効果の振幅 F, G, K 木星型 1km/s～10km/s ～1% 10～100m/s F, G, K 海王星型 1km/s～10km/s ～0.1% 1～10m/s F, G, K 地球型 1km/s～10km/s ～0.01% 10cm/s～1m/s M 木星型 100m/s ～ 1km/s 10%～ ～100m/s M 海王星型 100m/s ～ 1km/s ～10% 10～100m/s M 地球型 100m/s ～ 1km/s ～1% 1～10m/s 考慮すべき事柄 M型星は可視で非常に暗く、赤外になると非常に有利 将来の観測装置として • すばる/IRD、TMT/可視、TMT/赤外 がそれぞれ～ 1m/s の視線速度の精度を達成できると仮定 • E-ELT/CODEXでは ～10cm/s 以下の精度を仮定 TMTでも同程度が達成できると仮定 ロシター効果の観測可能性 すばる HDS すばる IRD TMT/可視 TMT/赤外 (1m/s) (1m/s) TMT/可視 (10cm/s) F, G, K 木星型 ○ ○ ○ ○ ○ F, G, K 海王星型 △ △ ○ ○ ○ F, G, K 地球型 × × × × ○ M 木星型 △ ○ ○ ○ ○ M 海王星型 × ○ ○ ○ ○ M 地球型 × △ △ ○ △ ○：多くのターゲットで可、△：一部のターゲットで可、×：ほぼ不可能 結論 • 将来の大口径望遠鏡＋高分散分光器による視線速度観測で、 より小さな惑星の軌道進化を観測で調べることができる • すばるやTMTの新しい視線速度測定装置で、ターゲットの拡大 が可能 • 可視で～10cm/s, 赤外で～1m/s程度の視線速度の精度があ れば、地球型惑星まで網羅した惑星の軌道進化の研究が可能 となる まとめ • ロシター効果の観測は、惑星移動理論を観測的に検証する ために非常に有用 • 軌道が傾いた惑星は意外と多いことがわかってきた • どのモデルがどれくらいの割合で実現しているのかが今後 明らかになってくるはず • 将来的には地球型惑星の軌道進化の仕方も研究することが できる
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