トランジット惑星系におけるRossiter効果 I. HD209458での観測結果東京大学大学院理学系研究科成田憲保共同研究者太田泰弘、樽家篤史、須藤靖（東京大学） Joshua N. Winn （Harvard-Smithsonian Center） Edwin L. Turner (Princeton Univ.) 佐藤文衛、田村元秀、山田亨、青木和光（国立天文台） Rossiter効果について惑星が主星の前を横切ることによる見かけの視線速度（RV）のケプラー運動からのずれ → 惑星の公転の仕方に関する情報が得られる視線速度のずれ惑星の公転軌道例時間 Ohta, Taruya & Suto (2005) これまでの検出例 • OHP /ELODIE Queloz et al. (2000) , Bouchy et al. (2005) • Keck /HIRES Winn et al. (2005) , Sato et al. (2005) • VLT /UVES Snellen (2004) それぞれの視線速度の決定方法 • リファレンス＋星のスペクトル  視線速度測定用のヨードセル＋解析ソフトを用いる（Keck）  ファイバー分光でＴｈと星の同時観測を行う（ELODIE） • 高分散分光観測で星の各吸収線の波長変動を調べる  Snellen (2004) で検出が報告された（VLT） Motivation すばる望遠鏡でRossiter効果の初検出を目指すヨードセル vs 通常分光観測  すばるではヨードセルを使わずどれくらいの精度があるのか？  将来のRossiter効果の観測に適した戦略は何か？  視線速度の決定精度を決める誤差の要因は何か？今回はすばる/HDSでHD209458のトランジットを分光観測したデータを用いて視線速度解析を行った観測設定すばる /HDS による高分散分光観測 2002年10月の1晩でTransitを含む 30フレームのデータを取得（観測前後にTh-Arデータを取得）観測パラメータ観測波長領域 4100～6800Å 観測phase 波長分解能 45000 露光時間～ 500 秒 SN / pix ～ 450 解析手順１．Lineの決定とRVへの変換解析の流れ 1. IRAFで一次処理の後、fitsからasciiデータに変換 – IRAFでTh-Arによる波長較正を行い、continuumをとった 2. 強度が0.15以上のlineについて、中心部の20pixelを用いて Gaussianフィットを行いline centerを求める – フィットのχ2/νが１より小さいもののみlineとして採用した 3. 基準のフレームに対するRVを求める 4. 各lineのRVの時間平均が0になるようRVの原点を取り直す – 基準フレームのRVは平均値のまわりにほぼランダムにばらついた RVの変化要因各時刻(ti)・各吸収線(n)のRV 星の視線速度（求めたいもの）地球運動による視線速度のずれ観測機器の何らかの変動による見かけの視線速度のずれ解析手順２．地球運動の補正 RV correction(+) Earth Motion Correction 400 300 200 100 0 -100 -200 -300 -250 -200 -150 -100 -50 time(min) 0 50 100 150 TEMPOを用いてパルサーのパルス到達時刻から地球運動のRV補正値を求め、補正した解析手順３．RVのpixel依存性の決定本来全ての吸収線は同じRVを示すはず… CCDのpixelによって、RVが±200m/s程度のうねりを見せる pix vs RV (8761) (8721) observed RV 300 200 200 100 100 0 0 -100 -100 -200 -200 -300 -1 -0.5 0 pix [0,4100]=[-1,1] 0.5 1 平均値をRVとし、フィットのまわりのバラつきを誤差とした解析手順４．Telluric Lineの位置合わせ 6275-6310Åの強い酸素大気吸収線を用いて Cross-Correlationで求めたTelluric Lineの位置のずれを補正した誤差の見積り 1. RVの特性曲線のまわりのバラつき～30 m/s 2. Telluric Lineのずれの決定精度 5～15 m/s 3. 地球運動補正値の決定精度～1 m/s 以上の square rootから典型的な誤差は～35 m/s となった結果：全体の視線速度曲線 Observed RV and best-fit curve 150 RV (m/s) 100 50 0 -50 -100 -150 Kepler運動の部分がかなりずれている -250 -200 -150 -100 -50 time (min) 0 50 100 150 トランジット中のデータから求めたOTS公式(2005)によるベストフィットは順方向のRossiter効果を示した結果：Na D線との比較 Overall - Sodium 100 RV residual 75 50 25 0 -25 -50 -75 -100 -250 -200 -150 -100 -50 systematicなずれがあるように見える 0 50 100 150 time(min) pixel補正を行ったNa D線のRVの平均値を全体から引いたもの errorが大きく有意なRossiter効果の変化は見られない明らかになった事と今後の課題 • ヨードセルを用いないすばる/HDSのRVの決定精度は～35 m/s となった  主要な誤差はpixel依存した特性曲線のまわりのバラつき  「検出」はできても惑星系の「モデリング」まではできないレベル • 精度の向上を目指すにはどうしたらよいか？  ヨードセル入りflat fieldのデータに同様の解析をすればHDSの特性曲線の動向がつかめるのでは？  トランジットのない日のデータセットに対しても解析を行う  理論曲線とのresidualに対して天体のaltitudeや望遠鏡の回転速度など他のパラメータとの相関を見るまとめ • すばる/HDSの通常分光観測データでRossiter効果の検出を試みた  HDSのpixelに依存したRV特性曲線が見つかった  視線速度の精度としてはヨードセルに及ばない  順方向のRossiter効果を検出した • 観測への示唆  この方法には星のスペクトル情報が残るという利点がある  現状ではヨードセルを用いた視線速度観測の方がすばるでの Rossiter効果測定に適していると思われる • 今後の追加解析  観測機器によるRV変動のモデル化と除去を目指す