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系外惑星探査の現在
２００３年天文・天体若手夏の学校
成田憲保
http://www-utap.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~narita/SECOND/
発表内容
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

系外惑星探査の歴史的背景
系外惑星探査の方法と特徴
これからの観測の目標と戦略
新しい宇宙物理のテーマとして
系外惑星を全国の若手に伝える
歴史の流れ
●～９０年代
惑星形成理論としては林モデルなど太陽系の形成を説明する
シナリオが惑星形成の標準理論とされていた。
●１９９５年
Ｒａｄｉａｌｖｅｌｏｃｉｔｙ法により５１Ｐｅｇ．に系外惑星の発見。
公転周期Ｐ = ４．２３日軌道長半径ａ = ０．０５１ＡＵ
質量Ｍｐｓｉｎｉ = ０．４６ＭＪｕｐ → 標準理論とかけ離れた姿！
その後、Ｒａｄｉａｌｖｅｌｏｃｉｔｙ法による系外惑星探査の発展
この方法で１００個以上の惑星系が発見された
歴史の流れ
●２０００年
ＨＤ２０９４５８において、初めてＴｒａｎｓｉｔが確認された。
公転周期Ｐ = ３，５２日軌道長半径ａ = ０．０４５ＡＵ
質量Ｍｐ = ０．６９ＭＪｕｐ半径Ｒｐ = １．４３ＲＪｕｐ
●２００３年
Ｔｒａｎｓｉｔ法により候補にあげられたＯＧＬＥ－ＴＲ－５６が、
Ｒａｄｉａｌｖｅｌｏｃｉｔｙ法の追試により系外惑星と確認された。
Ｔｒａｎｓｉｔ法が新しい系外惑星探査法として確立
以上のように発見されてきた系外惑星
太陽系とは大きく異なる姿
主星近傍に木星型巨大惑星が発見され、従来の標準理論を
修正する新しい惑星形成理論が必要になった。
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Ｆｏｒｍａｔｉｏｎ
Ｍｉｇｒａｔｉｏｎ
Ｔｉｄａｌｅｖｏｌｕｔｉｏｎ
大気モデル（組成、ａｌｂｅｄｏ、ｐｈａｓｅｌａｗ）
新しい惑星形成理論を作るには？
太陽系以外の多くの惑星系の姿を知ることにより、ｕｎｉｖｅｒｓａｌな
惑星形成モデルや、恒星が惑星を持つ割合など統計的な議論
の展開が必要。
そのためには数多くの系外惑星系の発見が不可欠
では系外惑星系をどうやって探すか？
天体観測の方法


直接観測
間接観測


Spectroscopic
Photometric
惑星からの光を直接観測すればいいのではないか？
地上からの分解能では不可能
宇宙からでも困難 → 非常に近くに９桁明るい主星がある
現在の主流は地上からの間接的な観測法
● Spectroscopic
● Photometric
● Spectrophotometric
● Radial velocity法
● Transit法
Microlensing法
● Scattered light法
Radial velocity法
（１１７個中１１６個発見１個確認）
主星のまわりを公転する惑星の存在により、主星はその共通重心
のまわりを楕円運動する。それにより観測される主星のスペクトル
には視線速度（Ｒａｄｉａｌｖｅｌｏｃｉｔｙ）の周期的なドップラーシフトが現
れる。このドップラーシフトにより惑星の存在を検出する方法。
現在のシフトの観測限界１σ= ３ｍ/ｓ → I２ｃｅｌｌの限界
４σ→１ＡＵにある０.５ＭＪｕｐの惑星くらいまでなら検出できる
光
鏡
I２ｃｅｌｌ
ＣＣＤ
ヨウ素気体の箱を通して、スペクトルに波長
のものさしとなる吸収線を焼き付ける
Radial velocity法
（１１７個中１１６個発見１個確認）
直接観測量は視線速度の時間変化
フィッティングによって求まる物理量
 公転周期Ｐ



質量の下限値Ｍｐｓｉｎｉ
離心率ｅ
軌道長半径ａ
特徴
現在最も普及している、精度が高く検出可能領域が広い方法。
しかし、惑星からの光は全く見ていないなど物理的価値は低い。
惑星のｐｏｐｕｌａｔｉｏｎを調べるのに適している。
Transit法
（１１７個中１個発見１個確認）
惑星の公転面のｉｎｃｌｉｎａｔｉｏｎが９０度付近の場
合、惑星が主星の前面を通過する際に「食」が起
きる。これにより周期的に主星の光度が下がるこ
とから惑星の存在を検出する方法。
惑星の影を見る
地上からの減光の観測限界１％程度
主な誤差はＭｓ、Ｒｓの仮定 → １０％程度
宇宙（ＨＳＴ）では約２０倍の精度
またＲｓの縮退が解けるため、誤差は数％
Transit法
（１１７個中１個発見１個確認）
直接観測量は光度の時間変化
フィッティングによって求まる物理量
 見かけの大きさＲｐ/Ｒｓ
 ｉｎｃｌｉｎａｔｉｏｎｉ
特徴
地上からの観測では一度に～１０５個程度の星の光度変化を見る。
宇宙からの観測では高精度の物理量測定が可能。
Ｒａｄｉａｌ velocity法と合わせると、惑星の質量、半径、密度などまで
求めることができる。
Ｔｒａｎｓｉｔ中と外でのスペクトルの比較から、惑星の大気の情報が得
られる。
Microlensing法
（成功例なし）
Ｍｉｃｒｏｌｅｎｓｉｎｇのイベントにおいて、惑星を持つ主星がｌｅｎｓ天体と
なってｓｏｕｒｃｅ天体の光度を増光し、かつ惑星の摂動により光度
曲線に新たなピークができることで惑星の存在を検出する方法。
planet
ｄ
Earth
lens
特徴
source
直接観測量は光度の時間変化
バルジ方向の遠方（～ｋｐｃ）
にある惑星探し
再現性がなく追試はできない
主星から離れた惑星に感度
フィッティングによって求まる物理量
があり、小さな質量比まで可
 公転距離の射影成分ｄ
惑星の性質はわからないので
 質量比ｑ ≡ Ｍｐ / Ｍｓ
ｐｏｐｕｌａｔｉｏｎを知ることが目的
Scattered light法
（成功例なし、競争中）
主星の光の中に埋もれた惑星の反射光を検出する方法。
主星、惑星、観測者のなす角をαとすると、ある
波長λにおける主星と惑星のｆｌｕｘ ratio f は、
f (λ) ～ (Rp / a) 2 pλ Φ(α) と書ける。
pλ : geometric albedo Φ(α) : phase law
αは公転の位相と i によって決まる
geometric albedoは大気や地表による反射率のようなもの。
phase lawはαによって惑星が観測者からどう見えるかを表す量
で、Φ( 0 ) ≡ 1、Φ(π) ≡ 0
ｐλ、Φ(α) は惑星の大気モデルを反映した量
Scattered light法
（成功例なし、競争中）
観測される量
定常的な主星のスペクトル＋時間変化する惑星のスペクトル
解析する上で２つの困難
１．観測量が縮退している
２．最大でもｆ～１０－４という微小な信号
ただしＲａｄｉａｌｖｅｌｏｃｉｔｙとＴｒａｎｓｉｔが成功している場
合、縮退は解くことが可能
∵ Ｒａｄｉａｌｖｅｌｏｃｉｔｙ → a がわかる
Ｔｒａｎｓｉｔ → Ｒｐ、ｉがわかる
Scattered light → α～0 と近似できる位相での f では
Φ( 0 ) ≡ 1 より、直接ｐλ がわかる
a 、 Rｐ、ｐλ から時間変化と共にΦ(α)がわかる
Scattered light法
（成功例なし、競争中）
微小な信号を検出するためにはどうしたらいいか？
高い波長分解能でフォトン数を稼ぎ
長時間積分して SN ～１０５を目指す
Scattered light法は困難な目標ではあるが、
惑星からの直接光を分離することにより、惑星の大気の性質を
反映した物理量を求めることができ、より詳しい惑星の情報を
得ることができる。それと同時に既に提唱されているさまざまな
大気モデルの検証などもでき、新しい惑星形成理論に必要な
物理的価値の高い手法であると言える。
修士論文の目標
これからの系外惑星探査
これまで → Radial velocity法で近傍のG型星をしらみつぶし
Radial velocity法の弱点

一度に一つの星しか見れない
公転周期以上のサンプリングが必要

ｐopulationは近傍のG型星で５％程度

inclination ｉがわからない
密度、半径、大気組成など惑星に
関する情報がほとんど得られない


非効率的
価値が低い
これからの系外惑星探査
そこでＴｒａｎｓｉｔ法

～１０５個の星を同時観測 → Ｔｒａｎｓｉｔの候補を探す
→ Radial velocity法で追試

Transit + Radial velocity で Rｐとｉがわかる
→ 惑星の質量と密度がわかる

Transit中と外の比較で惑星の大気組成の情報が得られる

Transitが見える星はScattered lightも見える可能性が高い
→ 惑星のより詳しい情報へつながる
Transit + Radial velocity + Scattered light の組み合わせ
これからの主流？
これからの系外惑星探査
Radial velocity法の利点
Radial velocity法は検出可能領域が広い
非効率ではあるものの、公転周期が長い
比較的小さな惑星も見つけることができる。
干渉型の電波望遠鏡などの完成でさらに広が
る。地球型惑星の候補発見への期待。
Brown dwarf desertの検証
感度としては確実に見つかるはずの褐色
矮星領域の星はなぜ極端に少ないのか？
星の形成についての新しい知見が得られる。
これからの系外惑星探査
目標による住み分け

Close-in planetsの性質をより詳しく調べていく
Transit + Radial velocity + Scattered light

主星から離れた惑星のｐｏｐｕｌａｔｉｏｎを調べていく
Radial velocity (～１００ｐｃ)
Microlensing (～ｋｐｃ)

地球型惑星の探査（候補の発見）
Radial velocity法による高精度長期観測

地球型惑星の探査（直接観測）
コロナグラフなどによる宇宙からの観測
２００３年７月観測報告
すばる望遠鏡で３日間の観測

Ｓｕｐｒｉｍｅ－Ｃａｍによる広域観測
Ｔｒａｎｓｉｔ法による候補探し

ＨＤＳによるＯＧＬＥ－ＴＲ－１３５の観測
Radial velocity法による追試

ＨＤＳによるＨＤ２０９４５８の観測
Scattered light法への挑戦
目標はScattered lightの確認。
解析はこれからの夏休みをかけて行います。
reference
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
さまざまな系外惑星のデータ
http://www.obspm.fr/encycl/catalog.html
宇宙理論研究室（ＵＴＡＰ）のゼミで用いた論文とレジュメ
http://www-utap.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~narita/seminar/narita_seminar.html
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５１Ｐｅｇ．の視線速度曲線
http://exoplanets.org/esp/51peg/51peg.shtml
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ＨＤ２０９４５８ｂのイメージ図
http://www2.iap.fr/exoplanetes/
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ＨＤ２０９４５８の光度曲線
http://www.obspm.fr/encycl/papers/HST-HD209458.pdf
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すばる望遠鏡の写真は自分で撮影したものです。
このポスター製作においては、ＵＴＡＰの稲田さん、大栗さん、太田さんに
助言をいただきました。みなさんにこの場を借りてお礼を申し上げます。

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