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系外惑星大気の研究最前線
最新の研究会より
国立天文台光赤外研究部
太陽系外惑星探査プロジェクト室
成田憲保
(ppt内の写真のほとんどは山下卓也教授撮影)
報告内容
 研究会の概要など
 発表された内容
 レビュー講演 / これまでの研究
 新発見 / 最新の研究
 将来計画 / これからの研究
 今後の研究会情報
Giovanna Tinetti
Ignasi Ribas
Jean-phillipe
Beaulieu
参加者層
 参加者：約１１０名
 約６０名がフランス
 約２０名がアメリカ
 約１０名がイギリス、その他ヨーロッパが約１５名
 日本からは３名（＋２名）が参加
 講演数：口頭５６＋ポスター約２０
 研究分野：
 系外惑星、太陽系惑星の理論・観測研究者
 装置開発者や吸収線リストの作成者など
主なセッションテーマ
 トランジット惑星に対する分光･測光観測
 木星型系外惑星の大気循環モデル
 太陽系惑星の背景的レビュー
 分子線リストの理論と実験
 褐色矮星の大気
 地球型系外惑星の様々なモデル
 将来計画
 特別セッション (系外惑星の直接撮像)
発表された内容１
 レビュー講演 / これまでの研究
 HST & Spitzer 等によるこれまでの観測結果
• Charbonneau, Harrington, Swain, Knutson …
 大気循環モデルによる観測事実の説明と予言
• Showman, Cho, Aylward, Iro, Lewis …
 太陽系惑星の研究から系外惑星への示唆
• Lellouch, Yung, Chassefiere, Maillard, Miller …
どうやって系外惑星の大気を調べるか
どんな方法で？
何を見る？
 分光
 transmission spectroscopy (TS)
 reflected light
 測光
 secondary eclipse (SE)
 phase/time variation
 偏光
 reflected light
 phase/time variation
何を観測するか
SE
惑星が主星の裏側に隠れる
位相を観測する
phase/time variation
位相や時間と共に変動する
成分を観測する
TS
トランジット中の惑星大気を透か
して観測する
何がわかるか
トランジット測光観測
 惑星の大きさ、質量、密度
TS
 惑星大気成分による吸収
 吸収の大きさから雲や霞などの存在を示唆
SE
 昼側の有効温度と反射能 (albedo)の手がかり
 thermal inversionの有無で惑星の分類
 軌道離心率の制限
何がわかるか
time/phase variation
 (トランジットしていなくてもOK)
 昼側と夜側の温度差
 惑星の大気循環モデルへの示唆
 より高次の効果
• rings, moons などの存在
• 惑星の形状、天気、自転などの影響
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
惑星由来の
追加吸収
これまでに報告された大気成分
ナトリウム
 HD209458b: Charbonneau et al. (2002)
Snellen et al. (2008)
 HD189733b: Redfield et al. (2008)
Redfield et al. (2008)
これまでに報告された大気成分
水蒸気
 HD209458b: Barman (2007)
 HD189733b: Tinetti et al. (2007)
メタン
 HD189733b: Swain et al. (2008)
▲：観測点
赤：メタン＋水蒸気
青：水蒸気のみ
理論モデル by Tinetti
Swain et al. (2008)
これまでに報告された大気構造
実線：理論モデルとbinningした点
cloud
■：観測点
 HD209458, HD189733
• ナトリウムの吸収量が雲がない理
論モデルに比べて約1桁小さい
haze
 HD189733
• HSTの観測で 500-1000nm に
のっぺりした吸収→大気上層に
submicronの粒子？
Pont et al. (2008)
理論モデル by Tinetti
Secondary Eclipseの観測
 惑星の昼側のthermal
emissionを測定できる
 惑星の温度の手がかり
 thermal inversionの発見
 惑星が裏側に来る時刻から
軌道離心率を制限できる
 離心率の最も強い制限
 場合によってはトランジット
しない系もありうる
thermal inversion in HD209458b
3.6, 8.0, 24 μm の観測点から予想される温度の理論モデルより
4.5, 5.8 μm の観測点のフラックスが有意に大きい
■：理論モデルをbinningした点
●：観測点
Knutson et al. (2008) (理論モデル by Burrows)
HD209458bはhot stratosphereを持つ？
thermal inversionの有無
inversionがあるホットジュピターとないホットジュピターが発見されている
inversionがある
inversionがない
 HD209458b
 TrES-2b
 TrES-4b
 HD189733b
 XO-1b
Fortney et al. (2008)で統一モデルの提案
pM class (TiO/VOがガス状態) と pL class (TiO/VOが凝集状態)
このモデルを検証するためにSpitzerがフル稼働していた
(WASP-1,2,3,8,12, HAT-1,2,7, GJ436, CoRoT-2が解析中)
phase variationの観測例
HD189733bのトランジット前からSE後までを連続測光観測した結果
IRAC 8μm
Knutson et al. (2007)
大気循環モデルの検証
惑星ごとにいろんな大気の特性があるはず
 SEなどの観測結果を説明できることが大きな目標
(thermal inversionはまだ完全に説明できていない)
 現在のシミュレーションは近似的にしか解けていない
(例えばgravity waveなどの効果は考慮されていない)
Cho
大気循環モデルの予言
逆に大気循環モデルが予言すること
 大気の状態は惑星の公転、自転などで時間変化する
 TSやSEの深さは大小の差はあれ、時間変動するはず
(時間を置いたmulti-bandのデータは使えない？)
 離心率を持つ惑星などでは変動が大きいはず
Lewis
太陽系の惑星から系外惑星への示唆
太陽系の惑星で発見されていて、系外惑星で
まだ発見されていない重要な分子 →

の役割 → 大気のheatingとcooling
惑星の極地方にできる
 太陽風と大気の相互作用
 木星などのオーロラ中にある
TSで検出できないか？
 吸収は赤外領域 (IRCSとか?)
Miller
発表された内容２
 新発見 / 最新の研究
 Secondary Eclipse Depthの変動を検出
 地上望遠鏡によるSecondary Eclipseの検出
 (too) inflated planet WASP-17b の発見
 月食を用いた地球のTransmission Spectroscopy
SE depthの変動の検出
Swain et al.
HD189733b (公転周期2.2日)
4日離れた2回のSEをSpitzerで観測
それぞれのSEの深さ
 0.00447 ± 0.00011
 0.00497 ± 0.00013
惑星大気の変動性の検出？
 大気循環モデルの予言とも一致する
 他の惑星でも起こっているか？
地上からのSEの検出
今回の研究会で2つのチームが地上検出を報告
 Sing & Lopez-Morales
• OGLE-TR-56, K-band
• 8.2m VLT & 6.5m Magellan
• SysRem を用いてred noiseを低減
• VLT: 0.037 ± 0.016 %, Magellan: 0.031 ± 0.011 %
• 合わせて 0.0363 ± 0.091 % (~4σ detection)
 de Mooij & Snellen
• TrES-3, K-band
• 3.6m ESO New Technology Telescope (NTT) / SOFI
• red noise は考慮せず ~8σ detection
地上検出の意味
観測技術と解析技術の向上
Spitzerの結果の独立な追試が可能に
 離心率の制限や変動性の探索など研究の幅が広がる
inflated planet WASP-17bの発見
Anderson et al.
inflated planetとは？
 現在の理論で説明できないほどふくらんだ惑星
 ~1.2 Rjup くらいが熱源なしで大きくなる限界
 しかし10個近く発見されてきている
今回の発見
 WASPによるトランジットサーベイ
 約4%の大きな減光率、R ~ 2.0 RJup
 精度が低いもののケプラー運動が受かっている
現在のところ最大級の大きさ
しかし同様の大きさで報告されたXO-3の大きさは後に訂正された
→ 高精度な追試が必要
月食を用いた地球のTS
Palle et al.
月食中の月に映るもの
この赤い光は何か？
(2000年7月ぐんま天文台)
赤い光＝地球の透過光
地球大気を透過してきた光が月に映ることで赤く見える
太陽
月
地球
月食中の赤い光を分光することで地球の模擬TSが可能！
cf. 地球照 (Earthshine)
地球に反射した光が新月に映った光
太陽
月
地球
地球照を分光することで地球の反射光の観測が可能
光・赤外同時分光観測
2008年8月16日部分月食
カナリア諸島 La Palma Observatory
 2.5m Nordic Optical Telescope (optical)
 4.2m William Herschel Telescope (IR/ZJ,HK band)
 合わせて0.3 – 2.5μm
 同じセットアップで地球照をreferenceとして観測
HITRAN などのline-listで分子線の同定
検出された分子
Vis:
 Ca II, O3, O2, H2O, O4, + NO2(未同定)
 Ca II は電離圏のイオン?
IR:
 O2, H2O, CO2, O2 -O2, O2 -N2, (ZJ band)
 H2O, CO2, CH4 (HK band)
地球照との比較
 地球照でも同じ分子を検出できた
 Ca II, O2 -O2, O2 -N2 などは月食でのみ顕著な吸収
• どのくらいの高度の吸収を見ているのかによる
• 雲の有無でこれらの吸収量は変動するはず
発表された内容３
 将来計画 / これからの研究
 MEarth
 JWST
 SPICA
 See-COAST
 New World Observer
MEarth
Charbonneau et al.
M型星の(HZにある)トランジット惑星探索
 恒星のスペクトル型を絞った地上サーベイ
 特にSuper Earthsをターゲットにしている
8台 × 40cm の経度方向に分布した望遠鏡群
 25’ x 25’ FoV, 2k x 2k CCD
 NIR (i + z band)
 I ~ 10 の M型星に対して、現在0.6% の測光精度
M型星＋参照星をモニタリング
サーベイの特徴
トランジットアラートによる即時追観測
 リアルタイム解析(マイクロレンズと同様のシステム)
 精度は1桁敏感
フォローアップ
 Keck, HARPS-NEF などでの視線速度観測
今後の研究会情報

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