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

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

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？

分光

測光

偏光

何を見る？

transmission spectroscopy (TS)

reflected light

secondary eclipse (SE)

phase/time variation

reflected light

phase/time variation

何を観測するか

TS

トランジット中の惑星大気を透かして観測する

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

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

惑星および

外層大気

主星元素の吸収線

主星の光

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)

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

これまでに報告された大気構造

Pont et al. (2008)

理論モデル by Tinetti

cloudHD209458, 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

hazeHD189733

• 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？

実線：理論モデルと binning した点

■：観測点

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

Knutson et al. (2008) ( 理論モデル by Burrows)

HD209458b は hot stratosphere を持つ？

■：理論モデルを binning した点

●：観測点

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

thermal inversion の有無

inversion があるHD209458bTrES-2bTrES-4b

inversion がないHD189733bXO-1b

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

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

Knutson et al. (2007)

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

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 )

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

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 ?)

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

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？

Swain et al.

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

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

Anderson et al.

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

(2000年7 月 ぐんま天文台 )

この赤い光は何か？

赤い光 ＝ 地球の透過光

地球

太陽 月

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

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

太陽

月

地球に反射した光が新月に映った光

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

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

Charbonneau et al.

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

サーベイの特徴