K2ミッションで発見された、三重連星系惑星候補の光度曲線の解析
東京工業大学 佐藤研 M1
宮川 浩平
佐藤文衛(東工大)、平野照幸(東工大)、成田憲保(東京大)、福井暁彦(国立天文台)

目次
＊イントロ
＊トランジット解析・ターゲット・解析・結果・今後の追観測＊トランジットを除いた光度変化解析
・解析・結果＊結論

K2ミッション(Kepler宇宙望遠鏡)＊Keplerミッション(Borucki et al.,2010)
恒星150,000個をターゲット(2009/3)、トランジット法

姿勢制御装置の故障(2013/3)
Howell et al.(2014)Fig.2＊K2ミッション(Howell et al.,2014)
太陽の輻射圧で姿勢制御(2014/5)
80日ごとにﬁeldを変更しながら観測

Kepler望遠鏡によって微小な光度変化も解析可能に!

Howell et al.(2014)Fig.7

目次
＊イントロ
＊トランジット解析・ターゲット・解析・結果・今後の追観測＊トランジットを除いた光度変化解析
・解析・結果＊結論

EPIC206036749(K2データ)＊K2ミッションのField 3で観測
＊中心星: G-type, 0.9Rsun＊軌道周期: 1.13day＊減光率: 0.1% (可視光帯Kp)→ 惑星半径 0.3 Rjup ??
＊曲線全体に見られるうねり

G-型
惑星候補
EPIC206036749系 仮定その１岡山1.88m/MuSCAT データ＊３つの異なるトランジット減光→ diluOon
・g band

晩期型星
G-型
惑星候補

・z band

晩期型星
G-型
惑星候補

＊EPIC206036749の系は、G型星(EPIC206036749)と、もう1つの別のトランジット系を含む

Subaru/HiCIAOデータ＊diluOonが背景星の影響である可能性があるため、AO観測によって確認何も確認されなかった＊背景星なし＊3天体は束縛しあっている

晩期型星

G-型
惑星候補
EPIC206036749 系 仮定その２解析 と 結果
＊dartmouth isochroneの文献値を用いて、観測データを満たす各天体の半径、または質量を導出
MuSCAT データ
band Transit depth (%)
0.9 Rsun
G型

g’20.00 ± 0.05

r’20.10 ± 0.05

zs,20.40 ± 0.05

トランジット天体の質量は不明

0.25Rsun, 0.25Msun ・・・ 中期M＊木星型惑星1.2Rjup ・・・ ＊褐色矮星＊晩期M型星晩期型星(<3500K)周りの惑星＊中期M周りのホットジュピターの希少性＊重いG型星でなはなく、中期M周りに天体が捕縛されている＊EPIC206036749惑星候補は、半径1.2Rjupと軌道周期1.13日

追観測＊惑星候補の正体を突き止めるため近赤外での食の追観測を行う(岡山1.88m(ISLE),IRSF(SIRIUS))(2).晩期M型星(1).惑星or 褐色矮星
G-型

G-型
M4

M4

＊Hバンド(近赤外)でトランジット 0.7%の観測が期待される。

(1).二次食はほとんど見られない or (2).およそ0.5%

目次
＊イントロ
＊トランジット解析・ターゲット・解析・結果・今後の追観測＊トランジットを除いた光度変化解析
・解析・結果＊結論

トランジットを除いた光度曲線の解析

振幅を見積もる！

0.1%の食の減光に対して、0.03%程度の振幅→Doppler BoosOng 等の効果とは考え難い

解析と結果前半

後半80日のデータの振幅の時間変動を確認するため、前後半40日ずつに分けて振幅フィット 振幅 前半(E-04)

後半(E-04)青

3.27±0.15

2.63±0.21

赤3.56±0.14

2.89±0.16

時間変動が見られる(黒点？)※ 青：正弦関数
赤:視線速度関数

結論と今後トランジット解析＊G – M – トランジット天体 の三重連星系＊トランジット天体の正体を制限するため追観測を行う
中期M

G-型

光度変化

惑星候補

＊正弦関数的うねりは原因不明→黒点のような時間変遷する要因が含まれている→近接連星系によるガスの影響？→ 位相が異なる＊トランジットを除いて周期解析を行う

トランジット解析詳細＊観測値(MuSCAT)と、計算値(dartmouth isochrone(Do\er et al.,2008)より)を比較＊計算値はKpバンド(Kepler)の0.1%の減光からG型星(0.85Rsun)のブレンドを考慮して計算
Transit Depth(%)
観測値

計算値

B質量(Msun)

0.15

0.19

0.31

0.35

0.50

B半径(Rsun)

0.17

0.210.30

0.34

0.47

b半径(Rsun)

0.13

0.12

0.11

0.10

0.08

gバンド

0.00±0.05

0.029

0.031

0.036

0.037

0.044

rバンド

0.10±0.050.080

0.082

0.085

0.086

0.090

zバンド

0.40±0.050.390.370.33

0.32

0.26

中心星(B)質量〜0.2Msun以下で一致→M型中心星B(0.2Rsun)と伴天体b(0.1Rsun)のトランジット系!!!

？

位相光度変化/BEERアルゴリズム(Faigler&Mazeh,2011)
中心星ー伴天体の公転軌道に依存する微小な光度変化(1)Abeam : Doppler Boos2ng/Beaming
中心星と観測者の間の距離の変化による相対論的な光度変化→一般的に小さい(2)(1)(2)Areﬂ : Planetary Reﬂec2on/Emission
RelaOve Flux[ppm]100Shporer et al.(2011)Fig.4(3)Aellip : Ellipsoidal Varia2on

0-100

惑星による反射光、放射光(3)中心星の潮汐変形による光度変化
0PHASE

0.51

BEERアルゴリズム→伴天体質量、軌道傾斜角を制限!!

M (θ ) = Co × (1+ Abeam sin θ − Arefl cosθ − Aellip cos2θ )低質量伴天体、円軌道近似

BEERアルゴリム(Faigler&Mazeh,2011)①低質量の伴天体②公転軌道が円軌道を仮定した位相光度変化に対するモデル
トランジット系以外にも適用可(Shporer et al.,2011)

K RV(1)Doppler Boos2ng:
c2! r2 $(2)Planetary Reﬂec2on: Arefl = α refl 0.1#" a &% sini
Abeam = α beam 4

Shporer et al.(2011)Fig.4

3m2 sini ! R* $# & sini(3)Ellipsoidal Varia2on: Aellip = α ellip
M* " a %→伴天体の質量、軌道傾斜角など決定!

M (tˆ) = Co × (1+ Abeam sin θ − Arefl cosθ − Aellip cos2θ )位相光度変化の解析＊BEERアルゴリズムを用いて位相光度変化を解析
M (θ ) = Co × (1+ Abeam sin θ − Arefl cosθ − Aellip cos2θ )パラメータ値

Abeam(2.9±0.2)E-04

Areﬂ0±2.7E-04

Aellip0±1.9E-04

Co

1.0-(2.1±0.1)E-04

惑星系を仮定K RV
より、m=110±7Mjup
Abeam = α beam 4
c0.1%のトランジットの深さ(0.3Rjup)と矛盾!!
①黒点による光度変化が含まれている？
②G型星（EPIC206036749）の光が、トランジット系の光に混ざっている？

解析と結果＊仮定その２のもと、G型星のdiluOonを取り除きbeamingの振幅からB質量範囲を見積もる＊MuSCATの食の深さから半径比を導いたものをプロット

B質量(*Msun) b質量(*Mjup) 質量比(b/B)
0.661417±169

2.050.71710±690.950.75

512±450.650.80368±300.44

0.89

244±180.26

A質量＜ B質量＜b質量となる範囲

Rb/RB

青：gバンド赤: zバンド

ABb

EPIC206036749 系 仮定その２二次食の解析＊位相0.5あたりの減光が二次食と仮定(0.01%のスケール)

0.15

0.19

M50.0372

M60.0110

M70.00357

M50.0371

M60.0110

M70.00356

中心星は0.2Msun(M4型)
伴星はM5〜6型星の連星系?

RelaOve Flux

中心星B質量伴星b
二次食深さ(Msun)
スペクトル型(%)

1.001

二次食?
1
トランジット0.999

トランジット00.5PHASE

1.0