WASP-33bのsecondary eclipse観測

大貫裕史 東京工業大学 D１
佐藤文衛、原川紘季（東工大）、成田憲保（国立天文台）

まずは、昨年度のUMで発表した内容のおさらい

ISLEのKsバンドでの精度評価について岡山１８８cm望遠鏡/ＩＳＬＥ Ksバンド(2.16μm)での精度評価

・トランジット相対測光観測・観測天体:XO-2b
・観測日：2011/03/23

検出器上の星像（生データ）

XO-2/XO-2bの特徴
・明るさ：9.3等級（K-band）
・周期：2.6日
・トランジット継続時間：162分
・減光率：1.2%
・温度：5340/1200K

目的星

目的星と比較星の特徴

比較星

３つの明るさはほぼ同じ

XO-2 のトランジット観測 with Ks-band
light curve
トランジット継続時間： 162分

観測時間：210分 (3.5 時間)

Residuals

観測精度 ～1mmagちなみに、参照星を１つだけ使って相対測光した場合

XO-2S 1.3mmag

もう一方1.0mmag

ここからは、２０１１B期に観測した

WASP-33bのsecondary eclipse観測について

WASP-33bのsecondary eclipse観測
Secondary eclipse

Primary transit

Introduction１ secondary eclipse （SE）観測から分かること① SEの減光率

本研究で我々が注目⇒ 惑星の輝度温度平衡温度との比較 ⇒ 熱輸送効率② SEの起こるタイミングと継続時間の関係(e.g. Charbonneau et al. 2005)⇒ 軌道離心率③ いろいろな波長で観測(e.g. Knutson et al. 2008, 2009)⇒ 惑星大気の鉛直構造（組成＋温度構造）Introduction2

唯一のA型星周りのトランジット惑星WASP-33bのこれまでの観測

・Cameron et al. (2010) （トランジット法＋視線速度法） primary transit 観測⇒中心星と惑星の基本パラメータ・Herrero et al. (2010) （トランジット法） primary transit 観測⇒中心星がδ Sct型脈動星
・Smith et al. (2011) （トランジット法）
secondary eclipse 観測←先行研究⇒減光率 0.109±0.030%(3σで検出) 惑星の輝度温度 3620300@0.91µm
250 K＜観測上の制約あり＞
脈動による光度変化の大きさ と SEによる光度変化 の大きさ が同程度（~1mmag）⇒時間平均を取ることでSEによる減光率は分かるが、ingress/egressの時刻は分からない⇒継続時間が定まらなかったので、軌道離心率が求まらなかった

惑星半径 1.5 RJ
惑星質量 <4.1MJ
周期 P=1.22 day

主星半径 1.4Rsun
主星質量 1.5Msun
主星温度 7400K
δ Sct型脈動星

軌道長半径 a=0.0256 AU
軌道傾斜角 i=87.7 deg
軌道離心率 e= ?
近点経度 ω= ?
Smith et al. 2011の結果

長波長観測の利点１・secondary eclipse の減光率が大きくなる
本研究
T*  7400 K TP  2750K

TP  3620K

減光率(%)

Smith et al. (2011)TP  2750K

波長 (µm)減光率の計算式Fp
F*  Fp

プランク関数R p2  B p ( )dR  B* ( )d  R  B p ( )d2*2
pBP ,* ( ) 2hc 2

1

5 exp  hc   1
 λkT P,*長波長観測の利点２・主星のδ Sct型脈動による光度変化は小さくなる

短相対等級

波長長観測時刻
図：光・赤外線大学間連携事業 資料(2011)より引用

目的
Ksバンドで脈動の影響を抑えた観測をすることで①Ks-band で観測して、 WASP-33bの輝度温度を測定する② 惑星の軌道を確定する
特に、軌道離心率に強い制約を与える

観測
岡山１８８cm望遠鏡

観測日：２０１１年１０月１７日

望遠鏡：岡山188cm望遠鏡/ISLE
観測方法：相対測光比較星
K=8.304等

WASP-33
K=7.468等（写真：岡山天体物理観測所HPより）ISLE(近赤外撮像・分光装置)
・観測波長帯1.0-2.5μm＜観測上の工夫＞・高精度なピクセル感度補正 (高精度Flat fielding)・オートガイドを利用（星像が検出器上で動かないようにした）⇒ ～1mmagの観測精度が達成可能

・視野4.3分角 × 4.3分角・検出器HAWAII-1(1024x1024画素)

解析結果
解析はMandel & Agol (2002) に従った

フラックス
比HJD-2450000• 減光率：0.249±0.031% (8σで検出)• 中心時刻：5852.13660±0.001HJD (+2450000)• 継続時間： 0.1173±0.0013day (168.91±1.87min)

再掲
Introduction１ secondary eclipse （SE）観測から分かること

本研究で我々が注目① SEの減光率⇒ 惑星の輝度温度
平衡温度との比較 ⇒ 熱輸送効率② SEの起こるタイミングと継続時間の関係 ⇒ 軌道離心率(e.g. Charbonneau et al. 2005)③ いろいろな波長で観測(e.g. Knutson et al. 2008, 2009)⇒ 惑星大気の鉛直構造（組成＋温度構造）

考察1-1：輝度温度の比較
T*  74002011B期
K TP  2750K

減
光率(%)

TP  3620K

2011B期

Smith et al. (2011)TP  2750K

波長 (µm)考察1-1：輝度温度の比較

減光率(%)TP  3620K

2011B期TP  3275K

Smith et al. (2011)TP  2750K

波長 (µm)考察1-2：熱輸送効率
本研究

輝度温度：Tp,2.16µm=3275±150K⇒昼側だけからの再放射を仮定した昼側の惑星温度（T=3271±44K）によく一致
先行研究

Smith et al. (2011)の結果Tp,0.91µm = 3620200
250 K⇒熱の再分配が全く起こらない場合(zero-redistribution)を仮定した昼側の惑星温度（Tp=3515±47K）に一致

我々の観測からも、昼側から夜側への熱輸送効率が悪いことが示唆された

考察2：軌道離心率を求める• 中心時刻：5852.13660±0.001HJD (-2450000)• 継続時間：0.1174±0.0010day (169±1.44min)e cos   Tc ,cal  Tc , pre 2Pe sin  D primary  Dsec ondary
D primary  Dsec ondary（P：公転周期、D：PEorSEの継続時間）(Charbonneau et al. 2005)

ecosω=0.00230±0.00161
esinω=―0.0209±0.0080

最適解
e=0.02
ω=277 dege-ωマップ
ecosω=0.0023±0.0018
esinω=―0.0209±0.0080e

最適解
e=0.02
ω=277 deg

ω

１σ 赤
２σ 緑
３σ 青

まとめ
• 岡山188cm望遠鏡とISLEを用いてKs-bandにおけるWASP-33bのsecondary eclipse観測を行った• 減光率：0.249±0.031%(8σ)• 輝度温度：Tp=3275±150K⇒昼側だけからの再放射を仮定した昼側の惑星温度（Tp=3271±44K）によく一致• 先行研究では定められなかった軌道離心率e=0.02（最適解）と近点経度ω=277°を得た⇒基本パラメータが全て定まった