視線速度精密測定によるG型巨星の惑星サーベイ III.
第2期プロジェクト観測（2007～2009年）の概要と実績
第3期プロジェクト観測（2009～2012年）の概要

佐藤文衛1, 原川紘季1, 大宮正士2, Liu Yujuan3,
泉浦秀行4, 神戸栄治4, 竹田洋一5, 吉田道利6,
伊藤洋一7, 安藤裕康5, 小久保英一郎5, 井田茂1
1東工大, 2KASI, 3NAOC, 4OAO, 5NAO, 6広島大, 7神戸大

2010年度岡山ユーザーズミーティング

2010.8.17G型巨星惑星探索• 中質量星（1.5～5M~）の周りの惑星探索– 早期型主系列星ではドップラー法による惑星検出は困難– 太陽型星に比べてサーベイが進んでいない• 惑星形成の普遍性を探る– 原始惑星系円盤をもつ若い中質量星（Herbig Ae/Be星）は多数見つかっている。最近は若い中質量星で惑星の直接検出もあり。

• 惑星形成の中心星依存性を明らかにする– 原始惑星系円盤の質量大Æ惑星頻度大？惑星質量大？
– 中心星光度大Æ固体物質欠乏？惑星形成阻害？
– 原始惑星系円盤の寿命短Æ惑星形成、移動のタイムスケール？

• 中心星の進化と惑星系の進化– 潮汐力により惑星が中心星へ落下– 恒星進化の理解Why G‐giants ?
惑星をもつ恒星の分布

G9型巨星

A4型矮星

太陽

我々のターゲット
GK型巨星• 0.6<B‐V<1.0• ‐3<MV<2.5• δ>‐25°• σRV<10‐20 m/s

晩期G型～早期K型の巨星は、視線速度精密測定による中質量星まわりの惑星探索に適している東アジアプラネットサーチネットワーク
East‐Asian Planet Search Network (EAPSNET)
岡山プロジェクト：岡山1.88m鏡
300 GK giants (V<6), since 2001
9 planets and 1 brown dwarf
日中協力：興隆 2.16m鏡（＋岡山）
100 GK giants (V~6), since 2005
(1 planet and 1 brown dwarf)
Liu, Wang, Zhao et al.
日韓協力：普賢山1.8m鏡（＋岡山）190 GK giants (V<6.5), since 2005
1 brown dwarf
Han, Lee et al.
すばるプロジェクト：すばる8.2m鏡（＋岡山）
>200 GK giants (6.5<V<7), since 2006
1 planet and 1 brown dwarf
日土協力：TUBITAK 1.5m鏡
50 GK giants (V~6.5), since 2008
Selam, Bikmaev, Yilmaz et al.

Goal:~100 planetsfrom 1000 stars

第2期プロジェクト観測：目的• 第1期プロジェクト（2004～2006年）で複数の惑星候補検出、その統計的性質は太陽型星の惑星とは違う可能性があることが分かった。
これを踏まえて第2期（2007～2009年）のプロジェクト観測では、• 時間軸の延長– 周期の確定していない惑星候補の軌道決定– ターゲット全体の時間軸を延ばし（最長9年、10AUの約3分の1）、3～4AU以内の惑星系について均質なサンプルに基づく統計• 数AU～10AUの惑星形成効率は太陽型星との比較において重要– さらに長周期の惑星、多重惑星系の頻度推定• サンプルの拡大とフォローアップ– 現在日中韓で約600個のターゲットを観測中（目標1000個）– 中国ターゲットのうち未着手の約50個を岡山に移し、サーベイを加速– すばるHDSで見つかった候補のフォローアップ

第2期プロジェクト観測：計画• 申請夜数・・・半期35夜（7夜×5回）×3年• 観測対象– 継続300天体、中国からの移行50天体、すばる他からの重要天体• 観測内容– ヨードセルを用いた視線速度精密測定• 惑星をもつ候補（約30個）・・・1～2ヶ月に1回Î順調• それ以外の継続天体（約270個）・・・年2回程度Î順調• 中国からの移行分（約50個）・・・まず最初の1年半で3回
Î現在は視線速度変化を示す天体を中心に定期的なモニターに移行• 他のサイトからの重要天体のフォローアップ
Î現在は特にすばる天体を重点的に観測– 大気パラメータ決定、組成解析用スペクトルの取得• 中国からの移行分・・・5000－6000ÅÎ完了（Liu et al. 2010）• 惑星をもつ候補・・・6000－8000Å（余裕があれば。実際はあまりない。）– 恒星活動の調査• 視線速度の周期的変化を示す天体を中心に・・・CaIIHK線領域
ÎHIDESのCCDモザイク化により視線速度データと同時に取得可能（但し効率は低い）

観測実績：2007年1月～2009年12月
天候の内訳

割当夜数：合計208夜

使えるデータがとれた日

曇など
46％
観測不可能日使えないデータしかとれなかった日

快晴
22％

2007年：前35夜、後35夜
2008年：前34夜、後35夜
2009年：前35夜、後34夜（2010年：前36夜、後38夜）

晴、薄曇
32％

ほぼ希望通りに割り当てて頂いた（2004~2006年とほぼ同じ内訳）

観測実施率、達成率
2007年：実56％、達81％
2008年：実54％、達80％2009年：実53％、達71％（2010年前：実48％、達73％）

120％

2008

2007

20092010■：達成率10080
6040
20◆：実施率0

ほぼ満足のいく達成率147101316

19222528313437

発表された成果•

査読論文8編（2007年以降。それ以前には関連論文3編あり。）• A Planetary Companion to the Hyades Giant ε Tauri• Sato et al. 2007, ApJ, 661, 527• A Substellar Companion to the Intermediate‐Mass Giant 11 Comae• Liu, Sato, Zhao, et al. 2008, ApJ, 672, 553• Planetary Companions around Three Intermediate‐Mass G and K Giants: 18 Delphini,ξ Aquilae, and HD 81688• Sato et al. 2008, PASJ, 60 539• Stellar Parameters and Elemental Abundances of Late‐G Giants• Takeda, Sato, and Murata, 2008, PASJ, 60, 781• Planetary Companions to Evolved Intermediate‐Mass Stars: 14 Andromedae, 81 Ceti,
6 Lyncis, and HD 167042• Sato et al. 2008, PASJ, 60, 1317

• A Planetary Companion Orbiting the Intermediate‐mass G Giant HD 173416• Liu et al. 2009, RAA, 9, 1

NEW! • Substellar Companions to Evolved Intermediate‐Mass Stars: HD 145457 and HD
180314• Sato et al. 2010, PASJ, 62, 1063
• すばると岡山による初の惑星、褐色矮星の発見

NEW! • Stellar Parameters and Abundance Analysis of 58 Late G Giants••• Liu et al. 2010, PASJ, 62, 1071
• 興隆（中国）との共同研究。興隆サンプルの物理パラメータ、化学組成解析

記者発表3回（会見2回、ウェブリリース1回）
さらに、現在3編の論文を準備中（岡山1、日中1、すばる1）

EAPSNETによるこれまでの発見
Star Name

Sp.
Type

Stellar
Mass(M~)

StellarRadius(R~)

Planetary Semi‐
Massmajor(MJUP)
Axis (AU)

Eccentricity

Metallicity([Fe/H])(dex)

備考

HD 119445

G6III

3.9

20.5

37.6

1.71

0.08

＋0.04

日韓ε TauK0 III

2.7

13.7

7.6

1.93

0.15＋0.13

11 ComG8 III

2.7

1919.41.290.23－0.28

日中HD 180314

K0 III

2.6

9.2

22

1.4

0.26

＋0.20

すばる

81 CetG5 III

2.4

115.3

2.5

0.21＋0.06

18 DelG6 III

2.3

8.5

10.3

2.6

0.08

－0.05

HD 104985

G9 III

2.3

118.3

0.95

0.09

－0.35

ξ Aql

K0 III

2.2

122.8

0.68

0－0.1814 AndK0 III

2.2

114.8

0.83

0－0.24

HD 81688

K0 III‐IV

2.1

132.7

0.81

0－0.34

HD 173416

G8 III

2.0

13.5

2.7

1.2

0.21

－0.22

日中HD145457

K0 III

1.99.92.9

0.76

0.11－0.14

すばる

6 Lyn

K0 IV

1.7

5.2

2.4

2.2

0.13

－0.13

HD 167042

K1 IV

1.5

4.5

1.6

1.3

0.10＋0.00

惑星頻度 vs. 中心星質量
Johnson et al.
(2007)

KM dwarfs
0.1‐0.7M~
2%

G dwarfs F dwarfs, G subgiants
0.7‐1.3M~
1.3‐1.9M~
4%
9%

OAOサンプル

全て< 2.5MJUP(>0.8MJUP)
17%(5/30)

全て> 2.5MJUP
GK giants GK giants
1.9‐3M~
3‐5M~

5%0%(10/184) (0/61)
注：おそらく下限値
3.0軌道長半径100
Inside ofcentral star
Msini (MJUP)

10？

1Detection limit0.1
0.01
0.01

▲：Red clump giants (1.7‐3.9M~)▲：Subgiants (1.6‐1.9M~)▲：K giants (<1.6M~)○：FGKM dwarfs

0.1
1Semimajor Axis (AU)10
Sato et al. 2008

理論予測：惑星頻度、軌道長半径
円盤散逸前に形成、移動？
★見つかっている惑星

スノーライン＜10AU（光学的に厚い円盤）

スノーライン＞10AU（光学的に薄い円盤）

中心星質量（M~）

ガス惑星の頻度

Kennedy&Kenyon 2008

移動前に散逸Î移動阻害Currie 2009

中心星質量（太陽質量）
巨大惑星の頻度は惑星形成期のスノーラインの位置に敏感（大質量星ほど円盤が早く散逸すると仮定）

内側領域の惑星分布は、円盤散逸と惑星形成・移動の時間尺度の兼ね合い

中心星進化の影響
理論計算実行中（國友、生駒＠東工大）

AB dwarf(~2R~)
G giant(10-20R~)
RGBstars

潮汐相互作用K giant(~40R~)

Pre-RGBよりPost-RGBの滞在時間の方が圧倒的に長い（～数10-100倍）
1000天体くらい観測すれば両者の統計的な議論が可能

G giant(He-burningstar)

0.5

1 AU

4AU以遠の惑星候補
Mpsini=4MJUP
a=4AU
M★=3M~
軌道フィットは予備的

約15天体が1000日以上のタイムスケールの長期変動を示す
時間軸をさらに延ばす意義がある

Mpsini=27MJUP
a=10AUM★=3.4M~

多重惑星系bcd?

P=323d (a=1.3AU), Msini=19MJUP
P=428d (a=1.5AU), Msini=1.8MJUP
P=620d (a=2AU), Msini=1.3MJUP
平均運動共鳴？

bc

P=427d (a=1.4AU), Msini=2MJUP
P=975d (a=2.5AU), Msini=6.5MJUP中国サンプルからの惑星候補
b: P=367d (a=1.2AU)
Mpsini=1.7MJUP
c: P=655d (a=1.8AU)
Mpsini=1.4MJUPPreliminary

中国から移した50天体のうち17天体を岡山で継続観測すばるサンプルのフォローアップ
2006~2008年にすばる/HDSで観測した200天体(各天体につき3回観測)

New Discoveries!

Sato et al. 2010

31天体を岡山で継続
フォローアップ

σRV=30~200 m/s
Îフォローアップ

すばるで候補発見、岡山でフォローアップ▲HDS ●HIDES第3期プロジェクト観測：目的 さらなる時間軸の延長– 4AU以遠（周期1000日以上）の惑星頻度を明らかにする– 同時に、低質量惑星（＜2MJUP）の検出限界をできるだけ正確に見積もる– 惑星形成期のスノーラインの位置、惑星形成メカニズムに制限 惑星発見数の増大– すばる等で発見した多数の候補天体のフォローアップを継続– 中心星近傍における惑星欠乏の原因を統計的に議論– 他の望遠鏡時間の獲得も引き続き推進第3期プロジェクト観測：計画• 申請夜数・・・半期40夜（6‐7夜×6回）×3年• 観測対象– （A）2001年から継続している岡山オリジナル天体300個– （B）すばる他からの要フォローアップ天体48個• 観測内容– ヨードセルを用いた視線速度精密測定• 上記（A）について・・・すべてについて最低年4‐5回（これまでより多め）• 上記（B）について・・・年5‐8回程度• 視線速度標準星も毎回数個観測– 組成解析用スペクトル（兼視線速度解析用テンプレート）の取得• 上記（B）のうち半数について取得する必要あり– 恒星活動の調査• 視線速度の周期的変化を示す天体を中心に・・・CaIIHK線領域
ÎHIDESのCCDモザイク化により視線速度データと同時に取得可能（但し効率は低い）

まとめ• 第2期プロジェクト観測– 観測達成率は3年間の平均で77％• 実施率、達成率ともに第1期とほぼ同じ。プロジェクト観測のおかげ。

– 成果は順調に出ている• 惑星発見論文、化学組成解析論文• 統計的性質に関する論文もなるべく早くまとめたい• 理論面での共同研究が進みつつある– 積み残しの課題• 恒星活動関連、データベース整備、ウェブ等• 第1期の頃からあまり進展なし• 第3期プロジェクト観測– 低質量惑星の検出限界をおさえるために各天体の観測頻度を増やす＝＞フォローアップ天体の数をこれ以上増やせない• ファイバー化によるスループット向上に期待– 他の望遠鏡時間獲得も引き続き努力するが、十分な実績があり安定した観測が期待できる岡山プロジェクト観測はこの研究の生命線。