視線速度精密測定による	  G型巨星の惑星サーベイ	  IV.	
n第4期プロジェクト観測一年目（2013年後期～2014年前期）の報告

佐藤文衛1,	  原川紘季2,	  大宮正士2,	  	  泉浦秀行3,	  神戸栄治3,	  竹田洋一2,	  吉田道利4,	  2,	  井田茂1	  伊藤洋一5,	  安藤裕康2,	  小
久保英一郎	  	  1東工大,	  2NAO,	  3OAO,	  4広島大,	  5兵庫県立大	

中質量GK型巨星の視線速度サーベイ	
視線速度観測で見つかった惑星をもつ恒星の分布	

・中質量巨星（GK型巨星）は	  視線速度精密測定が可能	  ・トランジットで探すのは困難	
・中質量主系列星（早期型星）は	  視線速度測定精度が低い	  ・トランジット候補天体があっても	  視線速度の追観測が難しい	  これまでに分かっている	  中質量巨星周りの惑星の性質	
p 巨大惑星の頻度	  – 少なくともM~1.9M¤までは増加	  (~10–20%;	  e.g.	  Johnson+	  2007;	  Bowler+	  2010)	  – M>3M¤以上では減少？(Sato+	  in	  prep.)	  p 惑星質量分布	  – 大質量惑星(>5MJ)は質量の大きな(>2M¤)巨星の周りに多く存在する傾向(e.g.	  Lovis	  &	  Mayor	  2007)	  p 軌道長半径分布	  – ほぼ全ての惑星がa>0.6	  AUに見つかっている(e.g.	  Sato+	  2008;	  Johnson+	  2007)	  p 中心星金属量との相関	  – はっきりしないが、金属量が少なめでも巨大惑星が存在する(e.g.	  Pasquini+	  2007;	  Takeda+	  2008;	  MorYer+	  2013)	  理論的予測	n 巨大惑星頻度	

n 巨大惑星軌道分布	
円盤散逸前に惑星形成、移動？

スノーライン <10AU	
(光学的に厚いディスク)	
スノーライン >10AU	
(光学的に薄いディスク)	

★見つかっている惑星	

3	

中心星質量（M¤）	

巨大惑星頻度	Kennedy&Kenyon 2008

2.5	2	Currie 2009	

巨大惑星で
きない	

惑星移動前に円盤散逸è移動阻害1.5	
1	0.5	0.1	中心星質量 (M¤)	

1	10 AU	（大質量星ほど円盤が早く散逸すると仮定）

n内側領域の惑星の分布は、円盤散逸と惑星形成・移動の時間尺度の兼ね合いによるnコア集積では＞10AUに巨大惑星できにくい

第4期プロジェクト観測：目的	Ø 低質量惑星	  – 5AU以内、~1-­‐2MJUPの惑星候補の確認、軌道決定	  – 5AU以内の巨大惑星の統計を確立	  Ø 複数惑星系	  – 軌道間隔が近い複数惑星系の確認、軌道決定	  – 軌道安定性、形成・進化過程	  Ø 短周期惑星（è個別課題へ）	  – 短周期惑星候補の確認、軌道決定	  – 周期約30日以内、~40ME-­‐2MJUPの惑星頻度に初めて制限	  Ø 遠方惑星（è個別課題へ）	  – ~5-­‐10AUにある巨大惑星、褐色矮星の頻度推定	  – 惑星形成の外側限界への示唆	  惑星の探索範囲（質量、周期）を拡大し、新たな発見を目指す	  上記惑星は現状では視線速度観測によってのみ検出可能	  観測対象、観測内容、採択夜数	Ø 期間：2013年後期〜2016年前期	  Ø 対象：合計300個（V<6.5）のGK型巨星	  – 2001年の研究開始以降、岡山で観測したことのある天体	  • 中国・興隆、すばるサンプルだったものも含む	  – 観測期間6年以上	  • 遠方惑星探索に適	  – 単独星、かつ活動性（CaIIHK線強度から推定）が低い	  • 低質量惑星探索に適	  – 上記条件を満たすものから300個を再構成	  Ø 内容：ヨードセルを用いた視線速度精密測定	  – これまでのデータとの連続性を担保しつつ、データ点数を稼ぐため、HIDES-­‐
SlitとHIDES-­‐Fiberを併用	  Ø 夜数：年間50夜	  – 低質量惑星及び複数惑星系の軌道決定が主目的	  – 計約50天体に対し、今後それぞれ数十点のデータが必要	  – 各天体毎回3点以上、1〜2ヶ月おきに年間計20点以上	  – 短周期惑星の集中探索・・・年間30夜＝＞個別課題へ	  – 遠方惑星の探索・・・年間15夜＝＞個別課題へ	  観測実績：2013年7月～2014年6月	
p 天候の	内訳	

快晴	
18％	

使えるデータが	とれた日	

曇など	
47％	
観測不可能日	
使えないデータ	
しかとれなかった日	

晴、薄曇	
35％	

120	  100	  80	  60	  40	  20	  0	  p 割当夜数：合計53夜	

■スリット	
達成率	
実施率	1	   2	   3	   4	   5	   6	   7	   8	   9	   10	   11	  p 観測実施率、達成率	

■ファイバー	

ラン毎の実施率に大きなばらつき	

1	   2	   3	   4	   5	   6	   7	   8	   9	  10	  11	  12	  13	  14	  15	  16	  17	  18	  120	  100	  実施率49％、達成率60％80	  スリット（23夜）：実45％、達53％
60	  ファイバー（31夜）：実53%、達64%40	  20	  短期間（3日間以下）のランが増えたので	  0	  

実施状況	• 重要天体（惑星をもつ候補星）については継続的にデータがとれている	  • 連続3日以上のランが少ないので、毎回3点以上ではなく毎月3点以上を目標にしている	  – 1ヶ月程度の周期を追いかけるには適しているが、短周期成分を抑えるのは難しい	  • スリットのデータはあまり取れていない	  – 天候に恵まれない、効率が低い	  – ファイバーと期間を重ねて取るのは現実的にはなかなか厳しい	  – ファイバーの高分解能モードでテンプレートをとり直す
方向で考え直す	  • スリットとファイバーのデータ間にオフセットが乗らない（はず）	  発表された成果（昨年のUM以降）	
p 査読論文	  ü The	  Lithium	  Abundances	  of	  a	  Large	  Sample	  of	  Red	  Giants	  • Liu	  et	  al.	  2014,	  ApJ,	  785,	  94	  • 岡山＆興隆サンプル（GK型巨星378個）に対するLi組成の系統的な解析	  ü A	  Long-­‐period	  Eccentric	  Substellar	  Companion	  to	  the	  Evolved	  Intermediate-­‐Mass	  Star	  HD14067	  ••••Wang	  et	  al.	  2014,	  PASJ	  submided	  すばるプロジェクト二本目の論文。岡山、興隆でフォローアップ。	  
長周期大離心率巨大惑星＋長期RVトレンド	  岡山、興隆、普賢山、すばる合わせて通算30個目の惑星or褐色矮星	  p 関連論文	  ü Low	  mass	  stellar	  companions	  around	  four	  giant	  stars	  • Yilmaz	  et	  al.	  2015,	  New	  Astronomy,	  34,	  108	  • 日土協力二本目の論文。巨星を主星とする分光連星の軌道決定。	  

ü Spectroscopic	  Study	  on	  the	  Beryllium	  Abundances	  of	  Red	  Giant	  Stars	  • Takeda	  &	  Tajitsu,	  2014,	  PASJ	  in	  press	  • 岡山サンプルの中の200星に対するBe組成の系統的な解析	  • すばる/HDSによる観測	  巨星のLi組成	
p 378個のGK型巨星：	  Li	  rich	  (ALi>1.7)・・・3個，Li	  normal	  (ALi>=1.3-­‐1.7)・・・36個，Li	  poor	  (ALi<1.3)・・・339個	
p Li	  poor	  (ALi<1.3)星では恒星進化による予想より大幅にLiが欠乏している。	  
進化の指標である[C/Fe]との相関なし。è主系列段階で既に表面のLiが減少か	p 惑星をもつ巨星の約65%はLi欠乏星。一方、同じような大気パラメータで惑星が	  見つかっていない巨星でのLi欠乏星の割合は約25％。	  
Liu	  et	  al.	  2014	

★惑星をもつ巨星	  長周期大離心率巨大惑星：HD14067b	
p すばるサンプルの天体を岡山、興隆（新分光器）でフォローアップ	p 中心星HD14067：G9III,	  M=2.4M¤,	  [Fe/H]=-­‐0.1	p 惑星HD14067b:	  Msini=7.8MJ,	  a=3.4AU,	  e=0.5	  	  	  	   è中質量巨星周りで見つかった最も大離心率の惑星の一つ	
p 長期RVトレンド（dv/dt=−22.4m/s/yr）è遠方天体の存在を示唆。大離心率の原因？	  
Wang	  et	  al.	  submided	

HD14067b	◎予備的結果：	  2:1MMR	  or	  相互逆行惑星系？	
p 独立なケプラー軌道の重ね合わせ（右上図）	  ・Planet	  b:	  P=363	  d	  a=1.2	  AU	  e=0.09	  Msini=1.75MJ	・Planet	  c:	  P=685	  d	  a=1.9	  AU	  e=0.28	  Msini=1.86MJ	p RVにベストフィットの軌道は不安定	  （軌道が接近している）	
p ベストフィットからは3σくらい離れて	  いるが、a1/a2~0.64なら2:1共鳴で	  安定な軌道があり得る（右下図）	
p もしくは、お互いに逆向きに公転して	  いればベストフィットの軌道で安定	  p 実は、このような系は巨星周りでは	  他にも見つかっている（BD+20	  2457）	  Sato	  et	  al.	  in	  prep.	
Xinglong,	  OAO,	  AAT	

まとめ	• 実施状況	  – 重要天体のデータは確実に取得している	  – 実施率にばらつきがあるが、平均すると50％程度	  – 各天体毎月（当初は毎回）3回以上の観測という方針	  – スリット観測であまりデータが取れていない	  • ファイバーのデータとの接続のため、ファイバーの高分解能モードでテンプレートを再取得する方向で検討	  • 成果	  – この1年間は今のところ査読論文2編（出版済1、投稿中1）	  • 他にも関連論文や準備中の論文あり