岡⼭ユーザーズミーティング
2016年9⽉7⽇ – 8⽇
国⽴天⽂台三鷹キャンパス すばる棟⼤セミナー室

KOOLSを用いたM型星の特性決定~地球型惑星探査に向けたサンプル選定~
東⼯⼤ 佐藤研究室 修⼠1年 ⼩泉陽平
佐藤⽂衛（東⼯⼤）
葛原昌幸（アストロバイオロジーセンター）
⼤宮正⼠（国⽴天⽂台）
IRDチーム⽬次¤ 背景¤ M型星とそれを観測する利点¤ Subaru/IRD project¤ IRDサーベイターゲットの選定¤ 本研究の⽬的¤ 観測¤ スペクトル型決定¤ ⾦属量の推定¤ まとめと今後背景¤ 近年、観測精度が向上したことによって、地球サイズの惑星を検出できるようになり、ハビタブルゾーン（HZ）での地球型惑星の検出が期待されている¤ ケプラー衛星のターゲットは暗く、遠い¤ ドップラー法等による地上からの追観測を⾏うのが難しい

今後、太陽近傍での地球型惑星の検出が重要になるM型星が有利M型星とそれを観測する利点¤ M型星：主系列星の中で最も低温の分類。M0〜M9まである。
¤ M型星は軽い¤ 0.2太陽質量の恒星のHZ（0.07〜0.1AU）に地球質量の惑星→視線速度変化 〜 1 m/s ←観測可能ex). 地球が太陽に及ぼす視線速度変化 〜 10 cm/s

¤ M型星の有効温度は2400〜3700K程度¤ 近⾚外で明るくなる

近⾚外でのM型星の視線速度観測が地球型惑星の検出に有利

ピークが近⾚外フラックス¤ M型星は太陽近傍に豊富に存在する。

GJ406 (M6) (Pavlenko+2006)

1 1.5

波長(μm)

Subaru/IRD project (PI ⽥村 ,Co-PI ⼩⾕)¤ IRD : InfraRed Doppler @すばる望遠鏡¤ 2018年サーベイ開始予定¤ 波⻑域 : 0.97 - 1.75 μm¤ 波⻑分解能 : 70,000¤ 視線速度観測精度 〜 1 m/s¤ すばるの⼤⼝径を⽣かすため晩期M型星（0.1〜0.3MSun）がターゲット¤ 岩⽯ー氷ーガス惑星を包括的にサーベイ

HZでの地球型惑星の発⾒と統計的理解を⽬指す

NAOJ

IRDサーベイターゲットの選定 (PI ⼤宮)¤ ターゲット候補選定（既存のカタログから）¤ J~7-11.5mag, 質量~0.1-0.3MSun, 距離<30pc¤ 下記条件にあてはまる天体を除く¤ 実視連星、活動度が⾼い天体、Vsini>4km/sの天体¤ 他のサーベイグループ（CARMENES、SPIRou、HPF）と重複しない¤ 事前観測による特徴づけによって150星を選定¤ IRDサーベイターゲットの条件¤ ⾃転速度が遅い晩期M型の天体¤ 表⾯活動による固有の視線速度ジッターが⼩さい天体¤ 情報がない天体に対して事前観測による⾒積もり¤ Hα線 (è ⾃転速度の⾒積もり、制限）、スペクトル型¤ 惑星分布と理論シミュレーションを⽐較 è 100個のサンプルが必要¤ シミュレーションとの⽐較に50個以上の発⾒が必要（Hori+ submitted）¤ コア集積モデルの種族合成とサーベイ観測のシミュレーションによると、5年で、50個以上の地球型から⽊星型までの惑星を発⾒できる （⼤宮他）¤ 他の観測との重複天体や分光連星、活動度が⾼い星がIRD観測でサンプル中に⾒つかった時に置き換える予備天体を50星⽤意する¤ 現在、IRDターゲットの条件にあう天体は80星程度

本研究の⽬的¤ ターゲットの特性を前もって決定する¤ 効率的な観測の遂⾏、惑星検出後の本質的な議論を可能¤ 競合する計画に先んじて成果をあげることに役⽴つ¤ 重要な特性 → 温度、⾦属量[Fe/H]¤ 中⼼星のハビタブルゾーンや質量の決定に必須

本研究でターゲットのスペクトル型（温度）と⾦属量を決定する

観測¤ 岡⼭天体物理観測所188cm望遠鏡¤ 可視低分散分光器KOOLS (2014/08/26 〜 2015/05/20)
KOOLS-IFU (2016/02/26 〜 2016/04/17)¤ 波⻑分解能 ： λ/Δλ 〜 2000
¤ 波⻑域：5800〜8000Å
¤ 2014/8/26〜2016/4/17（計23夜）、のべ162天体
KOOLS

KOOLS-IFU波⻑⽅向波⻑⽅向スペクトル型決定①インデックスを⽤いる⽅法

TiO
M0M6波⻑（Å）

スペクトル型規格化したフラックス¤ ある波⻑間のフラックス⽐として定義
吸収線の深さを⾒る→温度の指標

F1
インデックス ：i =F2
⻘：スペクトル標準星
⾚線：導出した関係式

インデックス¤ スペクトル標準星をアーカイブから取得し、インデックスの値とスペクトル型の関係式を導出する¤ 計5個のインデックスを考慮、範囲はK7〜M6/6.5

スペクトル型決定①
インデックスを⽤いる⽅法

TiO
M0M6波⻑（Å）

スペクトル型規格化したフラックス¤ ある波⻑間のフラックス⽐として定義
吸収線の深さを⾒る→温度の指標

F1
インデックス ：i =F2
⻘：スペクトル標準星
⾚線：導出した関係式
緑：観測した天体

インデックス¤ スペクトル標準星をアーカイブから取得し、インデックスの値とスペクトル型の関係式を導出する¤ 計5個のインデックスを考慮、範囲はK7〜M6/6.5

スペクトル型決定②スペクトル標準星とのカイ⼆乗による⽅法¤ 以下の式を最⼩にするスペクトル標準星を決定
2=1
N

1Xn f ( i )ing( i ) o2i

⻘：観測した天体
⾚：スペクトル標準星2= 5.00

波⻑（Å）

n：規格化定数i：フォトンノイズ

換算カイ⼆乗フラックス

f ( i )：観測されたスペクトルg( i )：スペクトル標準星

Pf ( i )g( i )/ i2n= P{g( i )/ i }2スペクトル型¤ ほとんどが中期M型星¤ ⾊指数を⽤いたスペクトル型決定との⽐較 (LG, Lepine & Gaidos 2011)¤ ⾊指数を⽤いた⽅が晩期型に⾒積もってしまう（Alonso-Floriano+ 2015）→分光観測の必要性¤ 晩期型星のスペクトル型決定には改善の余地あり

LGで決定されたスペクトル型¤ 130天体のスペクトル型を分光観測から決定。その内、29天体は初めて決定

天体数

スペクトル型決定の結果

スペクトル型 (M)本研究で決めたスペクトル型

⾦属量の制限¤ インデックスを⽤いた制限 (Lepine+ 2007,Mann+2013)⇣=1
1[TiO5]Z =TiO5[TiO5]Z[Fe/H] = 0.98⇣

0.164(CaH2 + CaH3)3+ 0.670(CaH2 + CaH3)
0.118(CaH2 + CaH3)

1.04¤ ζ=1のとき太陽⾦属量¤ ζの平均値は0.975¤ [Fe/H]にすると-0.0845(Mann+ 2013)

2(Lepine+ 2007)
0.050

まとめ
¤ IRDのターゲットとして選定してある天体のスペクトル型を決定し、⾦属量に対する制限を与えた¤ 130天体のスペクトル型を分光観測から決定、その内、29天体を初めて決定。ほとんどが中期M型星であることを⽰唆¤ ⾊指数からのスペクトル型決定との⾷い違い

事前観測における分光観測の必要性¤ 場合によっては、晩期型星のスペクトル型決定に関して、他の⽅法を考慮する必要あり¤ ⾦属量に関しても再考の余地あり¤ IRD事前観測の今後の観測予定 : ~140星程度（R=14~16等）¤ ⻄はりま天⽂台、WIYN3.5m望遠鏡@KPNO（2016年11⽉観測予定）、3.5m望遠鏡/APO、FOCAS/すばるでの観測を提案している

⎛

表１ NIR サーベイのサンプル

EWHA = 100Å ⎝1 −1$#

Jバンド等級

ターゲット選定の現状
RD @ Subaru
2017 年開始予定
100Å 6
サンプル数
100 (M4-M7)
0.3MSun以下
等級 ⽂献< 星数11 mag.
⚫：年周視差の観測がある天体の星数
星質量Lepine + 13 0.1 1564
- 0.3 M
🔴：Hα輝線が弱い天体
Sun
164(109)
CARMENES[?]+ 2016 年 ∼Alonso-Floriano753
149 (82)15
サンプル数
300 (<M0)
West + 15156 (52)
等級<2389 mag.
Our work
113
103 (68)星質量0.1 - 0.6 MSun( )内はEWHAが⼩さい天体の数
PIROU @ CFHT 2018 年 ∼¤ 0.1~0.3MSunの活動度が低い星
サンプル数~236星 ∼600 (<M0)
等級 ¤ 0.1-0.2MSun< の星9.5 ~95個
mag.
星質量 ¤ ターゲット重複< 0.7 ~120個MSun
主星質量（太陽質量）¤ Quirrenbach et al. 2016, SPIEHZPF @ HET
2017?年 ∼図 2 J バンド等級と星質量。年周視差 図
今後の観測予定： ~140星程度（R=14~16等）の観測がある天体（黒ドット）。Hα の観 は
サンプル数
300(M4-M9)¤ IRDターゲットの条件にあう天体 西はりま天文台、WIYN3.5m望遠鏡@KPNO
測があり
Hα の輝線が弱い天体（赤：236 の（2016年11月観測予定）、3.5m望遠鏡/APO、等級 ¤ 80星 （70星⾜りない）< 11 mag.
FOCAS/すばるでの観測を提案している個）。下記の条件に見合う天体は80 個程 （¤
特に0.1-0.2Mの星が⾜りない
Sun MSun星質量< 0.3度ある。の始を目標に準備中である。

Hα線観測での⾃転速度への制限
地球型惑星探索用サンプルの選定

比期

でし自が矮転やるっ低

Hα線の等価幅

α○は0.1-0.3 MSunの星のv sin I とEWHA
×はX-ray, UVが強い天体

⾃転速度（km/s）
図 1 射影自転速度 v sin
is と EWHA（式??）の関係。○
は 0.1-0.3MSun の星の v sin is （e.g. [?], [?] の値を採用）

# 6571.61

Hα線の等価幅

年周視差
Hα の観(1)

活動度が低い星の数（重複あり）

14Å 6557.61 S(λ)d(λ)$#%⎠−#65506625
Hα線の等価幅と恒星質量の関係
100Å 6500 S(λ)dλ + 6575 S(λ)dλ

図 3 M 型矮星のEWHA と質量の関係。○
主星質量（太陽質量）は先行研究 [?][?][?] と我々が観測した天体

⼀次処理¤ IRAFを⽤いて⼀次処理¤ バイアス、フラット、波⻑較正¤ 標準星（⽩⾊矮星）を⽤いた輻射強度補正¤ 観測されるスペクトルは T ( )S( )→フラックス⽐から T ( )を計算

フラックス⽐規格化したフラックス

T( )

波⻑（Å）

波⻑（Å）