中質量巨星が示す長周期視線速度変動の直接撮像による特定と制限	
笠 嗣瑠（総合研究大学院大学）,	  田村元秀（東京大学/国立天文台）,	  成田憲保（国立天文台）,	  高橋安大（東京大学）,	  佐藤文衛
（東京工業大学）,	  岡山G型巨星惑星探索チーム,	  SEEDS/HiCIAO/AO188チーム			長周期視線速度トレンド	
2001年から岡山天体物理観測所での中質量巨星のRVサーベイ	  →RVの長周期トレンドを持つ天体が観測された	  	  遠方に天体が存在することを示唆	
Sato+	  2012	2	

トレンド原因天体の縮退	
惑星	

伴星	

＋	＋	

10AUに位置する惑星質量天体によるRVトレンドの量と	  遠方の恒星質量伴星によるRVトレンド量は同程度になる	  	  	  3	

系外惑星の発見方法—直接撮像	

Marois+2008によるHR8799（A型星）周りの系外惑星の近赤外直接撮像画像	
Carson+2012によるκ	  Andromedae（B型星）
周りの褐色矮星	

直接撮像法の特徴	  • 遠方（＞10AU）の惑星を観測しやすい	  →質量推定は公転運動からではなく、光度を低質量天体の進化モデルを使って変換し質量を算出	  • 系の年齢が若いほど検出がしやすい	  4	

直接撮像による縮退の解消	
直接撮像によって伴星の有無を確認することで	  RVトレンドの原因が伴星由来なのか惑星由来なのかを確認	  	  伴星がなかった場合、	  RVトレンドからの質量のRVトレンドを引き起こしている制限	
天体の質量と軌道長半径の範囲を制限することが可能	  	  Kane+	  2014	
太陽型星に対しては先行研究としてTRENDSグループが存在	  →中質量星周りではまだない	

直接撮像による質量の制限	

5	

本研究の動機	• 中質量星周りの惑星分布は太陽型星とは異なることがわかってきており、遠方のサンプル数は少ない	  • 岡山天体物理観測所での10年以上にわたるRV法での惑星サーベイの結果、RVトレンドを持つ天体が見つかっている	  • 直接撮像法を用いて伴星の有無を確認することで	  RVトレンドの原因（恒星or惑星）を特定する	  • 先行研究のTRENDSのターゲットは基本的にはFGKの主系列星で中質量星はCrepp+2013aでのG8IVの巨星1つのみ	  • 中質量巨星に対するまとまった直接撮像観測は本研究のみ	  6	

観測天体	
γ	  HyaにおけるRVトレンド	

岡山天体物理観測所の観測でRVトレンドを持つとわかった	  
5天体、その他1天体の計6天体	  	  質量：1.55-­‐2.94	  Msun	  年齢：	  0.37-­‐2.5	  Gyr	  スペクトル型：	  G6III-­‐K2III	  	  6天体のうち4天体には内側（<4AU）に惑星（1-­‐13木星質量）が存在	  7	

観測&解析	
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SEEDSプロジェクトの一部として観測	  すばる望遠鏡HiCIAO+AO188	  2011-­‐2012年に1回目の観測（Hバンド（1.6μm））	  2014年に追観測（J,H,Ksバンド）	  解析はLOCI（Lafrenière+2007）を使用	  ノイズから主星に対するコントラストを評価	  →円環に区切ってその中の標準偏差を計算	  H等級をCONDモデル（Baraﬀe+1998）を用いて検出限界質量を算出	  伴星質量は3色のカラーから算出される質量が合うDustyモデル(Chabrier	  et	  al.,	  2000)	  or	  CONDモデルを使用	   8	

追観測と伴星の確認	

検出された伴星候補は背景星の可能性があり、追観測によって共通固有運動を持つか確認する。	  
背景星場合、遠方に位置しているので固有運動は小さく、止まっているとみなせるので、主星の固有運動によって追観測においては位置が大きく変化する。	
9	結果—概要	
天体名	

伴星候補	

共通固有運動	γ	  Hya	○	  γ	  Hya	  B	○	HR	  275	

○	  HR	  275	  B	  ○	  HR	  275	  C	○	  ×	HR	  4779	

○	  HR	  4779	  B	○	

18	  Del	○	  18	  Del	  C	×	ι	  Dra	×	-­‐	  HR	  665	×	-­‐	  6天体のうち4天体で伴星候補が5つ検出された。	  	  追観測の結果、共通固有運動を持ち、重力的に束縛されていると考えられる伴星は3天体に3つ。	  	

10	RVトレンドの原因の特定	
観測された伴星	

RVトレンドの	  最小質量	

RVトレンドの	  最小質量	
直接撮像で観測できない天体	
RVトレンド原因天体の範囲	

伴星が存在する場合	  →伴星がRVトレンドを引き起こすための最小質量を上回っているかの確認	  	  伴星が存在しない場合	  →直接撮像の検出限界質量と組み合わせることで	  RVトレンドの原因となっている天体の質量と軌道長半径を制限	
11	視線速度トレンドの原因	
天体名	

伴星の有無	 トレンドの原因	

軌道長半径	

γ	  Hya	γ	  Hya	  B	γ	  Hya	  B	66.5	  AU	HR	  275	HR	  275	  B	HR	  275	  B	35.11	  AU	HR	  4779	

HR	  4779	  B	HR	  4779	  B	58	  AU	18	  Del	(18	  Del	  B)	惑星	  or	  褐色矮星	

10-­‐50	  AU	ι	  Dra	×	

褐色矮星	  or	  M型星	10-­‐30	  AU	  HR	  665	×	

褐色矮星	  or	  M型星	10-­‐50	  AU	

3天体では観測された伴星がRVトレンドの原因	  	  残りの3天体は観測できなかったより内側に存在している	  惑星、褐色矮星からM型星が原因	  →M型星かは、より内側を深く直接撮像観測をすることで判別可能	
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RV天体が惑星に与える影響	
惑星名	

最小質量(MJup)	

軌道長半径（AU）	

軌道離心率	

HR	  275	  b	1.4	1.9	0.19	

18	  Del	  b	10.3	2.6	0.08	

ι	  Dra	  b	12.6	1.34	0.713	

HR	  665	  b	7.8	3.4	0.53	

4天体に惑星があるがこのうち3天体では離心率が大きい。	  
→伴星による影響（古在機構）の可能性	  	  18	  Delを除く3天体に対して古在機構のタイムスケールを計算したところ、全ての系で年齢よりも古在機構のタイムスケールのほうが小さい結果（〜0.4Myr）になった	  →内側の惑星の離心率が大きい原因は外側のRVトレンドを引き起こしている天体による古在機構で説明できる	
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結論	
• RVトレンドは遠方の天体の存在を示唆しているが天体の質量と軌道長半径が縮退している	  • RVトレンドが見られる中質量巨星に対して直接 撮像を行い、RVトレンド原因となっている伴星を3天体で3つ発見した 	  • RVトレンドが見られる中質量巨星まわりで一度複数のトレンド天体の原因を特定したのは本研究が初めて	  • 残りの3天体ではRVトレンド原因天体の質量と	  軌道長半径の制限を行った	  • 内側に軌道離心率が大きい惑星を持っている系ではRVトレンド天体による古在機構が原因で軌道離心率が大きいと考えられる	  • 今後、他の岡山でRVトレンドが見られる10数天体に対して	  同様にRVトレンド原因天体を特定することで遠方惑星の頻度の	  議論を行う	  14