ホットジュピター

太陽系外惑星大軌道巨大惑星

惑星の質量（地球質量）

現在まで約4000個見つかり、地球のような岩石惑星やハビタブル惑星、巨大ガス惑星等、多様な惑星系が明らかになっている。中でも大きい惑星は、質量や半径・軌
道長半径の特徴からホットジュピター、大軌道巨大惑星、スーパーアースなどに分類される。これらの多くはトランジット法やドップラー法で検出されている。

木星型惑星
スーパーアース

軌道長半径（AU）
図１ 系外惑星の分類

多波長トランジット観測により得られた波長ごとの減光率と惑星大気モデルとの比較から、大気組成を推定(図３)

トランジット多波長測光ス
ケール
惑星大気を通過した主星の光を多波長で観測すると… ハイト
で○厚い雲に覆われた惑星規
格化
波長にかかわらず光が雲に散乱され減光した
主星
惑星
観測者
惑星
半
減光率の
径

系外惑星の存在頻度は主星の金属量が高いほど多い (図4)

波長依存性なし

トランジット法

波長（µm）
図 3 大気モデルと惑星半径 (Sing et al. 2016)

主星

惑星

惑星が主星の前を横切る際に起こる減光を利用して惑星を検出

縦軸:スケーリングした惑星半径、横軸:波長。実線が各惑星の大気モデルを示す。

○大気を持つ惑星

2

𝐹0−𝐹𝑡
𝑅𝑝
・惑星半径（減光率== 2)
𝐹0
𝑅𝑠

縦軸:観測天体のうち系外惑星を持つ星の割合、横軸:金属量[Fe/H]。

・軌道長半径(ケプラーの第三法則 a=4𝜋2
𝐺𝑀𝑠𝑇2)

3(※a: 軌道長半径 T: 公転周期)F0

減光率の波長依存性あり

減光量
Ft・軌道傾斜角（トランジット継続時間から)
図２

本研究では、多波長トランジット測光観測から①トランジット光度曲線から減光率を求め②系外惑星の大気モデルと比較し③主星の有効温度や金属量などによる大気の差異を探る

ヘイズがある又は晴れた大気→レイリー散乱により短波長側の減光大時間
木星による太陽のトランジット現象では、約1%の減光が観測される系外惑星の大気と主星・惑星の物理量に相関関係がある？

観測者

惑星主星星の明るさ

1

トランジット法 概念図

主星の金属量 [Fe/H]

図 4 惑星存在頻度と金属量(Fischer, Valenti 2004)

惑星大気の成分により特定の波長の光が吸収(※Rp: 惑星半径 Rs: 主星半径)(Fischer, Valenti 2004)

系外惑星をもつ恒星の割合

表1 観測概要

F,G,K型星周りのトランジット系外惑星23天体の観測を行なった

図5 SaCRA望遠鏡

望遠鏡

36cm望遠鏡

55cmSaCRA望遠鏡

2mなゆた望遠鏡

Spitzer宇宙望遠鏡

観測装置

SingleCCD(FLI/SBIG)

三波長同時撮像装置(MuSaSHI)

近赤外撮像装置(NIC)

赤外撮像装置(IRAC)

観測視野

17’.4×17’.836’.4×24’.212’.8×12’.4

2’.73×2’.73

5”.2×5”.2

観測波長g’(410-550nm)

r(550-680nm)
i(700-810nm)
z(820-1000nm)

J (1.18-1.33µm)
H (1.48-1.78µm)
Ks (1.99-2.30µm)

CH1(3.18-3.93µm)
CH2(3.99-5.00µm)

観測天体

16天体(計17晩)

22天体 (計28晩)

4天体

3天体

観測日

2018/3～2020/12

2019/1～2020/12

2020/5～12

2013/3～2018/5

露出時間

図6 36cm望遠鏡

30～60秒30～60秒

約2’.73

約12’.8ターゲット星アーカイブデータを解析

Annulussky

図8 アパーチャー測光概念図

減光率最大値の値を算出
減光率最小値

減光率の波長依存性
各天体について求めた減光率について、波長依存性の有無を調査(図13)

参照星3

参照星5

1.1以下
波長依存性なし

1.1より大きい
波長依存性あり

波長依存性あり

波長依存性あり参照星4Aperture*1 EXOFAST(Eastman et al. 2013)*2 PyTransit(Parviainen 2015)

図7 なゆた望遠鏡

2秒

変光の見られない星を参照星に採用

参照星2

相対的な明るさ

IRAF・Pyrafを用いて解析を行った(1) 一次処理 (ダーク引き, フラット補正, sky引き）(2) ターゲット星、参照星のアパーチャー測光(図8)(3) 参照星の変光確認(図10)(4) ターゲット星の相対測光(5) EXOFAST*1およびPytransit*2を用いて光度曲線を求める(図11, 12)
ー30秒

参照星1Dannulus

Aperture

波長依存性なし

参照星6時間図10 HAT-P-29の参照星の光度曲線

約12’.4約2’.73
図9 HAT-P-29 (左：zバンド, 右：Ksバンド) 赤:ターゲット星, 水色:参照星

光度曲線のフィッティングg r i.

’r band.

.

相対的な明るさ① EXOFAST, PyTransitを用いて光度曲線を作成② 1の曲線から3σ以上外れた値を除く③ 2のデータについて再度光度曲線を作成④ 求めたデータについて②③を2σで繰り返す

波長依存性大 ● 活動性高(図12)主星の有効温度 [K]
図14 主星の有効温度と減光率波長依存性曲線から、波長ごとの減光率を算出

RHK値(Knutson et al. 2010)から主星の活動性を分類。

χ二乗値と概形から惑星大気を推定* Mollière et al. 2019

TrES-３
H2O+CH4+K model■ モデル値

TrES-3bの大気はH2O, CH4, Kを含むと推定■ モデル値■ モデル値

減光率

1500
波長（nm）

2000

500
2000

1000

500
2000

波長(nm)

横軸が波長、縦軸が減光率を示し、各線がpetitRADTRANSで作成した大気モデルである。

赤丸が観測値、黒実線が大気モデル、青がモデル値。左：H2O, CH4, Kのある大気モデル。右：H2O, CH4の大気モデル。図左下のTeq, logP0は、最適フィット時の平衡温度と、大気圧を示す。

HAT-P-12

WASP-12● 本研究● Wong et al. 2020

H2 model● Stevenson et al. 2014

● Alam et al. 2014
■ モデル値

減光率

減光率
Teq: 1078 K
log P0: -1.92 bar

1000
波長(nm)

χ2= 72.36
3000

減
光率
Teq: 2133 K
log P0: 1.00 bar

2006000500

χ2= 11.701000
波長(nm)

3000

Teq: 1773 K
log P0: -1.29 bar

2006000500

減光率の波長依存性に相関は見られない

最小値

主星の金属量により惑星大気の厚さや雲の有無・種類等に差異？

主星の活動性が惑星の大気に関係？

RHK値(Knutson et al. 2010)から主星の活動性を分類。

主星の金属量 [Fe/H]
図15 主星の金属量と減光率の波長依存性

主星の活動性が低い天体は、金属量が高く、減光率の波長依存性が小さい

惑星の大気組成と恒星・惑星の物理量との相関を調査(図22, 23)
主星の
金属
量

雲を持つと推定雲の可能性もあり観測天体
× 木星
× 土星
★ 活動性高● 活動性低雲を持つ惑星の主星の金属量が 主星の高い傾向
金属↓量
主星の金属量が雲の生成に寄与？

H2Oを含むと推定CH4を含むと推定◎ 太陽★ 活動性高● 活動性低惑星の密度（g/cm3）

図22 惑星密度と主星の金属量横軸が惑星密度(g/cm3)、縦軸が主星の金属量[Fe/H]を示す。赤色が雲を持つと推定された天体、桃色が雲の可能性がある天体、灰色はその他の観測天体。

H2O, CH4を含む惑星を持つ主星は主星の金属量・有効温度が低い傾向

主星の有効温度 [K]図23 主星の有効温度と金属量横軸が主星の有効温度(K)、縦軸が主星の金属量[Fe/H]を示す。青色がH2O、紫CH4を含むと推定された天体。比較のため、太陽の値を◎で示している。

Namodel● 本研究■ モデル値■ モデル値

300 5005000

波長依存性が小さい
Qatar-6bの大気は雲に覆われていると推定

WASP-52● 本研究

H2+H2O+CH4+K model

金属量が低い(<0.1)天体

黒実線が雲に覆われた大気モデルを示す。

1000

図17 TrES-3の大気モデルと求められた減光率

図16 大気モデル

減光率の最大値[Fe/H]

1000

1000
波長(nm)

図18 Qatar-6の大気モデルと減光率

χ2= 2.278

減光率の波長依存性が小さい天体が多い● 活動性未調査[Fe/H]

500

500
2000
Teq: 2130 K
log P0: -0.29 bar

活動性高● 活動性低波長依存性小cloudmodel

χ2= 0.036

χ2= 1.825

金属量が高い(>0.1)天体

惑星大気と恒星・惑星の物理量● 本研究

H2O+CH4 model● 本研究

波長依存性大●主星の活動性が低い
天体は、減光率の波長依存性が小さい傾向

Qatar-6減光率
Teq: 2122 K
log P0: 0.086 bar

z バンド

/

波長依存性小EXOFAST/PyTransitで求めた光度

petitRADTRANS*を用いて大気モデルを作成し減光率と比較(図16-21)

減光率/

上からg’, r, i, z, J, H, Ksバンドのデータ。黒線がフィッティングで求められた光度曲線を示す。

大気モデルと減光率の比較● 本研究

主星から受けるエネルギーによる惑星大気の差異？

最小値

図11 HAT-P-29の光度曲線

23天体で-90～+52分の予報時刻との差が見られた

時間
図12 WASP-38 zバンドの光度曲線

主星の有効温度が高い天体ほど減光率の波長依存性が大きい傾向● 活動性未調査

減光率の最大値

時間

トランジット継続時間

i バンド

波長（nm）

波長（nm）

減光率の波長依存性と、恒星・惑星の物理量との関係を調査(図14, 15)

トランジット予報時刻と実際のトランジット時刻の差異を調査

継続時間
トランジット入 190分 トランジット出時刻
時刻

r バンド

減光率の波長依存性と恒星・惑星の物理量

J bandトランジット時間の違い

最大-26～+64分の予報時刻との差が見られた

z バンド

i バンド

z bandKs band

トランジット入・出時刻

r バンド

波長（nm）● 活動性低トランジット出予報時刻

g’バンド

KH

横軸が波長、縦軸が各バンドの減光率を示す。左：可視・近赤外同時観測を行った天体のうち、減光率の波長依存性が見られた天体。中央：可視観測を行った天体のうち、減光率の波長依存性が見られた天体。右：可視観測を行った天体のうち、減光率の波長依存性が見られなかった天体。

相対測光値とFWHMやスカイの値との関係を調査トレンドの補正を行った。

相対的な明るさJ

図13 波長と減光率の関係

H band

予報継続時間280分

zi band

トレンドの補正

トランジット入予報時刻

減
光率

減
光率

g’ band

変光していない1-16個の参照星により相対測光を行い、トランジットを有意に検出した23天体28イベントのデータについて①-④の手順で光度曲線を作成した。(図11)
.

減
光率

χ2=
29.33
3000

1000
波長(nm)

図19 HAT-P-12の大気モデルと減光率

図20 WASP-12の大気モデルと減光率

図21 WASP-52の大気モデルと減光率

黒線がH2によるレイリー散乱, H2O, CH4, Kの大気モデルを示す。

黒線がH2によるレイリー散乱の大気モデルを示す。

黒線がNaの大気モデルを示す。

本研究のみ

H2O, CH4, K

本研究のみ

雲本研究のみNa

先行研究のみレイリー散乱, K

先行研究のみレイリー散乱

先行研究のみNa

本研究＋先行研究

H2, H2O, CH4, K

本研究＋先行研究

H2

本研究＋先行研究

Na

SaCRA/MuSaSHI, 36cm望遠鏡/撮像装置, なゆた/NICを用いて2018〜2020年に23天体(計29晩)の観測を実施した。Spitzer/IRACデータも解析し，EXOFAST, PyTransitを用いて光度曲線のフィッティングを行った。
減光率の波長依存性について調査した結果、● 減光率の波長依存性が、主星の有効温度や金属量、惑星の密度等に関係する可能性が示唆された。
さらにpetitRADTRANSを用いて、大気モデルを求め、減光率との比較から、惑星の大気組成を推定した。
● H2O, CH4を含む惑星の、主星の金属量・有効温度が低い傾向が見られた。
● 雲を持つと推定された惑星については、主星の金属量が高い傾向が見られ、金属量の違いが雲の生成に差異を起こす可能性が示唆された。
□ 本研究では可視・近赤外の多波長トランジットが得られた天体は3つであったため、多波長観測をさらに進め、主星の金属量や有効温度と減光率の波長依存性や惑星大気構造の関係を調べる□ 主星の活動性を調べ、活動性による惑星大気の違いについて探る