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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.1,2007

トランジット法による系外惑星探索

Extrasolar Planets Search by the Transit Method
トランジット法による系外惑星探索
浦川 聖太郎 (日本スペースガード 協会)
Seitaro Urakawa (Japan Spaceguard Association)
概要

系外惑星という新たなフロンティアが発見されて 10 年以上が経った。太陽のような主系列星を公転す1る系外惑星の数は 200 個を越え、今後は系外惑星の姿をより詳細に探る段階にきている。系外惑星系の様
子を知ることは、我々の太陽系がどのように形成されたか理解を深めることにも繋がるであろう。系外惑星の発見方法のひとつに、系外惑星の恒星面通過による主星の減光を検出するトランジット法がある。ト
ランジット法により系外惑星が検出されると、系外惑星の半径と正確な質量を求めることができるようになる。本稿では、トランジット法による系外惑星の検出手法と現在のトランジット観測グループの状況を（要旨）系外惑星という新たなフロンティアが発見されて10年以上が経った．太陽のような主系列星を公転する紹介する。さらに我々が行っている、すば る望遠鏡と木曽観測所シュミット望遠鏡を用いたトランジット
系外惑星の数は200個を越え，今後は系外惑星の姿をより詳細に探る段階にきている．系外惑星系の様子を知るこサーベイの結果を報告する。

浦川聖太郎とは，我々の太陽系がどのように形成されたか理解を深めることにも繋がるであろう．系外惑星の発見方法のひ
とつにトランジット法がある．トランジット法とは系外惑星がその主星の恒星面を通過した時に起こる，主星の1 ト ランジット 法
わずかな減光を検出することで系外惑星を発見する方法である．トランジット法により系外惑星が検出されると，

これまで発見された系外惑星の多くはド ップラーシフト 法による発見である。系外惑星系の天体の運動

系外惑星の半径と正確な質量を求めることができるようになる．本稿では，トランジット法による系外惑星の検を考えたとき、主星と惑星はお互いの共通重心を中心に公転している。惑星の質量が十分に大きく、さらに主星の近くを公転している場合は、主星の公転運動も大きくなる。公転運動の視線速度方向の変化を検出
出手法と現在のトランジット観測グループの状況を紹介する．さらに我々が行っている，すばる望遠鏡と木曽観することで伴星の質量を求め、系外惑星を発見する方法がド ップラーシフト法である。ド ップラーシフト 法

測所シュミット望遠鏡を用いたトランジットサーベイの結果を報告する．

により、多くの系外惑星を発見することに成功したが 、主星の視線速度方向の速度変化しか測定できないた

め、正確な惑星の質量を求めることは困難である。また、惑星の半径も求めることができない。ド ップラー

シフト 法と並び 、代表的な系外惑星の発見方法にトランジット法がある。トランジット法とは 系外惑星が1.トランジット法

その主星を掩蔽するときに起こる、主星のわずかな減光を検出することで系外惑星を発見する方法である
周辺減光の影響を考慮しなかった場合，系外惑星によ（図 1）。主星の周辺減光の影響を考慮しなかった場合、系外惑星による主星の減光率 ∆F はる主星の減光率ΔFは
� �2
Rp
∆F =
,
,
(1)
これまで発見された系外惑星の多くはドップラーシ
R∗

フト法による発見である．系外惑星系の天体の運動を(1)で表される．ここでRp，R はそれぞれ惑星と主星の半*で表される。ここで Rp 、R∗ はそれぞれ惑星と主星の半径である。例えば、太陽系を外から見た場合、太陽のおよそ 10 分の１の半径である木星が太陽を掩蔽した場合、減光率はおよそ1%となる。ここで注意し径である．例えば，太陽系を外から見た場合，太陽の考えたとき，主星と惑星はお互いの共通重心を中心になければならないのは 、１%程度の減光現象を検出した場合でも、即座に系外惑星の発見とならない点であ公転している．惑星の質量が十分に大きく，さらに主およそ10分の1の半径である木星が太陽を掩蔽した場る。晩期Ｍ型星の恒星や褐色矮星の半径は、木星のような巨大ガス惑星と同程度である。そのため 、減光

合，減光率はおよそ1%となる．ここで注意しなければ星の近くを公転している場合は，惑星の重力の影響に率だけでは掩蔽を起こし た天体が、どのような天体であるか決定することができない。最終的な確認のた

めには 、ド ップラーシフト法による追観測で質量を決定する必要がある。木星の13 倍質量以下の天体を惑
より主星の公転運動が大きくなる．主星の公転運動のならないのは，１%程度の減光現象を検出した場合でも，星、13 倍以上 80 倍までの天体を褐色矮星、80 倍以上の天体を恒星と分類分けすることが多い。

視線速度方向の変化を検出することで付随する天体の即座に系外惑星の発見とならない点である．晩期Ｍ型

質量を求め，系外惑星を発見する方法がドップラーシ星の恒星や褐色矮星の半径は，木星のような巨大ガス

2 ト ランジット 法で系外惑星を検出するためには惑星と同程度である．そのため，減光率だけでは掩蔽
フト法である．ドップラーシフト法により，多くの系
2007 年 1 月までにトランジット法により発見された系外惑星の総数は 13 個に上る (http://exoplanet.eu/
外惑星を発見することに成功したが，主星の視線速度を起こした天体が，どのような天体であるか決定するに掲載されているもの)。特に 2006 年秋には 6 個もの新たな系外惑星がトランジット法により発見されてことができない．最終的な確認のためには，ドップラ方向の速度変化しか測定できないため，正確な惑星のおり、本稿が出版される段階ではさらに発見数が増加している可能性もある。しかしながら、ド ップラーシ
質量を求めることは困難であった．また，惑星の半径ーシフト法による追観測で質量を決定する必要がある．

も求めることができなかった．ドップラーシフト法と木星の13倍質量以下の天体を惑星，13倍以上80倍まで

並び，代表的な系外惑星の発見方法にトランジット法の天体を褐色矮星，80倍以上の天体を恒星と分類分けがある．トランジット法とは系外惑星がその主星を掩することが多い．

蔽するときに起こる，主星のわずかな減光を検出する
ことで系外惑星を発見する方法である（図1）．主星の1. 日本スペースガード協会美星スペースガードセンター

1

2.トランジット法で系外惑星を検出するためにはトランジット法による系外惑星探索／浦川59

図 1： トランジット法の概略図．系外惑星が主星の前面を通過した時の，主星の光度変化を測定する．縦軸は相対的な光度．

図 2： grazing elcipse の例．食連星をなすひとつの恒星がもう一方の恒星をかすめるように掩蔽した場合も数% 程度の減光が検出される．縦軸は相対的な光度．

2007年1月までにトランジット法により発見された

2. 観測期間中にトランジットを検出しなければならな系外惑星の総数は13個に上る(http://exoplanet.eu/にい．

掲載されているもの）．特に2006年秋には6個もの新た限られた観測時間と，安定した天候の下で，タイミな系外惑星がトランジット法により発見されており，

ングよくトランジットを検出できる確率は低い．トラ

本稿が出版される段階ではさらに発見数が増加していンジットは観測を行っていない昼間にも起こりうる．

る可能性もある．しかしながら，ドップラーシフト法

加えて，トランジットを検出した場合でも，減光現象による発見と比較すると，まだまだ発見数が少ないのが1 回しか検出されなかった場合は，有意な系外惑星が現状である．トランジット法での系外惑星発見数が候補とはいえない．減光の原因が，主星の周りを公転少ない理由として，次のことがあげられる．

する天体によるものと確認し，正確な公転周期を確定

1. 系外惑星がトランジット（惑星による主星の掩蔽現するには，周期的なトランジットを検出する必要があ

象を以下の文章でトランジットと表記する）を起こる．しかし，2回目，3回目のトランジットが，天候にす軌道を公転していなければならない．

恵まれた夜間の観測中に起こるとは限らない．また，

トランジットを検出するためには，観測者から見伴星のような他の恒星が付随していないことを確認すて惑星が主星を掩蔽する軌道を公転していなければるためには，主星の光度曲線の全位相をできるだけ明ならない．この条件は，惑星の軌道長半径が大きけれ

らかにしなければならない．このためには長期にわたば大きいほど厳しくなる．例えば，太陽と同程度の半る観測が必要となる．

径の恒星の周りを，木星のような惑星が軌道長半径

3. 観測した恒星が惑星を伴っていなければならない．

0.04AUで公転している場合を考える．この時，トラ

当然のことながら観測した恒星が惑星を伴っていなンジットが起こる惑星の軌道傾斜角（視線と公転面のければならない．これまでの研究で，金属量の豊富ななす角）は，およそ7度以下であれば良い．一方，軌星が惑星を伴いやすいことがわかっている．そのため，

道長半径１AUで公転している場合，軌道傾斜角はほドップラーシフト法で系外惑星探索をする場合，金属

ぼ0度でなければならない．これまで発見された系外量が豊富な恒星を観測対象とすることが多い．金属量惑星のうち，トランジット法での検出に適した，軌道が豊富な恒星に惑星が伴っている確率はおよそ5 ～ 10

長半径が0.04AU以下のものは1割程度しか存在しない．

％程度である．しかし，トランジット法による観測では，

60

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.1,2007

図 3： blend star の例．観測者の視線方向上に単独星と食連星が重なっている．数 % 程度の減光現象が起きる場合がある．

選択条件を設定せずできるだけ多くの星を探索する方に我々の常識を覆すような発見がなされる可能性をま法を用いる．探索した星が必ずしも，金属量が豊富なだまだ含んでいる．

わけではない．また，巨星やドップラーシフト法で追観測が難しいO，B，A型といった早期型星，近接連星，

3.観測戦略

高速自転星も探索した星の中に含まれている．さらに，
トランジットと思われるわずかな減光を検出した場合

ここで，トランジット法により系外惑星を発見するにも，減光の原因が系外惑星による掩蔽現象とは限らための観測戦略に視点を移す．トランジット法の低いない．前述した，晩期Ｍ型星や褐色矮星による掩蔽の検出確率に打ち勝ち，系外惑星を検出するためには，可能性に加え，grazing eclipseやblend starの可能性できるだけ多くの恒星を長期間観測することが必要でも考えられる．grazing eclipseとは，連星系をなすひある．そのための観測方法に次のようなものがある．

とつの恒星がもう一方の恒星の縁をかすめるように掩蔽する現象である（図2）．blend starとは連星系とそ3.1 ワイドトランジットサーベイの背景星（あるいは前方星）が視線方向上に重なって小口径の望遠鏡（あるいは普通のカメラレンズ）にいる天体であり，この場合にも，数％程度のわずかなCCDを取り付けた観測システムで，およそ5度平方度減光が検出されることがある．

以上の超広視野を実現し，12等級程度までの明るい恒このように非常に困難が多いトランジット法による星を探索する観測である．非常に広い視野であるので，系外惑星検出であるが，そこから得られる知見は，ド多くの恒星を観測することが可能になる．これまで

ップラーシフト法単独による発見に比べて非常に興味

トランジット法で発見された惑星のうち，TrEs-1[2]，

深いところがある．光度曲線から，系外惑星の半径やTrEs-2[3]，WASP-1b，WASP-2b[4]，XO-1b[5]，軌道傾斜角が明らかになるので，正確な質量が求まり，

HAT-P-1b[6] の6 天体が，この種の観測で検出された．

密度や内部構造を推定することが可能になる．代表的

さらにCOROT やKepplerミッションといった宇宙望

な例は，HD149026bの発見である[1]．この天体はド遠鏡も計画され（COROTは2006年12月27日に打ち上ップラーシフト法で発見された後，トランジットが検げに成功），高い測光精度を利用して，地球サイズの出された．正確な惑星の質量と半径が求まったこと系外惑星の発見が期待されている．

から，密度の推定を行うことが可能となり，地球の70倍もの質量を持った固体コアの存在が明らかになっ

3.2 ディープトランジットサーベイ

た．これほど大きな固体コアを持つ惑星は，従来の木大型望遠鏡と焦点面にCCDを数多く並べた検出

星型惑星の形成メカニズムで説明するのが難しい．ト器（モザイクCCD）を用いることで，限界等級を深ランジット法による系外惑星の検出は，この例のよう

くし，多くの恒星を探索する観測である．代表的な

トランジット法による系外惑星探索／浦川

61

例 にOGLE（THE OPTICAL GRAVITATIONAL-

ット観測も行われている．N2Kconsortiumとは，すLENSING EXPERIMENT） が あ る． 元 来，OGLE

ばる望遠鏡，ケック望遠鏡，マゼラン望遠鏡が協力しは重力レンズ現象の検出を目指したプロジェクトであて，新たに2000個の星に対してドップラーシフト法でる．重力レンズ現象も発生確率が低い現象のため，多系外惑星探索を行うプロジェクトである．このプロジくの恒星を観測しなければならない．そのため，広視ェクトで系外惑星と思われる視線速度変化を検出した

野のモザイクCCDカメラを用いて大規模なサーベイ観

場合，その天体情報がトランジットネットワークの一測を行っている．OGLE はこれまの観測で5つの系外部のメンバーに知らされ，即座に観測を行う体制にあ惑星を発見している[7]．また，同様な観測を行ってる．前述した，ＨＤ 149026bも，この戦略でトランジ

いるMOAプロジェクトでも，トランジットを起こすットを検出した．日本のトランジットネットワークに系外惑星候補天体を検出している[8](MOAでは他に重参加しているグループも観測に挑戦したが，残念なが力レンズ現象を利用して惑星質量天体を発見している

ら悪天候によりトランジット検出にはいたらなかった．

[9])．最近ではハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測により，
SWEEPS-04，SWEEPS-11[10]の2天体が発見されている．我々のグループが行ったすばる望遠鏡や木曽シ
ュミット望遠鏡を用いた観測も，暗い恒星を広視野検出器で数多く探索しようとするものである．

3.3 ドップラーシフト法で発見された天体の追  観測4.ẝẴỏÓõðòéíå­ÃáíἃἤἮỳỾἃǽỰἲἔở
4.1 Suprime-Cam
ここで我々が行った，すばる望遠鏡Suprime-Cam

ドップラーシフト法で系外惑星がすでに発見されを用いたトランジット法による系外惑星探索の結果ている天体に対して，トランジットの検出を試みる観を報告する[11]．すばる望遠鏡の検出器のひとつに測である．この観測では，対象天体にすでに系外惑星

Suprime-Camが あ る．Suprime-Camは， す ば る 望が存在していることが分かっているので，トランジッ

遠鏡の主焦点に備え付けられた4K×2Kピクセルのト検出の確率は高くなる．発見された天体が軌道長半

CCD10枚から構成されたモザイクカメラであり，34′

径の短い灼熱惑星の場合，およそ10％の惑星がトラン×27′という広視野を実現している．すばる望遠鏡のジットを起こすと期待される．ドップラーシフト法の高い集光力で暗い天体まで観測が可能であり，さらに観測は分光観測であるため，発見された系外惑星の主Suprime-Camの広い視野を利用すれば，トランジッ星の光度は十分に明るい．したがって，トランジットト法による系外惑星探索に適した観測が行えると期待検出を目指した観測は口径10cm 程度の望遠鏡と市販できる．本観測では，すばる望遠鏡でトランジット法のCCDカメラで十分可能である．このため，多くのによる系外惑星探索に必要な測光精度と撮像恒星数を

アマチュア天文家もトランジット検出に挑戦している．

達成できるか評価を行うことを第一の目的に設定した．

トランジット観測国際ネットワーク（http://www.

加えて系外惑星候補天体の検出を目指した．

transitsearch.org/index.htm）や，日本でもトラン
ジットネットワーク（http://www.geo.titech.ac.jp/

4.2 観測lab/ida/ida/transit.htm）が組織され，プロ・アマ

観測は2002年9月28，29日と10月1，2日に行った．9が協力して，観測技術の向上や，より良い測光精度を

月28，29日の観測時間はそれぞれ6時間，10月1，2日

目指した観測，解析方法などについて議論が行われての観測時間は1時間半であり，全体で15 時間の観測をいる．さらに，N2Kconsortiumと協力したトランジ行った．式(1)が示すように，トランジット法で系外惑62

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.1,2007
表1 : 晩期主系列星を仮定したときのトランジット候補天体の軌道要素．
Object-1は，
G0V/K5VとM0V/M5Vの可能性があり，それぞれの場合における結果を示した．
ここで軌道傾斜角 i は主星の極からの角度で表している．
軌道要素の値の不確定性は、主星の半径（スペクトル型）の不定性による．

Object

SpT

ΔF

tT

tF

Object-1

G0V/K5V

[mag]

[%]

[min]

[min]

[day]

[Au]

[ °]

[kpc]

[RJup]

3.1

3.9±0.8

79-92

0-34

0.3-1.8

0.01-0.02

67-84

1.0-3.0

1.4-2.2

M0V/M5V

1.1

4.4±0.8

91-1110

2.1-6.9

0.02-0.03

86-89

0.3-1.2

0.6-1.3

K5V/M0V

1.1

4.9±0.5

101-106

23-34

1.5-2.5

0.02-0.03

84-86

1.3-2.3

1.3-1.6

Object-3-A K0V/M2V

1.4

3.2±0.4

106-1110-39

1.7-5.6

0.03-0.05

83-88

1.2-3.0

0.9-1.5

Object-2

AV

Photometric precision [%]

a

i

Dist

Radi

星を発見するには，小さな恒星（G ～ Mの晩期主系100列星）での減光を検出する必要がある．晩期型星は可視から近赤外にかけた波長域で，より明るく撮像され10る．そのため，i‘フィルター（波長域683-854nm）を用いて観測を行った．また，撮像した恒星のスペク

1

トル型を決定するために，B，V，Rc，z’の各フィル
0.1

ターでも観測を行った．撮像領域は，多くの恒星を探
18

19

20

21

22

23

i’ magnitude
図 4： 9 月 28 日の観測における天体の等級と測光精度の関係．破線はポアソンノイズと典型的なスカイノイズを与えたときの理論的な測光精度の上限．

1.04
1.03
1.02
1.01
1
0.99
0.98
0.97
0.96
0.95
0.94

索するため銀河面（銀径=90°，銀緯＝0°）を撮像した．
解析にはIRAFを用い，アパーチャー測光を行った（光源中心から，ある半径内の光子数をカウントする測光

1.02
1.01
1
Relative flux

Relative flux

P

0.99
0.98
0.97
0.96
0.95
0.94

6.26 6.28 6.3 6.32 6.34 6.36 6.38 6.4
JD-2452540.5

0.93
5.34 5.36 5.38 5.4 5.42 5.44 5.46 5.48 5.5
JD-2452540.5

1.01
1.005
Relative flux

1
0.995
0.99
0.985
0.98
0.975
0.97
6.32

6.36

6.4

6.44

JD-2452540.5

6.48

図 5： 検出した光度曲線の例（左図：Object-1，右図 :Object-2，
左下図 :Object-3-A）．フィッティングに用いた光度曲線モ
デ ル は [13] を 用 い た．Object-1，Object-3-A の ス ペ ク ト
ル 型 は そ れ ぞ れ K0V，Object-2 は K5V を 仮 定 し て い る．
Object-3-A は近接した 2 重星である．詳細な解析の結果，主星が 3.2% の減光を起こしていることが分かった．

トランジット法による系外惑星探索／浦川

63

方法）．星の光度はエアマスなどの大気状態の変化の検出した3天体の明るさは，星間赤化の影響を補正す

ために常に変動している．そのため光度曲線を得るた

ると，およそ16 ～ 18 等級である．また巨星の絶対等

めには，目的の星の光度を測ると同時に，同じ画像内

級は-2 ～ 0 等級といわれている．従って，-2 ～ 0等級に写っている比較星の光度を測り，目的の星の明るさの巨星が16 ～ 18 等級まで暗くなっているということから比較星の明るさを引くことで大気変動を補正するは，その天体が非常に遠くに存在していることになる．

必要がある．このとき，比較星の精度が良くないと目計算の結果，巨星と仮定した場合，これらの天体まで的の星に対して十分な測光精度を得ることはできない．

の距離は17kpc 以上であると分かった．これは，太陽

例えば，目的星と比較星がともに１%の測定誤差で測系から銀河系の外縁部までの距離をこえる値である．

定できたとすると，補正された目的星の精度は誤差

一方，
G ～ M 型主系列星の絶対等級は5 ～ 8等級であり，表 1: 晩期主系列星を仮定し たと きのト ランジット 候補天体の軌道要素 。Object-1 は 、G0V/K5V と伝播よりおよそ1.4%になる．本観測では，Superime-

そこから推定される距離は0.3 ～ 3.0kpcである．した

M0V/M5V の可能性があり、それぞれの場合における結果を示し た。ここで 軌道傾斜角 i は主星の極か、主星の半径（スペクトル型 ）の不定性による。
Camという広視野検出器を使用したために，比較星らの角度で表している。軌道要素の値の不確定性はがって，遠方に存在する巨星の可能性を否定できない

Objectに適した明るい天体がCCD1チップあたり200個以上撮像されていた．これらの比較星の明るさを足し合わ
せ，比較星の精度を向上させることで高い測光精度を

Object-1
Object-2
Object-3-A実現した．補正後の測光精度と観測等級の関係を図4

SpT

AV

∆F

tT

tF

P

a

i

Dist
[kpc]

Radi
[RJ up]G0V/K5V

3.1

3.9±0.8

76-92

0-34

0.3-1.8

0.01-0.02

67-84

1.4-2.2
0.6-1.3
1.3-1.6
0.9-1.5

ものの，主系列星の可能性がより高いと思われる．こ
[mag]
[%]
[min]
[min]
[day]
[AU ]
[◦ ]
K5V/M0V

1.1

4.9±0.5

101-106

23-34

1.5-2.5

0.02-0.03

84-86

1.0-3.0
0.3-1.2
1.3-2.3

K0V/M2V

1.4

3.2±0.4

106-1110-39

1.7-5.6

0.03-0.05

83-88

1.2-3.0

れより，主星の半径はG～ M型の主系列星程度であM0V/M5V
1.1
4.4±0.8 91-111
0
2.1-6.9 0.02-0.03 86-89
ると類推できる．トランジットの減光率と主星のおおまかな半径が分かったので，減光を起こした天体の半等級であり、そこから推定される距離は 0.3〜3.0kpc である。したがって、遠方に存在する巨星の可能性を

径を式(1)から求めることができる．また，系外惑星候G〜M 型の主系に示す．20等級より明るい天体で，系外惑星検出に必否定できないものの、主系列星の可能性がより高いと思われる。これより、主星の半径は列星程度であると類推できる。トランジットの減光率と主星のおおまかな半径が分かったので 、減光を起こ

要な数%の測光精度が達成されている．ここで測光精した天体の半径を式
補が円軌道で公転していると仮定した場合は，次の式(1) から求めることができる。また、系外惑星候補が円軌道で公転していると仮定した[14] 。
度は，観測期間中の恒星の明るさの平均に対する標準場合は 、次の式より軌道要素を推定することも可能である
より軌道要素を推定することも可能である[14]．

偏差で定義した．また，画像中に検出された恒星数は3P

およそ10万個であった．このうち1.0%以内の精度を達成した星がおよそ7700個，3.0%以内の精度を達成した
星が27000個であった．FGK型の主系列星のうち690個

acosiM∗ Gπ (t2T − t2F ) 2,(2)
R3∗ 32 (∆F ) 43
� 2
� 13
P GM∗
=
,
(3)
4π 2
� 12
�
√
√
2
2
2
2
R∗ (1 − ∆F ) − [sin (tF π/P )/ sin (tT π/P )](1 + ∆F ),=a
1 − [sin2 (tF π/P )/ sin2 (tT π/P )]
=

(2)
(3)
(4)

ここで、P 、a 、i はそれぞれ公転周期、軌道長半径、軌道傾斜角、M∗ は主星の質量、G は重力定数、
tT は減
(4)
にひとつが灼熱惑星を伴っていると言われている[12]．

光の継続時間、tF は最大減光 (フラットボトム) の継続時間である。結果を表１にしめす。この結果は、数々、系外惑星による掩蔽
このうち約1割強の恒星がトランジットを起こすとすの仮定に基づいたものであり、追観測を行わなければ確かなことは言えない。しかしここで，P，a，i はそれぞれ公転周期，軌道長半径，の可能性を含んだ天体であることを示している。また、当初の目的であった、すばる望遠鏡 Suprime-Cam

軌道傾斜角，M
れば，トランジットが検出できる恒星はおよそ5000個を用いてトランジット法による系外惑星探索が原理的には可能であることを示した。
* は主星の質量，Gは重力定数，tTは減にひとつとなる．達成された測光精度と撮像恒星数は，
光の継続時間，tFは最大減光（フラットボトム）の継
5 木曽ト ランジット サーベイ
トランジットを起こす恒星の存在割合を上回るもので続時間である．結果を表1にしめす．この結果は，数々ある．

4.3 トランジット候補天体

5.1

木曽ト ランジット サーベイの仮定に基づいたものであり，追観測を行わなければ

すばる Suprime-Cam を用いた観測で系外惑星検出に必要な測光精度と十分な数の星を探索できることを確認した。しかし、減光が観測期間中に一度しか起こらなかったために 、正確な公転周期を測光観測か
確かなことは言えない．しかし，系外惑星による掩蔽

ら導きだすことができなかった。長期観測を行えば 、有意な系外惑星候補天体を検出することは可能であの可能性を含んだ天体であることを示している．また，
るが 、すばる望遠鏡を長期間占有することは現実的に非常に難しい。さらに、18〜20 等級という明るさは、

ド ップラーシフト法の分光観測を行うには十分な明るさでない。これらの問題点を解決するために 、我々は系外惑星によるトランジットの可能性がある光度東京大学木曽観測所
当初の目的であった，すばる望遠鏡Suprime-Camを
105cm シュミット 望遠鏡を用いたトランジットサーベイを立案した。木曽シュミット

望遠鏡には 2K × 2K ピクセルからなる CCD カメラが備え付けられ 、その視野は 51 × 51 という広さ用いてトランジット法による系外惑星探索が原理的に曲線を3天体に対して検出した．その一例を図5に示す．

である。また、105cm という大きさは、ド ップラーシフト法で追観測が可能である 15 等級程度より明るいている。さらに 、すばる望遠鏡に比べて長期の観測を行う
さらに多色測光の結果より，これらの天体はG ～ M天体を適度な積分時間でサーベイするのに適し可能であることを示した．
ことも可能である。ただし 、ハワイに比べて空の状態は良くないと思われる。そこで 、木曽観測所において型の恒星であることも分かった．スペクトル型の決定トランジット 法による系外惑星検出に必要な測光精度が達成可能であるか試験観測を実施した。
だけではその恒星が巨星であるか，太陽のような主系列星であるか分からない．そこで，天体までの距離を推定することで天体のタイプの類推を行った．我々が観測は 2005 年 5 月 16〜20 日に行った。観測戦略はすばる望遠鏡 Suprime-Cam の時と同様であり、長764

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.1,2007
大学木曽観測所105cmシュミット望遠鏡を用いたトラ

5.木曽トランジットサーベイ

ンジットサーベイを立案した．木曽シュミット望遠鏡には2K×2KピクセルからなるCCDカメラが備え付け‘×51’という広さである．また，られ，その視野は51

5.1 木曽トランジットサーベイ

105cmという大きさは，ドップラーシフト法で追観測

すばるSuprime-Camを用いた観測で系外惑星検出が可能である15 等級程度より明るい天体を適度な積に必要な測光精度と十分な数の星を探索できることを分時間でサーベイするのに適している．さらに，すば確認した．しかし，減光が観測期間中に一度しか起こる望遠鏡に比べて長期の観測を行うことも可能である．

らなかったために，正確な公転周期を測光観測から導

ただし，ハワイに比べて空の状態は良くないと思われきだすことができなかった．長期観測を行えば，有意る．そこで，木曽観測所においてトランジット法によな系外惑星候補天体を検出することは可能であるが，る系外惑星検出に必要な測光精度が達成可能であるか

すばる望遠鏡を長期間占有することは現実的に非常に試験観測を実施した．

難しい．さらに，18 ～ 20等級という明るさは，ドッ

観測は2005年5月16 ～ 20日に行った．観測戦略はプラーシフト法の分光観測を行うには十分な明るさですばる望遠鏡Suprime-Camの時と同様であり，長波ない．これらの問題点を解決するために，我々は東京長域に感度のあるフィルター（ここではIバンドフィルター）を用い，視野内にできるだけ多くの恒星を撮

Photometric precision[%]100

像する観測を行った．解析方法も同様にアパーチャー測光を採用した．試験観測の結果を図6に示す．視野10内に撮像された恒星の数はおよそ9000個であり，そのうち1.0%以下の測光精度を達成した星がおよそ350個，

1

3.0%以内の精度を達成した星が1300個であった．撮像
恒星数は少ないものの，測光精度の上では木曽観測所

0.1

で系外惑星検出が可能であることを示している．ま
12

13

14

15

16

I magnitude
図 6： 5 月 16 日における観測した天体の等級と測光精度の関係．破線はポアソンノイズと典型的なスカイノイ
ズを与えたときの理論的な測光精度の上限．

た3.0%以内の精度を達成した恒星は15等級より明るく，
ドップラーシフト法による追観測に適したものである．
加えて，周期が明らかな変光星を2天体検出すること

Relative Fluxに成功した．その1例を図7 に示す．公転周期の短さ
1.25
1.2
1.15
1.1
1.05
1
0.95
0.9
0.85
0.8
0.75
0.7

と光度変化の様子からW UMa型食変光連星であると考えられる．
試験観測に引き続き，2005年と2006年の秋に周期的なトランジット検出を目指し長期観測を実施した．
2005年は22日間，2006 年は12 日間の観測期間を得ることができた．2005 年の観測では天候不良のため有意義なデータを取得することができなかったが2006
0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1
Phase

図 7： 検出した変光星の例．光度は 13.1 等級，変光周期は0.3159 日．W UMa 型食変光連星であると考えられる．

年の観測では8日間の良い天候に恵まれ，現在データ解析中である．

図 6: 5 月 16 日における観測し た天体の等級と測光精度の関係。破線はポアソン ノイズと典型的なスカイ

ノイズを与えたときの理論的な測光精度の上限。

Relative Flux

1.25
1.2
1.15
1.1
1.05
1
0.95
0.9
トランジット法による系外惑星探索／浦川
0.85
0.8
0.75
0.7
1 0 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8 0.9 1
Phase

65
ンジットも昼間に起こるため長期間観測を行ってもト
ランジットを検出できないことを示している（この不0.8利を解消するためには異なる経度にいる共同観測者と図 7: 検出した変光星の例。光度は 13.1 等級、変光周期は 0.3159 日。W UMa 型食変光連星であると考え0.6

連携を行うか，極地で1日中夜の時期に観測する必要

Pvis

られる。

0.4
がある）
．図8におけるPvisの平均は0.74である．これら
波長域に感度のあるフィルター（ここでは I バンド フィルター）を用い、視野内にできるだけ多くの恒星を6 に示す。視撮像する観測を行った。解析方法も同様にアパーチャー測光を採用した。試験観測の結果を図0.2の結果よりかなり楽天的に見積もれば，系外惑星の検野内に撮像された恒星の数はおよそ 9000 個であり、そのうち 1.0% 以下の測光精度を達成し た星がおよそ
出数はおよそ0.2となる．つまり2割の確率で系外惑星
0 1300 個であった。撮像恒星数は少ないものの、測光精度の上では350 個、3.0% 以内の精度を達成した星が
1
1.5
2
2.5
3
を検出できることになる．ただし，実際は3週間連続
木曽観測所で系外惑星検出が可能であることを示している。また 3.0% 以内の精度を達成した恒星は15 等

Period [days]
2
級より明るく、ド ップラーシフト法による追観測に適したものである。加えて、周期が明らかな変光星をで晴れることはなく，また，公転周期が1日程度の系

天体検出することに成功した。その 1 例を図 7 に示す。公転周期の短さと光度変化の様子から W UMa 型
外惑星がこれまで発見された系外惑星と同じ割合で存図 8： 1 夜あたり 9 時間の観測を 3 週間にわたり行ったとき食変光連星であると考えられる。
の，複数回数以上のトランジットを検出できる割合．
試験観測に引き続き、2005 年と 2006 年の秋に周期的なトランジット検出を目指し長期観測を実施した。
在しているか詳しく分かっていない．さらに，観測し横軸は想定している系外惑星の公転周期．ここでは2005 年は 22 日間、2006 年は 12 日間の観測期間を得ることができた。
2005 年の観測では天候不良のため公転周期が 1 ～ 3 日の超灼熱惑星を想定している．
た星が全て追観測に適した恒星であるとは考えにくい．
有意義なデ ータを取得することができなかったが 2006 年の観測では 8 日間の良い天候に恵まれ 、現在データ解析中である。

5.2

そのため，実際の検出数は予測より少なくなると考え

5.2 予測される系外惑星発見数

られる．

予測される系外惑星発見数
ここで，長期観測を行った場合の木曽観測所で予想

6.まとめと今後される系外惑星の検出数（検出確率）を求める．系外
ここで 、長期観測を行った場合の木曽観測所で予想される系外惑星の検出数（
検出確率）を求める。系外惑星の予想検出数は次式で示すことができる。

惑星の予想検出数は次式で示すことができる．
Np = N F Pvis, 

(5)

(5)
すばる望遠鏡，木曽シュミット望遠鏡でトランジ

Nは系外惑星検出に必要な精度が達成できた星の数，

ット法による系外惑星探索を行い，すばる望遠鏡でFはドップラーシフト法で追観測が可能なFGK型の単の観測では3つのトランジット現象候補天体を検出し独主系列星がトランジットを起こす軌道に系外惑星をた．追観測の必要はあるものの，これらのトランジッ伴っている確率，Pvisは複数回以上のトランジットを検ト現象候補は系外惑星サイズの天体によるものの可能

出できる割合の平均を示す．Pvisについて説明する．例

性がある．また，木曽シュミット望遠鏡を用いたトラ

えば公転周期が1 日の系外惑星が存在していたとする．

ンジットサーベイでは撮像恒星数が少ないものの，系

この系外惑星のトランジットを検出することができれ

外惑星検出に必要な精度を達成していることを示しば，地球の自転周期と系外惑星の公転周期が同期してた．2008年度から木曽観測所では2°×1.5°の視野をもいるので，翌日の同じ時間に再びトランジットを検出ったモザイクCCDが導入予定である．この新広視野することができ，2日間の観測で複数回のトランジッ

CCDを用いれば，系外惑星検出に必要な数の恒星を撮トの検出に成功する．系外惑星の公転周期と地球の自像できると期待される．また，トランジットサーベイ

転周期が同期しない場合は，長期の観測を行うことでで得られるデータは系外惑星研究だけでなく様々な分

複数回のトランジットを検出することが可能になる．

野に応用可能である．すばるSuprime-Camによる観図8に一晩あたり9時間の観測を3週間にわたり行った

測では新たに12個の変光星を発見している．これらの場合のPvisを示す．図中で，公転周期が地球の自転周期変光星は変光周期が全位相にわたり明らかになっていと同期する惑星の検出確率が低くなっている．これは，るものであり，全位相が明らかになっていない変光星

一度トランジットの検出に成功するとその後，2回，3も含めると変光星の検出数は数十個以上に上る．同様

回とトランジットを検出することが可能であるが，最に，木曽シュミット望遠鏡を用いた試験観測の結果か初のトランジットが昼間に起こった場合，次回のトラら，新たな変光星を2天体検出している．このように，

8

66

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.1,2007

系外惑星だけでなく様々な分野に取得データの利用が期待できる．

622,1118[14] Seager, S., & Mall´en-Ornelas, G. 2003, ApJ,
224,953

謝辞

本稿の4章は，共同研究者である山田亨氏（国立天文台），須藤靖氏（東京大学），Edwin L. Turner氏（プリンストン大学)，
伊藤洋一氏（神戸大学），
向井正氏（神戸大学)，
田村元秀氏（国立天文台），
Yiping Wang氏（紫金山天文台）との研究結果をまとめたものであり，観測，研究の遂行にあたり非常にお世話になりました．ここに謹んで感謝いたします．5章の木曽観測所における観測は，共同研究者である神戸大学の石隈慎一郎氏をはじめ，山田亨氏，神戸大学の多くの大学院生，東京大学木曽観測所のスタッフの皆様の協力で行いました．
この場を借りてお礼申し上げます．また，神戸大学の竹内拓氏には本稿に対して的確なコメントを頂き感謝いたします．

参考文献[1] Sato, B., et al. 2005, ApJ, 633, 465[2] Alonso, R., et al. 2004, ApJ, 613, L153
[3] O’Donovan, F.T., et al. 2006, ApJ, 651, L61[4] Collier, C.C., et al. 2006, MNRAS submitted[5] McCullough, P.R., Stys, J.E., Valenti, J.A.,
Fleming, S.W., Janes, K.A., & Heasley, J.N.
2005, PASP,117, 783[6] Bakos, G.A., et al. 2006, ApJ Letters accepted[7] Udalski, A., et al. 2002, Acta Astron., 52, 1[8] Abe, F., et al 2005, MNRAS, 364, 325[9] Beaulieu, J. -P., et al. 2006, Nature, 439, 437[10] Sahu, K.C., et al. 2006, Nature, 443, 534[11] Urakawa, S., et al. 2006, PASJ, 58, 869[12] Gould, A., Dorsher, S., Gaudi, B.S., & Udalski,
A. 2006, Acta Astron, 56,1
[13] Ohta, Y., Taruya, A., & Suto, Y. 2005, ApJ,