日本天文学会2019年秋季年会「すばるとTMTの連携で拓く科学のフロンティア」
2019年9月13日、熊本大学

系外惑星科学の現状整理と展望生

駒大洋

大学院理学系研究科

東京大学 地球惑星科学専攻

Batalha (2014)

0Jupiter000

Kepler 宇宙望遠鏡

0Neptune

3Transit
Radial Velocity
Eclipse Timing Variations
Imaging
Microlensing
Pulsar Timing

1

1

10100

1000

Orbital Period [days]

Earth

10000

Planet Radius [Re ]惑星半径（地球=1）

普遍性
多様性

04020

Jupiter

104

Neptune1EarthKepler

100000

1

10100

1000

10000

OrbitalPeriod[days]
公転周期（日）100000Ice

惑星形成過程統合モデル

惑星形成における新たな物理過程

惑星大移動
惑星間相互作用
惑星大規模蒸発etc.

惑星質量 (地球=1)の発見と理解

104
1031021010.10.11
軌道長半径 (AU)

10Rock太陽系形成〜静的描像から動的描像へ
ニース モデル

京都モデル© 理科年表時間軸

Walsh+ 2011

系外惑星の検出法

Physi

明るさ
時間

トランジット観測
惑星が星の前を通過する際の見かけの減光を観測する→ 惑星のサイズが分かる

質量決定の重要性
ガス惑星 ➡ 半径だけでは質量が全く不明
No. 2,02007

PLANETARY RADII

低質量惑星 ➡ 半径だけでは成分が全く不明

—3

—2

—1

5. RESULTS: ICE-ROCK-IRON PLANETS
Chabrier+ (2009)

Log, 質量 (太陽 = 1)
5.1. Planetary Radii

氷=100%

半径 (104km = 1)

Log, 半径 (太陽 = 1)

(Guillot 2005), and we find that in our cooling calculations thatthe —0.2
model planets reach a Tint of !102–110 K at 4.5 Gyr, which
is only weakly dependent on stellar irradiation.
A deep external radiative zone is found in the most highly irradiatedmodels.
Fortheplanets
atP0.05AU
convection
does
—0.4
not begin until P > 1 kbar. From 0.1 to 2 AU the deep internal
adiabat for all models begins at 300+ bar, but there is a second,detached
convectivezone
atpressurescloseto1bar.
This
detached—0.6
convective zone grows at stellar distance increases, and by 3 AU
the convective zones have merged. Only when these convective
zones merge is the interior adiabat cooler as a function of orbital—0.8
distance. The models from 0.1 to 2 AU have essentially the sameinternal adiabat, meaning the planets would have the same radius
at a given mass. As we will see, a striking consequence of this ef—1.0
fect is that stellar irradiation at 2 AU has approximately the same
effect on retarding cooling and contraction as at 0.1 AU, eventhough the incident fluxes vary by a factor of 400!

—1.21665

岩石=100%鉄=100%0質量 (地球 = 1)

Fortney et al. (2007)

Fig.
4.—Mass (in M" ) vs. radius (in km and R" ) for planets composed for ice,
FIGURE 2. Mass-radius relationship from from the stellar to the planetary regime. The (black)solid

TESS 全天サーベイ

約200光年

詳しく調べることができる
太陽近傍の惑星を探索する

約3000光年

Kepler 全天の0.25%太陽近傍の恒星…大半がM型星(低温度星)

太陽

すばる望遠鏡 IRD による追観測➡質量測定に期待

A型星

F型星

G型星

K型星

M型星

T型星

http://sten.astronomycafe.net/faqs/

海が存在できる領域 ＝ 「ハビタブルゾーン」
太陽型（G型星）

K
M

M型星まわりでは、T➡ IRD による発見に期待

ハビタブルゾーンにある惑星の観測が比較的容易

生命兆候
Bio-maker

気候
大気特性
Atmospheric properties

質量、半径、バルク組成
Mass, radius, bulk composition

軌道OrbitLife Detection
TMT 2029
GMT2027
化学的特徴づけELT 2025
Chemical Characterization
JWST 2021
ARIEL 2028
生駒＋
WSO-UV 2025

Climate

物理的特徴づけ
トランジット探索
中周期(1年含む)

発見 Detection

生命惑星探索 LUVOIR?

Physical Characterization

亀田, 生駒, 田村＋

CHEOPS 2020

PLATO 2026
TESS 2018.4-

TESS追観測
半径精密測定赤外線
トランジット分光
H2O, 統計紫外線
トランジット分光
酸素検出

1.3960

1.42302,976!±!25

1.42301.45002,990!±!24

1.45001.47802,895!±!23

1.50601.53402,921!±!24

1.53401.56202,875!±!24

1.56201.59102,927!±!25

1.59101.62002,925!±!24

大気分子の検出0.965–
σ = 1.10–
σ = 1.14

1.5765 µm
1.6055 µm–
σ = 2.08

White

0.960

1,000 ppm

0.
00
20.
00
40.
00
6–0.004–0.002

HST WFC3
ハビタブルゾーン内の0

1.50602,930!±!23
トランジット透過光分光

1.4780

Phase

Phase

スーパーアースの大気に

Fig. 1 | Analysis of the K2-18 b white and spectral light curves, plottedwith an offset for clarity. Left: overplotted detrended white (black points)
and spectral (coloured points) light curves. Right: overplotted fitted
residuals, where !σ indicates the ratio between the standard deviation ofI photon noise (see Methods for more details). The
the residuals and theblack vertical bar indicates the 1,000!ppm scatter level.

H2O を発見

p2(R /R ) (ppm)
トランジット深さ(ppm)*Tsiaras et al. (2019)

3,050
3,025

H2O + clouds

H2O only

H2O + N2

Observed

3,000
2,975
2,950
2,925
2,900
2,875
2,850
3,050

+ clouds 1.4
H O1.3
1.1
1.2
1.5
3,025
H O+N
波長 (μm)3,00022m)

is the period, T0 is the mid-time of the transit and BJDTDB is thebarycentric Julian date in the barycentric dynamical time standard.
However, the ephemeris calculated only from the HST data is notconsistent with the original detection of K2-18 b. One possibility
is that the very sparse data from K2 are not sufficient to give a confident result. Another possibility is that we observe notable transit
time variations (TTVs) caused by the other planet in the system,
K2-18 c22, but more observations over a long period of time are necessary to disentangle the two scenarios. In addition, we used thedetrended and time-aligned—that is, with TTVs removed—whitelight curves to also refine the orbital parameters and found them
to be a/R★ = 81.3 ± 1.5 and i = 89.56 ± 0.02 deg, where a/R★ is theorbital semi-major axis normalized to the stellar radius and i is theorbital inclination.
We extracted eight transmission spectra of K2-18 b and combined them, using a weighted average, to produce the final spectrum(Table 1). We interpreted the planetary spectrum using our spectral retrieval algorithm Tau-REx9,27 (Tau Retrieval for Exoplanets;
see ‘Code availability’), which combines highly accurate line lists28(see ‘Data availability’) and Bayesian analysis. At an initial stage, wemodelled the atmosphere of K2-18 b including all potential absorbers in the observed wavelength range, that is, H2O, carbon mon-1.5480 µm

0.
00
20.
00
40.
00
62,955!±!27

0

1.3960σ = 1.05–σ = 1.02

1.5200 µm

021.3690

0.970

–0.0

2,965!±!2404

1.3690–0.0

1.3420

2,975

2

1.6

H2O onlyObserved

1.7

ARIEL

Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey• Infra-red transit observation dedicated toexoplanets• ESA M4 mission• Launch in 2028
• Telescope 1.1x0.7m• Wavelength coverage 0.5-7.8 m- R = 30 - 200 (1.95 - 7.8μm)- 3 photometric channels (0.5 - 1.2μm)- low res. NIR spectrometer (1.2 - 1.95μm)

理学検討参加：生駒ほか

生命兆候 (バイオマーカー) 検出に向けて
地球大気の透過率

O2 0.687, 0.760μm

O2 1.27μm
O3 9.6μm

生命兆候 (バイオマーカー) 検出に向けて
トランジット透過光分光

トランジット有効半径 [km]高分散分光 (R >~ 100,000)

6460

O2 1.27μm

観測による O2 検出

Snellen+ 2013

6400
直接撮像
→ 田村先生のご講演(?)

6360
波長 [μm]地球(ジオ)コロナ
Kameda et al. (2017)
Lyman Alpha Imaging Camera (LAICA)
onboard PROCYON

地球サイズの数十倍に広がった

水素原子・酸素原子の大気

World Space
Observatory
Ultra-Violet(WSO-UV)•ロシア主導 1.7m Telescope•To be launched in 2025
• L2点での観測 ➡ 地球コロナ外

系外惑星観測用装置 (日本から提供予定)① Ultraviolet Spectrographfor Exoplanet Transit Investigations(UVSETI) @ λ = 115-130 nm② Stellar Coronagraphfor Exoplanet Direct Imaging(SCEDI) @ λ = 420-700 nm
UVSETI 開発 … 亀田、村上
SCEDI 開発 … 田村、西川、塩谷
理学検討 … 生駒、寺田紫外線トランジット観測で酸素原子の検出
地球型と金星型を識別

Earth

Simulated profile
OI line for an M star
Beforeoftransit
Before transitDuring transit (Earth)
Duringtransit(Venus)
Duringtransit(Earth)
33transit (Mars)
During transitDuring(Venus)

2VenusFlux /s/Ẵ
Flux, erg/cm

Star

模擬観測 OI line profile
Proxima
Centauri-1444[ì 10 ]

Black: Planet

3x105km300,000 km

Calculated Oxygen Column Density

22
1100

1305.91305.9 1306.0
1306 1306.1
1306.1 1306.2
1306.2
Wavelength
Wavelength, Ẵ (Å)

White: Star
300,000 km
TAVROV, KAMEDA, + (2018), KAMEDA, IKOMA, MURAKAMI + (in prep.)系外惑星科学の現状整理と展望 (まとめ)•ケプラー望遠鏡等による多数の系外惑星の発見- 惑星系の存在の普遍性と多様性- 惑星の移動や大規模蒸発など新たな物理過程の発見•発見の時代から特徴づけの時代に突入

すばる- TESS, PLATOによる太陽近傍の明るいターゲット探索- JWST, ARIEL, WSO-UV, 地上大型望遠鏡による分光観測•今後の展望- 化学的特徴も含めた惑星系の多様性およびその成因の解明へ- 惑星表層環境の理解およびハビタブル惑星、第２の地球の探索へ- 生命兆候（バイオマーカー）の検出へ

TMT

スペース
WSO-UV
ARIEL
JWSTetc.