太陽系外惑星の多波長トランジット測光観測石岡 千寛, 大朝 由美子 (埼玉大学), 宝田 拓也 (ABC), 伊藤 洋一, 高橋 隼 (兵庫県立大学)

Introduction

ホットジュピター

太陽系外惑星

太陽以外の恒星を公転する惑星質量の天体。1995年に初発見されてから現在まで4000個程見つけられている。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。多くはトランジット・ドップラー法などの間接法で検出されている。



波長にかかわらず光が雲に散乱され減光

減光率の波長依存性なし)#(※a: 軌道長半径 T: 公転周期)・軌道傾斜角（トランジット継続時間から)

太陽-木星のトランジットを観測した場合約1%の減光が起こる

F0時間

トランジット法 概念図

55cm





 (MuSaSHI)
12’.812’.4r(550-680nm), i(700-810nm)
z(820-1000nm)

g’(410-550nm): 36cm:



30~60



12.8’

4



5.

3.

45

図7 WASP-143 (rバンド)

変光していない星を参照星に決定.

.

観測天体の選別

ETD*でトランジットが予報されているものの中から、Vバンドで13等より明るい天体を観測天体とした。

Qatar-1)
r bandz bandr bandz bandi band

(nm)

(nm)

図10 減光率と波長の関係 (左) 波長依存性のない天体 (右) 波長依存性のある天体

図9 （上) 左からr, i, zバンドのWASP-143の光度曲線。黒い点が観測値、赤い線がEXOFASTを用いて求めた光度曲線。 (下) 光度曲線と観測値の残差

2’.72’.7

今後、減光率の波長依存性と主星・惑星の物理量との相関を調査

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

2020/05/27 - 05/29


図12 なゆた望遠鏡

1

Qatar-6, Qatar-9, TrES-3

30~60





2’.73波長依存性があった天体についてPlanetary Spectrum Generator*を用いて惑星大気モデル(H2, H2O,CO, CO2, CH4, K, Na, TiO, VO, 雲)を作成し、惑星と主星の半径比を比較*PSG [https://psg.gsfc.nasa.gov/index.php]

2’.73・オンフォーカス
・視野内での天体の位置を固定
・スカイ画像の取得のため、1時間に1回程度ディザリングモードで観測解析(1) ダーク引き(2) フラット補正(3) bad pix補正、hot/ dark pix除去(4) スカイ画像作成・スカイ差し引き(5) 縦パターンの除去

スカイが不安定で(4)が課題1
3
2

12’.4

図13 Qatar-6と参照星 (左) J band, (右) r band

WASP-52 (惑星の表面重力 0.5倍, 大気温度 200K)

観測

(NIC)



惑星大気モデルとの比較
WASP-52 (惑星大気温度 200K)



表3 近赤外観測の概要

WASP-143

WASP-1i band

2020年5月に3天体について、兵庫県立大学西はりま天文台なゆた望遠鏡/NICとSaCRA/MuSaSHIを用いた可視•近赤外同時トランジット測光観測を行った。

WASP-36( )(WASP-84



WASP-52

スカイ差し引き後に①天体が見えなくなる②縞模様が残る 課題がある

WASP-52はH2+Naの大気を持つ可能性？
(nm)

(nm)

WASP-36 (表面重力 0.5倍,大気温度 800K)

WASP-36 (大気温度 200K)


図15 （上) 左からJ, H, KバンドのQatar-6の光度曲線。黒い点が観測値、赤い線が求めた光度曲線。 (下) 光度曲線と観測値の残差



図16 左からr, i, zバンドのQatar-6の光度曲線。青い点が観測値、黒い線がPytransitを用いて求めた光度曲線。

(nm)本研究では短波長側の半径比が小さくなる組成を見つけられなかった
可視3波長のみでは不定性があるためより多波長での観測が必要(nm)

図11 (上段) WASP-52の波長ごとの半径比と大気モデル。左はHebrard et al.(2012)の惑星表面重力を仮定。右は表面重力0.5倍で求めたモデル(下段) WASP-36の波長ごとの半径比と大気モデル。左はSmith et al.(2012)惑星表面重力を仮定。右は表面重力を0.5倍, 惑星大気の温度を800Kにして求めたモデル

エラーが比較的大きい＋可視域のみのデータであるため大気組成に不定性がある

可視・近赤外同時観測での観測＋測光精度の向上

一次処理の見直しやトレンド除去等を行い光度曲線を再作成

可視データは悪天候のため減光がほとんど見られない








図14 Qatar-6 H band (左) スカイ引き前の画像 (右) スカイ引き後の画像

J, H, Ksバンド共に比較的散らばりが大きい

図6 アパーチャー測光概念図

可視•近赤外同時測光観測

減光率の波長変動
2σ以上減光率の波長変動
2σ未満





* EXOFAST[https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/index.html]① EXOFASTなどで光度曲線を作成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EXOFASTで光度曲線を作成④ 求めたデータについて②③を2σで繰り返す

求めた減光率の波長依存性の有無を調査（典型的な誤差~0.92%を1σとした）
Apertureー* ETD[http://var2.astro.cz/ETD/predictions.php]

減光率の波長依存性skyー.


図8 WASP-143の参照星の光度曲線

12.4’(3) 参照星の変光確認(4) ターゲット星の相対測光(3) EXOFAST*およびPytransitを用いて光度曲線を求める

図5 36cm望遠鏡

変光していない5~13個の参照星を用いて相対測光を行い①-④の手順で光度曲線を作成した。

2Annulus

ー光度曲線

1)30~60

Results  Discussion
3

ApertureDannuluss

12’.8

図4 55cm望遠鏡SaCRA, MuSaSHI

(1) IRAFを用いて一次処理(ダーク引き、フラット補正）(2) ターゲット星、参照星のアパーチャー測光

SingleCCD(FLI/SBIG)

HAT-P-3, HAT-P-20, HAT-P-24, HAT-P-36, WASP-1, WASP-12,
  WASP-36, WASP-52, WASP-65, WASP-84, WASP-114, WASP-143,TrES-3, TrES-4, Qatar-1, Qatar-3,Qatar-6,Qatar-9, XO-3, K2-30(Analysis

36cm

17’.417’.836’.424’.2




SaCRA

①系外惑星の半径や軌道長半径などを求め②系外惑星の大気モデルと比較し③恒星の有効温度や金属量などの物理量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

表1 観測概要2

減光率の波長依存性あり

減光量

Ft

図２





星の明る
さ

Mantini et al.(2019)

複数の波長帯での減光率を求め、波長依存性を調べることで惑星大気を推定できる
本研究は、SaCRA/MuSaSHIを用いた多波長トランジット測光観測から

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) "Observations

図 3 (左)MPG/GROND gʼ,rʼ,iʼ,zʼ,J,H,Kバンドでの光度曲線 (右) 惑星大気モデルと半径比○大気を持つ惑星



WASP-74bはTiO/VOを含む大気を持つ可能性 AU
図１ 系外惑星の分類

!!"!#
$%"
・惑星半径（減光率== ")!!
$&1

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。

・軌道長半径(ケプラーの第三法則 a=○厚い雲を持つ惑星

スーパーアース

トランジット法!"#$%!&#

トランジット法は、惑星大気を通過した光を観測

木星型惑星



惑星大気の理論モデルとの比較から系外惑星の大気組成の推定が可能

トランジット多波長測光

大軌道巨大惑星

今後、SaCRAで追観測を行い近赤外データと合わせて大気の推定を行う

Summary & Future Works

SaCRA/MuSaSHIを用いて2018〜2020年に行なった多波長トランジット測光観測により求められた減光率から、(1) 短波長側で減光率が小さい天体が1天体、短波長側で減光率が大きい天体が2天体、波長依存性のない天体が3天体見られた。
(2) WASP-52の大気中にH2とNaが含まれる可能性が示唆された。
また、SaCRA・なゆた望遠鏡を用いて3天体の可視近赤外同時トランジット観測行なった。
→1天体の解析を行ったが、現状では悪天候のため可視・近赤外での議論は困難である。
○近赤外観測データについて一次処理の見直し・トレンド除去を行う。
○可視・近赤外同時トランジット観測結果から、詳細に大気組成の調査を行う。
○フィッティングツールと大気モデルについて比較・検討を行う。