Atmospheric	  Study	  of	  Exoplanets	  by	  Transmission	  Spectroscopy	  (keynote	  talk)	
Akihiko	  Fukui	  Okayama	  Astrophysical	  Observatory	  (OAO),	  	  NAOJ	  	  Main	  collaborators:	  ObservaDon:	  N.	  Narita,	  T.	  Hirano,	  N.	  Kusakabe,	  	  M.	  Onitsuka,	  T.	  Ryu	  Theory:	  M.	  Ikoma,	  Y.	  Hori,	  K.Krosaki,	  Y.	  Kawashima	  	  	  2015	  June	  4	  3rd	  DTA	  Symposium	  @Mitaka	  Studying	  Exoplanetary	  Atmospheres	• Expansion	  of	  Planetary	  Atmospheric	  Sciences	  – Exoplanets	  have	  diverse	  atmospheric	  environments:	  temperature,	  composiDon,	  stellar	  irradiaDon,	  etc.	  	  • Trace	  of	  Planetary	  FormaDon	  History	  – Atmospheric	  composiDon	  can	  vary	  depending	  on	  where	  and	  how	  the	  planet	  has	  formed	  • Tool	  to	  Search	  for	  Biomarkers	  – Future	  ground-­‐based	  huge	  telescopes	  and	  space-­‐based	  dedicated	  ones	  can	  probe	  biomarkers	  in	  possible	  habitable	  worlds	

RelaDon	  with	  Planetary	  FormaDon/MigraDon	Öberg	  et	  al.	  2011	

Madhusudhan	  et	  al.	  2014	

• C/O	  raDo	  can	  be	  a	  good	  tracer	  of	  formaDon	  and	  migraDon	  – C/O	  raDo	  in	  disk	  gas	  varies	  along	  with	  the	  orbital	  distance	  • Water	  abundance	  (≈metallicity)	  is	  also	  important	  (Madhusudhan	  et	  al.	  2014)	

Transmission Spectroscopy	Atmosphere	

Star	
Observer	

Relative flux

Stellar	  brightness	

Planet	

1.002

Transit	  Light	  Curves	

10.998redder	  wavelength	

0.996
0.994
0.992

bluer	  wavelength	

0.99
-0.04

-0.02

0Time

Time	

0.020.04• When	  a	  planet	  transits,	  a	  part	  of	  the	  stellar	  light	  passes	  through	  the	  planetary	  atmosphere	  • Atmospheric	  opacity	  changes	  with	  wavelength	  depending	  on	  the	  atmospheric	  composiDon	  ⇒	  Atmosphere	  can	  be	  observed	  as	  a	  wavelength	  dependence	  of	  transit	  depth	  (=(Rp/Rs)2)	  Three	  ObservaDonal	  Techniques	• High-­‐resolu,on	  Spectroscopy	  • Low-­‐resolu,on	  Spectroscopy	  – Broad	  spectral	  features	  can	  be	  probed	  – Rayleigh	  slope	  in	  opDcal	  and	  molecular	  features	  in	  NIR	  • Mul,-­‐band	  Photometry	  TheoreDcal	  transmission	  spectrum	
Planet-­‐to-­‐star	  radius	  raDo	– SensiDve	  to	  speciﬁc	  atomic	  and	  molecular	  lines	  – e.g.,	  Na,	  K,	  CO	  – Overall	  spectral	  features	  can	  be	  studied	  – Scale	  height,	  cloudy/hazy	  atmosphere	  – Even	  small-­‐to-­‐mid	  class	  telescopes	  can	  be	  used	  	  	  	H2O	

0.018
0.01750.017

CO	Na	K	

CH4	 CH4	

0.01650.016
0.01550.015
0.0145
1

Wavelength	  [μm]	

Hot-­‐Jupiter	  Atmosphere:	  Alkali	  Metals	  (Na,	  K)	• In	  opDcal	  region,	  spectral	  features	  of	  Na	  (λ~589	  nm)	  and	  K	  (λ~768nm)	  can	  be	  observed	  in	  hot	  Jupiter	  atmospheres	  The	  ﬁrst	  detecDon	  of	  	  exoplanet	  atmosphere	  (Na)	  in	  HD209458b	

– can	  be	  probed	  by	  low-­‐	  or	  high-­‐
resoluDon	  spectroscopy	  	  – The	  ﬁrst	  atmospheric	  detecDon	  was	  achieved	  by	  Charbonneau	  et	  al.	  (2002),	  who	  detected	  Na	  in	  HD209458b	  by	  HST	  • Na	  and	  K	  have	  been	  detected	  in	  a	  number	  of	  hot	  Jupiters	  using	  HST	  and	  ground-­‐based	  large	  telescopes	  – HD189733b,	  WASP-­‐17b,	  HAT-­‐P-­‐1b,	  XO-­‐2b,	  WASP-­‐31b,	  etc.	

Wavelength	  [nm]	
Charbonneau	  et	  al.	  2002	

Hot-­‐Jupiter	  Atmosphere:	  Water	• In	  NIR	  region,	  molecular	  features	  can	  be	  observed	  by	  low-­‐resoluDon	  spectroscopy	  (or	  Spitzer	  photometry)	  • Water	  (H2O)	  is	  predicted	  to	  be	  one	  of	  the	  most	  abundant	  molecules	  aker	  hydrogen	  in	  hot	  Jupiters	  The	  ﬁrst	  detecDons	  of	  water	  in	  hot	  Jupiters	  HST/STIS	  transmission	  spectrum	  for	  HD209458b	

Spitzer	  spectrum	  for	  HD189733b	

Barman	  2007	  	Tinel	  et	  al.	  2007,	  Nature	  	Hot-­‐Jupiter	  Atmosphere:	  Other	  Molecules	• DetecDons	  of	  other	  molecules,	  e.g.,	  CH4,	  CO2,	  and	  CO,	  in	  addiDon	  to	  H2O	  were	  reported	  based	  on	  the	  observaDons	  by	  HST/NICMOS	HD189733b	  Swain	  et	  al.	  2008,	  Nature	

XO-­‐1b	  Tinel	  et	  al.	  2010	

Instrumental	  SystemaDcs	

HST/NICMOS	  spectra	  of	  HD189733b	  with	  diﬀerent	  systemaDc	  correcDons	HST/NICMOS	  spectrum	  of	  HD189733b	  Swain	  et	  al.	  2008,	  Nature	Gibson	  et	  al.	  2011	• The	  results	  from	  HST/NICMOS	  data	  are	  controversial	  due	  to	  instrumental	  systemaDcs	  • Researchers	  have	  learned	  that	  understanding	  the	  nature	  of	  instrumental	  systemaDcs	  is	  very	  important	HST/WFC3	
• A	  new	  instrument,	  Wide	  Field	  Camera	  3	  (WFC3),	  was	  installed	  in	  HST	  in	  2009	  • WFC3	  oﬀers	  smaller	  instrumental	  systemaDcs	  and	  a	  new	  observaDonal	  mode	  (spaDal	  scan	  mode),	  which	  signiﬁcantly	  reduce	  uncertainDes	  • Water	  have	  been	  convincingly	  detected	  in	  a	  number	  of	  hot	  Jupiters	  by	  using	  HST/WFC3	

Benneke	  2015,	  submioed	Water	  Abundance	Solar	  value	Madhusudhan	  et	  al.	  2014	

Solar	  value	

Benneke	  2015,	  submioed	• Possible	  sub-­‐Solar	  water	  abundance	  for	  three	  hot	  Jupiters	  	  (Madhusudhan	  et	  al.	  2014)	  • Water	  abundance	  could	  be	  underesDmated	  due	  to	  the	  presence	  of	  cloud	  or	  haze	  	C/O	  raDo	Posterior	  probability	  of	  C/O	  raDo	  for	  HD209458b	  with	  diﬀerent	  cloud	  models	

Benneke	  2015,	  submioed	• C/O	  raDo	  is	  also	  aﬀected	  by	  the	  presence	  of	  cloud/haze	  • C/O	  <	  0.9	  for	  many	  hot-­‐Jupiter	  atmospheres	  (Benneke	  2015)	

Cloudy/Hazy	  Atmosphere	Spectrum	  of	  WASP-­‐12b	  by	  HST,	  Gemini,	  and	  Spitzer	

Sing	  et	  al.	  2013	

Spectrum	  of	  WASP-­‐29b	  by	  Gemini	  Gibson	  et	  al.	  2013	

• In	  some	  hot	  Jupiters,	  ﬂat	  or	  feature-­‐less	  spectra	  have	  been	  observed,	  indicaDng	  cloudy	  or	  hazy	  atmospheres	  • Understanding	  the	  nature	  of	  cloud/haze	  is	  important	  to	  extract	  the	  informaDon	  of	  molecular	  abundances	  Haze	  ProducDon	  in	  Low-­‐temperature	  Atmosphere	
UV	• CH4	  can	  exist	  in	  low-­‐
temperature	  (Teq<1,000K)	  atmosphere	  • Hydrocarbon	  haze	  (tholin)	  can	  be	  produced	  via	  photo-­‐chemical	  processes	  – e.g.,	  Titan	  • Liole	  has	  been	  studied	  for	  low-­‐temperature	  atmospheres	  of	  exoplanets	  CH4	photo-­‐	  dissociaDon	

C2H2,	  C2H4,	  C6H6,	  …	hydrocarbon	  polymer	  (tholin)	  	planet	Warm	  Jupiter	  WASP-­‐80b	
• A	  Jovian	  planet	  transiDng	  a	  bright	  late-­‐K/early-­‐M	  dwarf	  – Discovered	  in	  2013	  (Triaud+	  2013)	  – TheoreDcally	  and	  observaDonally	  “rare”	  • The	  planet	  is	  “warm”	  – The	  equilibrium	  temperature	  is	  only	  800K	  – Tholin	  haze	  might	  exist	  • Host	  star	  is	  acDve	  – Strong	  UV	  ﬂux	  • Transit	  depth	  is	  large	  	  – ~2.9%	  Suitable	  for	  tesDng	  existence	  condiDons	  of	  tholin	

DistribuDon	  of	  TransiDng	  Jovian	  Planets	  	  around	  Bright	  Stars	

MulD-­‐band	  Photometry	  with	  Three	  Telescopes	

1.88m	  &	  0.5m	  @OAO	

1.4m	  IRSF	  @SAAO	

• 1.88m/ISLE	  @OAO	  – NIR	  one	  band	  (J,	  H,	  or	  Ks)	  – We	  observed	  two	  transits	  • 0.5m	  MITSuME	  @OAO	  • 1.4m	  IRSF/SIRIUS	  @SAAO	  – NIR	  three	  bands	  (J,	  H,	  and	  Ks)	  simultaneously	  – We	  observed	  three	  transits	  – OpDcal	  three	  bands	  (g’,	  Rc,	  and	  Ic)	  simultaneously	  – We	  observed	  two	  transits	  simultaneously	  with	  188cm/ISLE	  Example	  Light	  Curves	
2013	  Aug.	  13	  OAO	  1.88m	  &	  0.5m	  tel.	  	  	2013	  Oct.	  7	  1.4m	  IRSF	

0.5m	
0.5m	
0.5m	
1.88m	

In	  total,	  we	  obtained	  17	  transit	  light	  curves	  in	  six	  bands.	

Observed	  Transit	  Spectrum	  of	  WASP-­‐80b	

Fukui	  et	  al.	  2014	  • OpDcal	  spectrum	  (λ<1μm)	  is	  averagely	  ~1%	  higher	  than	  NIR	  at	  2.9σ,	  possibly	  indicaDng	  the	  existence	  of	  haze	  • If	  true,	  this	  is	  consistent	  with	  the	  theoreDcal	  predicDon	  Atmospheres	  of	  super-­‐Earths	  and	  Neptunes	
Lissauer	  et	  al.	  (2013)	
GJ3470b	

RJup	Hot	  super-­‐Earths	  &	  Neptunes	REarth	

GJ1214b	55	  Cnc	  e	CoRoT-­‐7b	

• Mass	  and	  Radius	  alone	  cannot	  uniquely	  determine	  the	  interior	  structure	  – Rocky	  core	  +	  H/He	  gas	  – Icy	  core	  +	  steam	  (H2O)	  • Atmospheric	  composiDon	  can	  provide	  important	  clue	  to	  speculate	  the	  formaDon	  histories	  of	  super-­‐Earths/Neptunes	  	• Transit	  depth	  =	  (Rp/Rs)2	  – Small	  planet	  around	  a	  sun-­‐like	  star	  shows	  only	  a	  Dny	  transit	  – Need	  small	  host	  star	  (M	  dwarf)	  – Need	  nearby	  (bright)	  star	  • Currently,	  only	  three	  transiDng	  super-­‐Earths/Neptunes	  are	  known	  around	  nearby	  M	  dwarfs	  – GJ436b,	  GJ1214b,	  GJ3470b	  Planetary	  radius（REarth）	

ObservaDonal	  Requirements	  for	  Small	  Planets	
○	  FGK	  dwarfs	  ○	  M	  dwarfs	

GJ436b	 GJ3470b	
GJ1214b	
circle’s	  area	  ∝transit	  depth	

Bright	  (Near)	

R	  magnitude	

Faint	  (Far)	

Super-­‐Earth	  GJ1214b	
•	  The	  most	  famous	  super-­‐Earth	  -­‐Discovered	  in	  2009	  as	  the	  ﬁrst	  transiDng	  super-­‐Earth	  around	  nearby	  M	  dwarf	  Mp	Rp	Period	Rs	

6.6	  MEarth	
2.6	  REarth	1.6	  days	
0.2	  Rsun	

(Charbonneau+	  2009,	  Nature)	  	  •	  Early	  observaDons	  showed	  a	  ﬂat	  spectrum	  -­‐ Steam	  dominant	  or	  Cloudy？	  
-­‐ The	  NIR	  Ks	  and	  op,cal	  B	  bands	  were	  in	  debate	H2-­‐rich	  +	  Solar-­‐Metallicity	
H2-­‐rich	  +	  sub-­‐Solar	  +	  cloud	
H2O-­‐rich	Ks	  band	

Clear	  hydrogen	

Steam	Rp/Rs	

B	  band	
Hydrogen	  +	  cloud	
0.5	

2	1	Wavelength	  [μm]	

de	  Mooij	  et	  al.	  (2011)	

Our	  observaDons	  with	  1.4m	  IRSF	  and	  8.2m	  Subaru	
OpDcal	  B-­‐band	  photometry	  	  with	  8.2m	  Subaru		  NIR	  J,H,Ks	  band	  photometry	  	  with	  1.4m	  IRSF	  2012	  June	  14	J	2012	  August	  12	

B	H	2012	  October	  8	Ks	

B	

Observed	  Spectrum	  of	  GJ1214b	

Narita	  et	  al.	  2013a,b	

We	  conﬁrm	  that	  the	  spectrum	  is	  ﬂat	  over	  from	  opDcal	  to	  NIR	  	Intensive	  NIR	  ObservaDons	  of	  GJ1214b	  by	  HST/WFC3	

Kreidberg+	  2014,	  Nature	•	  15	  transits	  were	  obtained	  by	  HST/WFC3	  •	  SDll	  ﬂat	  even	  with	  the	  marvelous	  precision	  •	  Possibly	  covered	  by	  a	  thick	  cloud	  layer	  Hot	  Uranus	  GJ3470b	
• The	  third	  low-­‐mass	  transiDng	  planet	  around	  an	  M	  dwarf	  Mp	

14	  MEarth	

Rp	
Period	Rs	

4.3	  REarth	
3.3	  days	
0.5	  Rsun	

– Discovered	  in	  2012,	  originally	  by	  RV	  survey	  (Bonﬁls	  et	  al.	  2012)	  – The	  mass	  is	  similar	  to	  Uranus	  A	  rare	  sample	  to	  invesDgate	  low-­‐mass	  planet	  atmosphere	
Bonﬁls	  et	  al.	  2012	

MulD-­‐band	  Photometry	  by	  Two	  Telescopes	  at	  OAO	主星の明るさRelaDve	  stellar	  ﬂux	OAO	  1.88m/ISLE	OAO	  0.5m	  MITSuME	

時刻[時間]	  	  	  	  	  	  Time	  	  	  	  	Planet-­‐to-­‐star	  radius	  raDo	Observed	  Spectrum	  of	  GJ3470b	by	  Spitzer	  (Demory	  et	  al.	  2013)		  	  	  	  	  	  Wavelength	  [nm]	

Fukui	  et	  al.	  2013	

• A	  sign	  of	  Rp/Rs	  variaDon	  is	  observed	  • The	  planet	  is	  not	  be	  covered	  by	  thick	  cloud	  ⇔	  GJ1214b	  Follow-­‐up	  ObservaDons	  by	  Other	  Teams	
Observed	  transmission	  spectrum	  of	  GJ3470b	
Fukui	  et	  al.	  (2013)	  Nascimbeni	  et	  al.	  (2013)	  by	  BLT	  (8.2m	  x	  2)	  Ehrenreich	  et	  al.	  (2014)	  by	  HST/WFC3	

Demory	  et	  al.	  	  Crossﬁeld	  et	  al.	  	  (2013)	  by	  Keck	  (10m)	 (2013)	  by	  Spitzer	

Ehrenreich	  	  et	  al.	  (2014)	  • NIR	  spectrum	  seems	  to	  be	  consistent	  with	  a	  ﬂat	  line	  • OpDcal	  spectrum	  has	  a	  slope,	  possibly	  indicaDng	  the	  existence	  of	  haze	  	  ObservaDons	  for	  Other	  Neptunes	
GJ436b	  hot	  Neptune	  around	  M	  dwarf	  HAT-­‐P-­‐11b	  hot	  Neptune	  around	  K	  dwarf	  H2O	Knutson	  et	  al.	  2014,	  Nature	

Fraine	  et	  al.	  2014,	  Nature	• A	  ﬂat	  spectrum	  was	  observed	  in	  GJ436b,	  indicaDng	  a	  cloudy	  or	  high-­‐metallicity	  atmosphere	  • A	  detecDon	  of	  H2O	  was	  reported	  in	  HAT-­‐P-­‐11b	  	Future	  Prospects	  for	  super-­‐Earths/Neptunes	• The	  current	  problem	  is	  the	  lack	  of	  good	  targets	  • The	  next-­‐generaDon	  transit	  survey	  satellite	  TESS	  will	  ﬁnd	  hundreds	  of	  transiDng	  super-­‐Earths	  around	  nearby	  M	  dwarfs	  ⇒	  Narita-­‐san’s	  talk	  – TESS	  will	  be	  launched	  in	  2017	
OAO	  1.88m	  telescope	  +	  a	  new	  mulD-­‐band	  camera	  	  “MuSCAT”	  (PI:	  N.Narita)	

Search	  for	  “sunny”	  super-­‐Earths	  	Subaru	

TMT	In-­‐depth	  observaDons	  for	  selected	  super-­‐Earths	

Toward	  atmospheres	  of	  Earth-­‐size	  planets	

Summary	• Transmission	  spectroscopy	  can	  probe	  exoplanetary	  atmospheres,	  which	  can	  provide	  informaDon	  about	  the	  planetary	  formaDon	  histories	  • A	  lot	  of	  eﬀorts	  have	  been	  made	  for	  hot	  Jupiters,	  detecDng	  water	  in	  many	  hot	  Jpiters	  mainly	  by	  HST/WFC3	  • Treatment	  of	  cloud/haze	  is	  important	  • 	  We	  conducted	  mulD-­‐band	  photometry	  for	  three	  transiDng	  planets:	  – WASP-­‐80b:	  detected	  a	  sign	  of	  haze	  – GJ1214b:	  conﬁrmed	  a	  ﬂat	  spectrum	  – GJ3470b:	  detected	  a	  non-­‐ﬂat	  spectrum	  • We	  need	  more	  targets	  for	  super-­‐Earths	  and	  Neptunes