視線速度精密測定によるG型巨星の惑星サーベイ型巨星の惑星サ ベイ III.
2010年後期～2011年前期の報告

佐藤文衛1, 原川紘季1, 大宮正士1, Liu Yujuan2,泉浦秀行3, 神戸栄治3, 竹田洋一4, 吉田道利5,伊藤洋一6, 安藤裕康4, 小久保英一郎4, 井田茂1
1東工大, 2NAOC, 3OAO, 4NAO, 5広島大, 6神戸大

2011年度岡山ユーザーズミーティング

2011.8.10G型巨星惑星探索
 中質量星（1.5～5M~）の周りの惑星探索– 早期型主系列星ではドップラー法による惑星検出は困難– 太陽型星に比べてサーベイが進んでいない 惑星形成の普遍性を探る– 原始惑星系円盤をも原始惑星系円盤をもつ若い中質量星（Herbig
若 中質量星（g Ae/Be星）は多数見/ 星） 多数見つかっている。最近は若い中質量星で惑星の直接検出もあり。

 惑星形成の中心星依存性を明らかにする– 原始惑星系円盤の質量大Æ惑星頻度大？惑星質量大？
– 中心星光度大Æ固体物質欠乏？惑星形成阻害？
– 原始惑星系円盤の寿命短Æ惑星形成、移動のタイムスケール？

 中心星の進化と惑星系の進化– 潮汐力により惑星が中心星へ落下– 恒星進化の理解Why GG‐giantsgiants ?
惑星をもつ恒星の分布

A4型矮星

G9型巨星

太陽

我々のターゲット
GK型巨星• 0.6<B‐V<1.0• ‐3<MV<2.5• δ
δ>‐25°
25• σRV<10‐20 m/s

晩期G型～早期K型の巨星は、視線速度精密測定に晩期G型
早期K型の巨星は 視線速度精密測定による中質量星まわりの惑星探索に適している第3期プロジェクト観測：目的
 さらなる時間軸の延長– 4AU以遠（周期1000日以上）の惑星頻度を明らかにする– 同時に、低質量惑星（＜2M
同時に 低質量惑星（＜2MJUP）の検出限界をできるだけ正確に見積もる– 惑星形成期のスノ
惑星形成期のスノーラインの位置
ラインの位置、惑星形成メカニズム
惑星形成メカニズムに制限 惑星発見数の増大– すばる等で発見した多数の候補天体のフォローアップを継続– 中心星近傍における惑星欠乏の原因を統計的に議論– 他の望遠鏡時間の獲得も引き続き推進第3期プロジェクト観測：計画• 申請夜数・・・半期40夜（6‐7夜×6回）×3年• 観測対象– （A）2001年から継続している岡山オリジナル天体300個– （B）すばる他からの要フォローアップ天体48個• 観測内容– ヨードセルを用いた視線速度精密測定 Î順調に遂行中• 上記（A）について・・・すべてについて最低年4‐5回（これまでより多め）• 上記（B）について・・・年5‐8回程度
上記（B）について
年5 8回程度• 視線速度標準星も毎回数個観測– 組成解析用スペクトル（兼視線速度解析用テンプレート）の取得• 上記（B）のうち半数について取得する必要あり
記（ ） う 半数
得す
要あり Îほぼ完了
完– 恒星活動の調査• 視線速度の周期的変化を示す天体を中心に・・・CaIIHK線領域ÎHIDESのCCD
モザイク化により視線速度データと同時に取得可能（但し効率は低い）
Î同じく同時に取得できるHα線が使えないかを調査中– HIDES‐Fへの移行に向けた視線速度測定精度の安定性調査• 毎回2～3夜程度をHIDES‐Fでの観測にあて、視線速度測定精度の長期的な安定性をチェック• 高効率を生かした高頻度観測による検出限界の押し下げの試み

東アジアプラネットサーチネットワーク
East‐Asian Planet Search Network (EAPSNET)
岡山プロジェクト：岡山1.88m鏡岡山プロジェクト：岡山188m鏡
300 GK giants (V<6), since 2001
9 planets and 1 brown dwarf
日中協力：興隆 2.16m鏡（＋岡山）
2 16m鏡（＋岡山）
100 GK giants (V~6), since 2005
(1 planet and 1 brown dwarf)
Li Wang,Liu,WZhao
Zh ett al.l
日韓協力：普賢山1.8m鏡（＋岡山）190 GK giants (V<6.5), since 2005
1 brown dwarf
Han, Lee et al.
すばるプロジェクト：すばる8.2m鏡（＋岡山）
>200 GK giants (6.5<V<7), since 2006
1 planet and 1 brown dwarf
日土協力：TUBITAK 1.5m鏡
1 5m鏡
50 GK giants (V~6.5), since 2008
Selam, Bikmaev, Yilmaz et al.

Goal:~100 planetsfrom 1000 stars

観測実績：2010年7月～2011年6月
天候の内訳
曇
曇など
41％

観測不可能日使えないデータ
しかとれなかった日

快晴
23％

使えるデータが使えるデタがとれた日

観測実施率、達成率
2010年後期：実56％、達82％
2011年前期：実64％、達87％
ほぼ満足のいく達成率
ほぼ満足
く達成率
（観測時間シェアの影響はなし）

2010年後期 38夜2011年前期 39夜（2011年後期 39夜）
ほぼ希望通りに割り当てて頂いた晴、薄曇36％（これまでとほぼ同じ内訳）

割当夜数：合計77夜

1008060
4020◆：実施率（％）■：達成率（％）

01 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15

発表された成果• 査読論文（2010年以降）• SSubstellarb ll Companions
Cito Evolved
E l d IIntermediate‐Massdi
M
SStars: HD145457 and HD 180314• Sato et al. 2010, PASJ, 62, 1063
• すばると岡山による初の惑星、褐色矮星の発見• Stellar Parameters and Abundance Analysis of 58 Late G Giants• Liu et al. 2010, PASJ, 62, 1071
• 興隆（中国）との共同研究。興隆サンプルの物理パラメータ、化学組成解析• A Substellar Companion to the Intermediate‐Mass Giant HD 175679• Wang et al. 2011, RAA submitted• 興隆（中国）との共同研究。日中協力4本目の論文。約37ＭＪの褐色矮星候補の発見• 関連論文• Stellar Parameters and Chemical Abundances of G Giants• Wang et al. 2011, PASJ in press• すばるサンプル100天体についての物理パラメータ、化学組成解析• Planet Engulfment by ~1.5‐3 Solar‐Mass Red Giants• Kunitomo
K it
ett al.l 2011,
2011 ApJA J ini press• 中心星の進化に伴う短周期惑星の軌道進化の理論計算

最近の進展◆published◇candidate

10100
Period (d)Minimumm mass (MMJUP)

0.11000

Completeness in a-mp planeMpsini >1-2M>1 2MJかつP<100 dの惑星がないÎ短周期巨大惑星の欠乏
2.5MJ以上の惑星は1.9M~以上にのみ存在Î惑星質量は中心星質量に依存ガス惑星の頻度は1.3-1.9M~がピーク？
Îしかし、Mpsini<1-2MJかつP>100dのまだ見つかっていない惑星がたくさんありそう

1.9‐3M~
10
N=175
N
175
Np=16
1 fp=9%0.1◆published◇candidate

10Minimumm mass (MMJUP)

Minimumm mass (MMJUP)

1.3‐1.9M~
10
N=30
N
30
Np=6
1 fp=20%

100
Period (d)

1000

3‐4M~
10
N=37N
37
Np=2
1 fp=5%0.1◆published◇candidate

10100
Period (d)1000
Sato et al. in prep低質量惑星を含む多重惑星系
K0III, 2.2M~

P 949 d
P=949

Mpsini=6.0 MJ
P=422 dMpsini=1.7 MJ
P=288 dSato et al.
al in prep

多重惑星系は重点的に観測しているため低質量（＜1MJ）惑星にも検出感度がある

Mpsini=0.8
i i 0 8 MJ

平均運動共鳴？
K0III, 2.5M~b

P = 314 d
Mpsini =2.1 MJ

c

P = 465 d
Mpsini =0.9 MJ

平均運動共鳴にある系は惑星移動が起こったことを強く示唆
平均運動共鳴にある系は惑星移動が起こたことを強く示唆Î外側領域が惑星形成の主舞台か？落ちてこなかった惑星が多数存在？

Possible Outer Companions

2K～dv/dt×P/2 と仮定すると、10AUに5-80MJの伴星が存在する
確率は最大で10-20%程度
Î直接撮像で伴星質量に制限Stellar Mass(M~)

Frequency (%)
5-13MJ

13-80MJ

1.3-1.9

13719 3
1.9-31133-485

HIDES Fによる観測
HIDES‐Fによる観測
HIDES-F

スリット観測と共通のテンプレートを用いて解析
スリット観測と共通のテンプレトを用いて解析
現時点で少なくとも6m/s程度では接続可能（若干のオフセットが見られる）＝＞今後より詳細な解析

HIDES Fによる高頻度観測
HIDES‐Fによる高頻度観測
巨星のjitterは主に脈動（周期数時間～1日）

K0 III一晩（～数日内）に複数回データをとってjjitterの大きさを把握
平均化して脈動成分を軽減
Î低振幅の変動を検出しやすく一定の効果はありそう
しかし 一晩に複数回観測するのはしかし、晩に複数回観測するのはなかなか大変●各観測点●一晩で平均後AATとの協力
変動周期が1年に近く、かつ赤緯が低い（～－25°）ため、岡山からは常に 周期の半分（同じ位相）しか常に一周期の半分（同じ位相）しか観測できない天体があるÎ正確な軌道決定ができない
singleg or multiple?
pRobert Wittenmyer氏（AAO）に協力を依頼しAATでも観測してもらい、岡山では観測できない位相をカバー今後の協力拡大を検討中

●OAO
▲AAT

EAPSNET現況
 中国・興隆
9 毎年30～40夜の割り当て
9 2009年3月、CCDをアップグレード（1Kx1K, 24um/pixÎ2Kx2K, 13.5um/pix）
9 安定して約15m/sを達成Î褐色矮星論文（Wang et al. 2011）9 しかし効率が悪いという問題は依然として解消されず
9 最近は専ら少数のすばる候補天体のフォローアップ

9 2011年5月、新分光器（ファイバーフィード）による試験観測を開始
9 期待される性能が出れば今後大きな武器。ようやく本格的なサーベイが可能に。

 韓国・普賢山
9 最近は年間30夜程度の割り当て（以前より増えた）
9 大宮氏（東工大）が主として実行Îポスター講演参照

 すばる
9 2006～2008年で計約200天体観測。2009年7月にもサービス観測で130天体について追加データ取得に成功。EAPSNETでのフォローアップ待ち
9 岡山でのフォローアップからは新たに2個の惑星の軌道がまもなく決定
岡山
プからは新たに 個 惑星 軌道がまもなく決定
9 すばるでの追観測も検討中

 トルコ
9 2008年7月からRTT1.5mで50星のGK型巨星のサーベイを継続
2008年7月からRTT1 5 で50星のGK型巨星のサ ベイを継続
9 視線速度測定精度～8m/s
9 惑星をもつ候補天体も見つかりつつあり、重点的にフォローアップ中まとめと今後• プロジェクト観測は順調に進行中– 統計的性質をまとめつつある。
– より軽く（<2MJUP）、より遠く（>4AU）を目指す（〜10AUの伴星の兆候）– 派生した研究も徐々に展開
派生 た 究も徐展開• 直接撮像、ヒアデス早期型星の惑星探索（ポスター参照）、理論 等々• EAPSNET– 日中協力4本目の論文を投稿– 興隆（中国）・新分光器の試験観測開始。早期の実戦投入が待たれる。Î今後の強力な武器となるはず– AATとの協力も試験的に始めた• HIDES‐F– 現時点で、スリット観測と6m/s程度の精度で接続可能Î今後さらに追究– 高効率を生かした高頻度観測• jitterの見積もりに有効j• 低振幅変動の検出に一定の効果はありそう• 今後、サンプル増 and/or 観測頻度増