A型星周りの系外惑星secondary eclipse観測東京工業大学 修士２年 大貫裕史
佐藤文衛、原川紘季（東工大）、成田憲保（国立天文台）

発表内容
我々の観測の目的：
A型星周りのホットジュピターの大気の温度構造を、惑星の情報が直に得られるSE観測を通して明らかにする。
本講演では、2011B期の我々の観測の実現可能性について発表① secondary eclipse(SE)観測とはどういう観測か？
② 過去のＡ型星周りの系外惑星ＳＥ観測について（先行研究紹介）③ ＳＥによる減光率の見積もり⇒観測に必要な観測精度が分かる④ 実際に必要な観測精度が達成されるのか、試験観測により確認（2011年3月観測所時間に観測） ←研究成果報告

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発表内容
我々の観測の目的：
A型星周りのホットジュピターの大気の温度構造を、惑星の情報が直に得られるSE観測を通して明らかにする。
本講演では、2011B期の我々の観測の実現可能性について発表① secondary eclipse(SE)観測とはどういう観測か？
② 過去のＡ型星周りの系外惑星ＳＥ観測について（先行研究紹介）③ ＳＥによる減光率の見積もり⇒観測に必要な観測精度が分かる④ 実際に必要な観測精度が達成されるのか、試験観測により確認（2011年3月観測所時間に観測） ←研究成果報告3

イントロダクション
トランジット観測 （系外惑星の発見法の１つ）
周期的な減光を観測して惑星の存在を示唆
惑星のより詳細な情報を知りたい

secondary eclipse （SE）観測
観測される光・SE前後…中心星由来の光＋惑星由来の光・ SE時 …中心星由来の光 のみ

惑星由来の情報を直に取り出せる4

イントロダクション２

SE観測から何が分かるのか？

① SEの減光率から、惑星の輝度温度 （黒体を仮定）・平衡温度（アルベド０、等方的熱放射を仮定）との比較 ⇒ 熱輸送効率
・いろいろな波長で観測 ⇒ 惑星大気の温度構造（thermal inversionなど）(Knutson et al. 2008, 2009)

我々が知りたいこと② primary transitの起こる時刻とSEの起こる時刻との関係から、軌道離心率(Kallrath & Milone 1999; Charbonneau 2003)

参考： e=0であれば、SEはPTとPTのちょうど中間で起こる③ 差分分光観測により、吸収線の波長から、惑星大気の組成(Redfield et al. 2008)5

イントロダクション３SE減光率の大きさ
Ａ型星（WASP-33）の場合減光率の計算式

 Rp 
 F*  R* Fp2

プランク分布 B p ( )d B ( )dBP ,* ( ) 2hc 21

5hc
 1hcexp  λkT
 kTP,*
P ,* 

*primary transitの減光率 0.15%

T*  7400 K
TP  2750K

惑星の温度は、黒体を仮定した時の平衡温度

6SE減光率と波長の関係

Ａ型星（WASP-33）の場合

3T*  7400K , TP  2750K

2.5

減 2
光率 1.5

言えること2点mmag

・波長が長い程、減光率が大きい
・減光率はmmagオーダー

10.5000.5

1.01.5波長 μm2.02.53.07

発表内容
我々の観測の目的：A型星周りのホットジュピターの大気の温度構造を、惑星の情報が直に得られるSE観測を通して明らかにする。
本講演では、2011B期の我々の観測の実現可能性について発表① secondary eclipse(SE)観測とはどういう観測か？
② 過去のＡ型星周りの系外惑星ＳＥ観測について（先行研究紹介）③ ＳＥによる減光率の見積もり⇒観測に必要な観測精度が分かる④ 実際に必要な観測精度が達成されるのか、試験観測により確認（2011年3月観測所時間に観測） ←研究成果報告

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先行研究

～唯一のA型星周りの系外惑星のSE観測の論文～“Thermal emission from WASP-33b, the hottest known planet”
A. Smith et al. 2011

観測日： 2010年10月29,30日
望遠鏡： William Herschel Telescope (WHT) @Spain
観測波長： 0.91μm (9077Å) with ACAM(CCD)
観測精度： ～1mmag
観測データからパラメータを決めようとしたが、うまく定めることができなかった⇒軌道離心率を０と仮定して、SEの中心時刻や継続時間を仮定

データ解析結果
減光率 1.09±0.30 mmag（～0.109±0.030 %）

9

先行研究

減光率から輝度温度を計算

54減
光率

3mmag

21.09
1000.51.01.5波長 μm
先行研究 0.91 μm

2.02.5

3.010

先行研究

減光率から輝度温度を計算

5T*  7400K , TP  3620K

4減
光率3mmag

21.091000.5

1.01.5波長 μm
先行研究 0.91 μm

2.02.53.011

先行研究 （横方向の）熱輸送効率の考察
5

夜側への熱輸送がなく、昼側でも非等温TP  3515K

低4減
光率

熱輸
送効率3mmag2

高1

夜側への熱輸送がないが、昼側は等温TP  3271K
TP  2750K
夜側への熱輸送があり、昼側も夜側も等温

00TP , A 0  f

0.5

1.0

14

R*2a

T* ,eff

1.5

波長 μm

2.02.53.012

輝度温度３６２０Ｋを再現するためには、一番上の最も熱輸送効率が悪い時がよく合う発表内容
我々の観測の目的：A型星周りのホットジュピターの大気の温度構造を、惑星の情報が直に得られるSE観測を通して明らかにする。
本講演では、2011B期の我々の観測の実現可能性について発表① secondary eclipse(SE)観測とはどういう観測か？
② 過去のＡ型星周りの系外惑星ＳＥ観測について（先行研究紹介）③ ＳＥによる減光率の見積もり⇒観測に必要な観測精度が分かる④ 実際に必要な観測精度が達成されるのか、試験観測により確認（2011年3月観測所時間に観測） ←研究成果報告

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A型星周りの系外惑星の温度構造を知るために
複数の波長域でのSE観測が必要
先行研究 0.91μmでの観測 ＋ 本研究 Ksバンド（2.16μm）での観測

岡山天体物理観測所 188cm望遠鏡/ISLE を利用

14

波長が長い方が有利

岡山１８８CM望遠鏡/ＩＳＬＥ

2.16μmでの減光率

昼・夜共、熱輸送なし（昼側も非等温）

夜側への熱輸送あり（夜側も昼側も等温）

2.1

3.9

15
先行研究 0.91 μm

本研究 2.16 μm

188CM望遠鏡/ISLEに必要な観測精度の見積もり

先行研究

本研究

観測波長0.91 μm

2.16 μm

減光率1.09 mmag

2.1 mmag / 3.9 mmag
（見積もり）

1.0 mmag

1.9mmag / 3.6 mmag
以下であれば同程度以上で検出（見積もり）

観測精度

そこで、実際に、1.9 mmag / 3.6 mmag よりよい観測精度が達成可能なのか、調べることにした

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発表内容
我々の観測の目的：
A型星周りのホットジュピターの大気の温度構造を、惑星の情報が直に得られるSE観測を通して明らかにする。
本講演では、2011B期の我々の観測の実現可能性について発表① secondary eclipse(SE)観測とはどういう観測か？
② 過去のＡ型星周りの系外惑星ＳＥ観測について（先行研究紹介）③ ＳＥによる減光率の見積もり⇒観測に必要な観測精度が分かる④ 実際に必要な観測精度が達成されるのか、試験観測により確認（2011年3月観測所時間に観測） ←研究成果報告17岡山１８８CM望遠鏡/ＩＳＬＥ
・トランジット相対測光観測・観測天体:XO-2b
・観測日：2011/03/23

2.16μmでの精度評価検出器上の星像（生データ）

XO-2/XO-2bの特徴
・明るさ：9.3等級（K-band）
・周期：2.6日
・トランジット継続時間：162分
・減光率：1.2%
・温度：5340/1200K

目的星と比較星の特徴
３つの明るさはほぼ同じ

目的星

比較星

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観測精度評価（試験観測） 光度曲線
XO-2 primary transit
0020.002
4減0.004
6
光0.006
8率0.008

mmag

100.01120.012140.014160.016180.0185643.965644.00
5644.04
5644.08
0.93 0.95 0.97 0.99 1.01 1.03 1.05 1.07 1.09 1.11

HDJ-2450000

2011年3月23日にKs-bandにおいて観測したデータを解析したもの。

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観測精度評価（試験観測） 光度曲線
XO-2 primary transit
0020.002
4減0.004
6
光0.006
8率0.008

mmag

100.01120.012140.014160.016180.0180.93

5643.960.96

5644.00
0.99
1.02

5644.04
5644.08
1.05
1.08
1.11

HDJ-2450000

2011年3月23日にKs-bandにおいて観測したデータを解析したもの。

20

観測精度評価（試験観測） 残差をプロット
5432mmag

10-1-2-3-4-5

5643.965644.00
5644.04
5644.08
0.93 0.95 0.97 0.99 1.01 1.03 1.05 1.07 1.09 1.11

HDJ-2450000

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観測全区間での残差の標準偏差（1σ） ~1.0mmag

ちなみに、参照星を１つだけ使って相対測光した場合
XO-2S00
20.00240.00460.00680.008100.01120.012140.014160.016180.018205643.96

1.3mmag

もう一方000.002
20.00440.00660.00880.01
100.012120.014
14
0.016
16
0.018
18
0.02
20

5644.00
5644.04 5644.08
1 1.02 1.04 1.06 1.08 1.1 1.12
HDJ-2450000

0.92 0.94 0.96 0.98

5644.00
5644.04 5644.08
1 1.02 1.04 1.06 1.08 1.1 1.12
HDJ-2450000

0.92 0.94 0.96 0.98

0.005
50.00550.00440.00440.00330.003
30.00220.00220.00110.001100-0.001-1-0.002-2-0.003-3-0.004-4-0.005-55643.96

1.0mmag

5643.9600-0.001-1-0.002-2-0.003-3-0.004-4-0.005-55644.00
5644.04 5644.08
1 1.02 1.04 1.06 1.08 1.1 1.12
HDJ-2450000

0.92 0.94 0.96 0.98

225643.96

5644.00
5644.04 5644.08
1 1.02 1.04 1.06 1.08 1.1 1.12
HDJ-2450000

0.92 0.94 0.96 0.98

まとめと今後

A型星（WASP-33）周りの系外惑星のSEをKs-band(2.16μm)の波長で検出するのに必要な観測精度を見積もった。
⇒3.9mmag（熱輸送なし・先行研究）、2.1mmag（夜側への熱輸送あり）
この減光率を検出するのに必要な観測精度が、2.16μmの波長で達成できるのか試験観測により確認した ＠岡山天体物理観測所 188cm望遠鏡/ISLE⇒観測精度 ～1.0mmag
10月11月3夜ずつ、計６夜の観測時間を割り当てられたので、実際にＳＥ観測を行う
研究課題： “Detection of secondary eclipse with Ks-band”⇒ 乞うご期待！
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