赤外ドップラー装置によるM型矮星周りの惑星サーベイ

大宮正士

（東工大）

目次
l イントロダクションl 赤外ドップラー装置IRDでの惑星サーベイl 3.8m望遠鏡＋赤外ドップラー装置での惑星サーベイl まとめ惑星を持つ星の質量分布
150
125

M型矮星
計42 個

100
星の数

75
50
25
0.1 0.4 0.7

1.0

1.3

1.6

1.9

2.2

0
2.5

2.8

主星質量（Msun）

晩期M型矮星は、残された系外惑星フロンティアの一つ！

M型矮星のFlux
Peak

M6V dwarf GJ406 (Pavlenko et al. 2006)

Fluxのピークが近赤外領域にあり、近赤外での観測が有効期待される視線速度測定精度見積もりl 視線速度測定の精度l 吸収線の特徴とフォトン数で決まる
l 星スペクトルをもとに視線速度測定の精度を見積もると~1m/sが期待できる

J-band model: 4 m/s
J&H-band: 0.9 m/s

H-band model: 1 m/s
R= 70,000
S/N~300

近赤外の波長域のスペクトルで1m/s以下の精度が達成可能tance) for a cloud-free H2 O-rich atmosphere close to the inneredge. The scaling factor for a planet with a thin atmosphere, likethe modern Earth, is smaller – about 10% in terms of stellar flux,
or 5% in semi-major axis (Segura et al. 2005). From the various$%&cases
studied byet al. (1993), the limit lin and lout of theANETSAROUND
M Kasting
DWARFS
17 orbital region thatFig. 3. The
solar HZ can be extrapolated to any star with luminosity L and at least 5 Gyr as a function ofハビタブルゾーン
an effective temperature between 3700 K and 7200 K by using fined by the empirical “early M
the生命居住可能領域：惑星表面に水が液体で存在できる領域
following relationships:
light grey region gives the theoouter limits with 50% cloudine$ 12 formation other than the dynamical
or effects of! stellar mass M! in" # planet
Llin = lin! − ain T ! − bin T !2(2) tively. The dotted boundaries coits, found with a 100% cloud cL!
ation of the snow-line, asnow , at which
the disk temperature equals
theat which
ice a 1 M⊕ planet ontance1#$!
" L 2 on the disk temperature profile.
We 1 Gyr.
in less thance ! 170 K. The location of asnow2 depends
l=l−aT−bT(3)
out opticallyout! thinout disk! givenout !bye for anL!
Selsis+2007# = 3.8095$1/4 × 10−9 , a = 1.3786 ×−5! a× 10"−1/2witha=
2.7619,bininoutL!
スノーライン
2−4−9T!
2.8×10K,(1.2)
10 , bout = 1.4286
× 10 , andT ! = T eff − 5700. Here, lin and1AUL"
and (3) cannot be applied forlout 原始惑星系円盤内の水のare in AU, and T eff in K.
convective simulation has b
As discussed
above,
the values
lin! andlout!anddepend
the luminosities,
m the状態が変わるライン
centralstar andL! are
L" areofthe
stellarthe onsolar
criteria
chosento define the limit of habitability. Table 2 gives lar effective temperatures. H
now-line
isgivenby
the 巨大惑星形成される領域
limits of the present solar HZ based on the “early Mars” and T eff = 3700 K and 3200 K sh$−2
# the $
# criteria,
location of the boundaries o
1/2“recent Venus”
andL! radiative-convective models with criteria, along with the three
Ticeaacloudinesseach cloud coverage, two(1.3)
snow ! 2.7 of 0, 50, and 100%. ForAU.
170K
L"
lin! values are given: the runaway
greenhouse limit, and the T s = with or without the albedo cwhich was speci
373 K Notelimit. that the variation of L corresponds to the shift of asimulation,! 2.7AU.
.
For!
snow
晩期M型矮星(0.1~0.2M
Note that the effect 4of the spectral
type on2the albedo, insun)だと、ハビタブルゾーンが<0.1AU
minosity relation of L! ∝ M! , we have asnow ∝ M! . The location of the snow
cludedin Eqs. (2) and (3) as a quadratic function of (T eff −5700),
ハビタブル惑星は1~2m/sの視線速度変化ができる
3.1. The planet Gl 581c
pendence
on the stellar mass.
was estimated only for a cloud-free atmosphere. Since the re-

ハビタブル惑星とスノーライン惑星

目標：シミュレーションとの比較

Figure 1.15: The same figure as Figs. 1.12 but for different numbers of runs.
比較するために観測は100個以上のサンプルを用意するべき！

赤外ドップラー装置での惑星サーベイl 晩期M型矮星周りの惑星探索の目標l ハビタブルゾーンにある地球質量惑星の検出l 太陽近傍（15~20pc以内）の星のサーベイl 一通りの惑星系-伴星系の統一的理解l 赤外トランジットの観測との連携で惑星の特徴付けl IRD/すばる望遠鏡での視線速度サーベイl 赤外ドップラー装置 (IRD)：Infra-Red Doppler

instrument with frequency comb (Tamura+12)l IRDのファーストライト：2014年予定
l 0.97~1.75μmの波長域と光周波数コムを使って、~1m/s の精度を達成

IRDサーベイのサンプル星l 表面活動度が低い近傍の星：200~500個l An All-sky catalog of Bright M Dwarfs (Lepine+2011）l A Spectroscopic Catalog of the Brightest (J<9) M
Dwarfs in the Northern Sky (Lepine+2012)

0.1

0.2

IRDでの観測方針（仮）1. M<0.2Msun&J<9の星(25星)は毎日観測
1.

ハビタブル地球型惑星の調査

2. サンプルセレクション
1.

活動性が低く連星系ではない星を見つける

3. メインサーベイ

変動が小さい天体と惑星候補を中心に
2. 雪線付近の惑星に感度を持った均一な観測
1.

4. 候補天体のフォローアップ
1.

RV/transit候補天体の軌道決定

軌道決定に必要な観測数
l 0.2AUの巨大惑星： 30~40回
l P=50~100日, Mp=100 Mearthl 雪線のスーパーアース：約80~100回l P=14~80日, Mp=5Mel ハビタブルゾーンの地球質量惑星：約600回
l P=5日, Mp=1Me

岡山京大3.8m望遠鏡でフォローアップl赤外ドップラー装置を取り付けて、IRD候補天体のフォローアップをしたいl晩期M型矮星周りの惑星~

伴星の統一的理解をl15~20pc以内の晩期M型矮星周りの惑星系の統計を

まとめ：M型矮星周りの惑星サーベイl 高頻度観測による軌道決定l 低質量星の惑星系の統計理解l 太陽近傍の惑星系の性質l 地球質量惑星の探索へl 探索の目標l 振幅K=20m/sの惑星の検出：IRDのコピーが◎l >5Mearth@0.5~1AUl RV固有変動σ~4m/s?

l 観測戦略：IRD候補天体のフォローアップl サンプル: 数十?個(J<10)l 赤外高分散分光器＋ドップラー装置で観測するl 精度5m/s以下が必要（精度が↗と必要観測数↘）l 変動の周期成分が明らかになるまで