2023年度 せいめいUMミーティング (2023/9/13)

GAOES-RVで切り拓く銀河系での太陽系外惑星科学

堀安範

アストロバイオロジーセンター
国立天文台 ハワイ観測所

©︎

GAOES-RVプロジェクト
可視高分散分光装置 (光ファイバー, イメージスライサー導入)
I2 セルを用いた視線速度精密測定による太陽系外惑星探査・波長帯 ~ 0.5 - 0.58 µm
・波長分解能 ~55,000(e.g.) V = 10の恒星で 視線速度 1m/s 達成を目指す

観測状況は田實さんの講演
詳細な性能は大宮さんのポスター参照

ESO

HROS

GMT

E-ELT

E-ELT
8-10m class telescopes

GAOES-RVTMT©︎GAOES-RVプロジェクト
可視高分散分光装置 (光ファイバー, イメージスライサー導入)
I2 セルを用いた視線速度精密測定による系外惑星探査・波長帯 ~ 0.5 - 0.58 µm
・波長分解能 ~55,000(e.g.) V = 10の恒星で 視線速度 1m/s 達成を目指す■ 2023B 共同利用
• 高温星周辺のホットジュピター候補の惑星軌道傾斜角測定• 視線速度法を用いた若い星団内での惑星探索• 加速する固有運動を持つ太陽近傍恒星に対する視線速度観測：
惑星と褐色矮星の探査と恒星パラメータの精密測定• 銀河系の厚い円盤に属する巨星における系外惑星探索：
低金属量環境下での巨大惑星形成
ESO

太陽系と現在の太陽系外惑星の分布図■ 惑星系の多重度

惑星質量（地球質量）

1000
木星

100

土星
海王星
天王星

10
地球

1

惑星 8個 1 Kepler-90
惑星 7個 1 TRAPPIST-1
惑星 6個 9惑星1つだけ形成される状況は稀有
惑星 5個 ~30
惑星 4個 ~ 70
未検出の惑星が存在？
~ 200
惑星 3個
~ 600
惑星 2個
~ 3000
惑星 1個

ハビタブル惑星候補の発見報告

0.10.01

火星

0.010.1110
軌道長半径 (au)

ほとんど低質量星周り (K or M型星)

100 300

太陽系は一般的な系なのか？はいまなお謎(e.g) Teegarden’s Star (Zechmeister et al. 2019)
TRAPPIST-1 (Gillon et al. 2016;2017)
Proxima Centauri (Anglada-Escuda et al. 2016)

©︎

太陽系外惑星の分布と近未来予想図
PLATO (photometry)

Gaia (astrometry)

JWST (熱放射)

トランジット観測

ESO

木星

100

レン
ズ

海王星

天王星

(重力10
地球

PLATO (2026)
太陽型星周りで1au以内の火星サイズ以上の惑星分布の探査 (Rauer et al. 2014)

火星

m0.1an

望

遠鏡1)

土星

Ro

惑星質量（地球質量）

1000

0.01

0.010.1110
軌道長半径 (au)

Nancy Roman Telescope (2027)

100 300

主に低温度星周りで1au以遠の火星サイズ以上の惑星分布の探査 (e.g. Penny et al. 2019)

GAOES-RVの将来的なfollow-up観測ターゲット！
現在でも全天惑星探査衛星TESSの惑星候補のfollow-up観測にも貢献

惑星質量 (M )<latexit sha1_base64="13Owk49EAZd/17udfpgPK8Aow1k=">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</latexit>

RV 振幅 (m/s)

これからの地上での惑星探査を取り巻く情勢

Sub-m s-1 の精度を達成する超高精度視線測定 (Extreme Precision RV : EPRV) (e.g. Crass et al. 2021)(Anna John et al. 2023)

1m/s

発見年

・恒星活動による影響 (i.e., stellar jitters)(e.g.) spots, granulation, & oscillations
・地球大気のコンタミ
・Fiber scrambling

生命居住可能な地球サイズの惑星探査(cf) 大気組成や表層環境を調査する重要なターゲット

活動度の高い、若い星周り (1-10Myr)での惑星探査(cf) 惑星の形成および軌道進化の手がかり

10cm/s

魅力的なサイエンスであると同時に、「悪魔は細部に宿る」に嵌る危険性を伴う

せいめい望遠鏡を用いたGAOES-RVが目指すサイエンスは？

GAOES-RVで目指す太陽系外惑星のサイエンス① 加速する固有運動を示す星の直接撮像とRV観測② 近傍の星団環境での惑星探査③ 惑星の軌道進化と自転軸傾斜角④ 中間質量星周りの惑星探査⑤ 低金属量な環境での惑星系

① 加速する固有運動を示す星の直接撮像とRV観測
Hipparcos-Gaiaのアストロメトリ観測から固有運動 anomalyが見られる星 (Brandt et al. 2021)→ 他の天体 (伴星 or 惑星) の存在を示唆(Currie et al. 2023)(Currie et al. 2020; Chilcote et al. 2021; Kuzuhara et al. 2022; Currie et al. 2023)(1) 直接撮像観測は blind surveyから効率的な天体検出可能な時代へ(2) RVデータ + アストロメトリ観測 → 伴星／惑星のdynamical massの決定(Brandt et al. 2018)(cf) 従来は進化モデルから直接撮像天体の質量推定

直接撮像で発見された遠方ガス惑星を持つ星を follow-up RV観測

HIP 99770b

・短周期ガス惑星の有無 → 短周期ガス惑星の軌道進化の理解
フラックス密度 (mJy)

重力散乱? 古在機構? タイプII型移動?
H2O

H2O

・遠方ガス惑星と内側の惑星形成の関連性
惑星同士の重力散乱

空隙

波長 (µm)(c) F. Masset

タイプII型惑星移動

② 星団環境での惑星系：散開星団での惑星探索
星の大部分は 星団のなかで形成 (e.g. Lada & Lada, 2003)

太陽も星団環境で生まれた (?)(cf) 隕石中の短寿命放射性核種26Al (約70万年), 60Fe (約150万年)

これまでに惑星が発見された散開星団は、ヒアデス星団、プレセペ星団、M67、NGC 6811、Ruprecht 147、IC 4651

5,500個以上の太陽系外惑星が発見されているなかで、星団環境下で存在が確認されている(巨大)惑星が40個未満
Hyades (M25)

星団環境での惑星探査は形成後の惑星系や惑星本体の進化を知る手がかり
年齢 (Myr)

惑星の熱進化
大気進化
惑星系の軌道不安定
巨大衝突段階(Q) 星団環境下では惑星形成は起きにくい？
惑星系は壊れやすい？

• 恒星遭遇による原始惑星系円盤の破壊• 大質量星からFUV /EUV照射による円盤外側領域の光蒸発(Dai et al. 2023)

惑星半径 (地球半径)

惑星形成／軌道移動• 恒星遭遇による惑星系の破壊(e.g. Spurzem et al. 2009; Fujii & YH, 2019)

惑星の公転軸と星の自転軸のなす角(°)
Obliquity (degree)(見かけの)Spin-orbitのなす角は Rossiter-McLaughlin効果でRV観測より計測可能 (Rossiter, 1924; McLaughlin, 1924)
180160

視線速度 (m/s)③ 惑星の軌道進化と自転軸傾斜角140

時刻 (hr)120

低温度星 (< 6250K)は潮汐散逸によって、惑星軌道とalignする (Winn, 2011)100
80

高温度星周りの短周期ガス惑星は、形成史の情報を保持している？

6040
20
0
4000

5000

6000

7000

8000

中心星の有効表面温度 (K)

9000

10000

短周期ガス惑星の起源として、タイプII型軌道移動 or 重力摂動 (古在機構, 惑星同士の重力散乱?) なのかを探る手がかり

④ 中間質量星周りの惑星探査：準巨星・巨星
巨大惑星の保有割合 (%)(Reffert et al. 2015)30

質量の大きな星は巨大惑星の保有率が高い (e.g. Johnson et al. 2010)M⋆ ≳ 3M⊙ の周りでは巨大惑星の発見例は(ほぼ)ない発見された惑星
惑星候補
No planets ??

20(Takeda et al. 2016)

減

少加増

10
50
0.5 1.0

2.0

3.0

4.0

5.0

中心星の質量 ( M )<latexit sha1_base64="o343j9Ox9mSTvmdnBKG+FgV4Exg=">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</latexit>(注) 巨星の年齢と質量決定は困難
星震学 (Gaia), 星の進化モデル (or 力学的質量)(e.g. Stassun et al. 2017)

中間質量星周りの惑星分布
30

Mp ≳ 0.3MJup の巨大惑星の軌道分布10発見された惑星
惑星候補
No planets ??

20減

軌道長半径 (au)

巨大惑星の保有割合 (%)(Reffert et al. 2015)

少加増

10500.5 1.0

10.1

10 木星質量
木星質量2.03.04.0

土星質量

5.0

中心星の質量 ( M )<latexit sha1_base64="o343j9Ox9mSTvmdnBKG+FgV4Exg=">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</latexit>

0.01

1.6

1.8

2

2.2
2.4
2.6
星の質量 (太陽質量)2.83重い(進化した)星周りでは太陽型星で多数発見されている短周期巨大惑星の欠乏
・星の進化に伴う惑星の潮汐軌道進化 → 落下した惑星が巨星表層の化学組成 (Li) を変える？
・重い星周りの惑星生成率および弱い磁場の影響

進化した星周りの惑星系の軌道進化

軌道長半径 (au)2M⊙

漸近巨星分枝 (AGB)

0.5(Kunitomo et al. 2011)

0.40.3

He flash0.2

赤色巨星分枝0.1主系列星 → 準巨星
00.6

0.8

1.02M⊙
軌道長半径 (au)0.6(Mustill et al. 2012)

水平分枝
1.21.4前主系列星からの経過時間 (Gyr)AGB段階の時間 (Myr)

赤色巨星分枝段階での Heフラッシュおよび星の急激な半径膨張に伴う強い潮汐効果で惑星は星に飲み込まれる(e.g. Villaver & Livio, 2009; Kunitomo et al. 2011)

⑤ 低金属量な環境での惑星系星や原始惑星系円盤の金属量 [Fe/H]は惑星の固体材料 (ダスト)の量を反映(Weiss et al. 2021)

あまり起きていない？
High [Fe/H]星の質量 (太陽質量)

重力不安定[α/Fe]

巨大ガス惑星の２つの形成シナリオ

コア集積モデル(次の佐藤さんの講演参照)(Adibekyan, 2019)

Low [Fe/H][Fe/H]GAOES-RVで切り拓く太陽系外惑星科学の展望
向こう10年の高分散分光観測では sub-m/s精度のEPRV達成を目指すとともに、地上そしてスペースから(生命居住可能な)地球サイズ惑星の探査および大気の特徴づけが潮流となる。
せいめい望遠鏡を用いたGAOES-RVでは高集光力を活かした大規模な惑星探査 (~m/s)が可能である。
太陽系外惑星科学において、惑星探査というサイエンステーマだけでも、• 直接撮像／アストロメトリとRV観測を組み合わせた惑星探査および軌道・質量決定• 星団環境での比較的若い惑星分布の解明• 惑星の軌道進化とspin-orbit (mis)alignmentの関係• 中間質量星周りの惑星系と星の進化の関係性• 低金属量環境での惑星形成
さらに、現在の全天惑星探査衛星TESSでの惑星候補そして将来のPLATOなどの発見される惑星候補のfollow-up 観測としても重要な役割を担う