太陽系：in situ 形成 とNice モデル(Q) 木星・土星は現在の位置で形成されたのか？
木星：5.2AU, 土星：9.5AU■ Type II 移動 (Lin & Papaloizou,1986;Ward,1997)
惑星重力による跳ね飛ばし> 圧力勾配, 粘性拡散によるガス流入
gap(c) F. Masset※ 重い円盤(Q = 1-10)＋土星サイズの惑星→ 部分的なgap形成 : Type III移動 (Masset & Papaloizou,2003)※ 重力不安定下では惑星移動は速い(Type I的)? (Baruteau+11;Michael+11)

What is Type I Migration ?
(e.g. Tanaka+02;Muto+09)

wave excitation (~sonic point)

Kepler shear

gravitational potential
energy ﬂuctuation〜of a planetof the disk gas(c) F. Masset

horseshoe orbit

torque from a density wave

Lindblad resonanceForcecurvature angular momentum‒+
Corotation resonancespiral arm

planetary massaspect ratio

What is Type II Migration ?
(Lin & Papaloizou,1986;Ward,1997)pressure gradientviscous diﬀusion

gravitational scattering
by a gas giant
Gap-opening (Type II migration)■ Transport of angular momentum (J)(1) viscous diﬀusion(2) orbital migration

Kepler shear mass accretion(cf ) Jupiter@5.2AU

τmig ~ 0.1-1Myr

木星・土星の大移動 (Grand Tack仮説)(Walsh+11)
原始惑星

木星 土星

木星(3.5AU) : 内側移動を開始
土星コア(30@~4.5AU)

氷惑星

離心率

70kyr

100kyr

土星が木星(~1.5AU)を捕獲(3:2 平均運動共鳴)

300kyr

木星・土星ペアの外向き移動

500kyr150Myr 600kyr

2

6
8
4
軌道長半径 (AU)10

(Masset & Snellgrove,2001;
Morbidelli & Crida,2007;
D’Angelo & Marzari,2012)

Nice モデル : 軌道不安定と後期重爆撃

軌道長半径, 遠点, 近点 (AU)(Tsiganis+05)
2:1 MMR

30

N

25
U

20 U
15 N

S

10 S
J

5
0

J

2

4
6
経過時間 (1千万年)

8

木星と土星が 2:1 平均運動共鳴(MMR)を経験(通過)→ 木星と土星 : eccentricな軌道→ 4巨大惑星系の軌道不安定を誘発Nice モデル : 軌道不安定と後期重爆撃

before5000万年後

離心率y (AU)

before軌道長半径 (AU)(Bottke+12)y (AU)

不安定化直後

【コンパクトな巨大惑星系の軌道不安定】→ 小惑星帯／TNOs領域の天体をかき乱す→ 数億年の期間、後期重爆撃x(AU)(Gomes+05)

海王星の移動
海王星以遠天体(Trans-Neptunian Object : TNO)--- 軌道が楕円型や平均運動共鳴にある
1

離心率

0.8

海王星が太陽を2周する時にちょうど1周する天体の位置
4:3 3:2 5:3

2:1

U
A
0
3
q=

差
交
と

0.6

星
王
海
q

U
A
0
=4

0.4
冥王星

プルーティノPlutino
古典的TNOClassical
TNO
Resonant
共鳴天体TNO
Scattered
散乱天体 disk
Centaur
ケンタウルス族

0.2
0
30

カロン40

50
60
70
恒星からの距離
軌道長半径 (AU)
(AU)

80

90 100まとめ：ガス惑星の内部構造から起源
原始惑星系円盤
グレイン

ガス

中心星

コア集積モデル

円盤不安定モデル

微惑星
ガス降着

準静的収縮

微惑星降着 grain の沈降

コアの競合成長

コア形成

暴走的なガス捕獲

準静的収縮
↓
崩壊

(e.g.) Boss (1997);Mayer et al.(2002)(e.g.) Mizuno (1980);Pollack et al.(1996)

円盤ガスの散逸
KH 収縮

太陽系のガス惑星から太陽系外のガス惑星へ (第3部)© Cassini, NASA

© JUNO, NASA

第13回 森羅万象学校『木星を解剖する – 巨大ガス惑星の腹のうちと誕生の謎』

2013年 3月26日-28日＠北海道 支笏湖Uranus, Neptuneの形成シナリオ【時間的制約】コア成長■ in situ形成→ 天王星, 海王星 : 108 -109年(以上)■ 様々なアイデア
小さな微惑星(1km-size) (Pollack et al.1996)
in situ形成＋ 高い固体面密度 (e.g. Dodson-Robinson et al.2009)現在の位置よりも内側で形成 → 外側移動
・木星­土星間で成長＋重力散乱 (Thommes et al.2002)
・巨大惑星による微惑星のgravitational stirring(Fernandez & Ip, 1984; Brunini & Fernandez,1999)

・外側移動に伴い、feeding zone内へ微惑星供給
・微惑星サイズ分布 (Benvenuto et al.2010)(Bryden et al. 2000)

Neptune形成に対する制限：TNOs【TNOsの軌道要素＋Pluto-Charon系】--- Neptuneの外側移動
1(1) Plutoのe 励起→ sweeping共鳴 (Malhotra,1993)

0.8(Δa > 5AU+Δt > 0.1Myr)
4:3 3:2 5:3

2:1

U(2) Plutinoのe, i 励起
A
0
3
=

離心率

q

→ ν18 永年共鳴＋Kozai共鳴

0.6(Malhotra,1998;Gomes,2000)

U
A
0
=4

q
(3) 3:2 > 2:1 resonant
TNOs

0.4

→ 遅い外側移動 (1-10Myr)(Ida et al,2000)

Pluto

Plutino(4) TNOsの枯渇(MMSNの2桁)

0.2
0
30

Classical TNO→ diskのtruncation
Resonant TNO
Scattered diskor 散乱された大きな微惑星
Centaur(Petit et al.1999; Levison et al.2008)

Charon

40

50
60
70
軌道長半径 (AU)80

90 100Neptune形成に対する示唆：外側移動【TNOsの軌道要素＋Pluto-Charon系】--- Neptuneの外側移動
10.8・巨大惑星-微惑星の重力相互作用(＋微惑星の近接遭遇) (Fernandez & Ip,1984;
4:3 3:2 5:3 2:1
U Ida et al.2000)

離心率

0A
3
=
q

・巨大惑星同士の重力相互作用

0.6(Thommes et al.2002)

UA
0
et al.2005)* Nice modelq (Tsiganis=40.4・Type II 惑星移動 (Bryden et al.2000)
Pluto

PlutinoClassical TNO
Resonant TNO
Scattered disk
Centaur

0.2
030

Charon

40

50
60
70
軌道長半径 (AU)80

90 100巨大惑星の解剖学：
内部構造・熱進化から起源へ (第3部)
堀 安範
国立天文台 理論研究部© Cassini, NASA

© JUNO, NASA

第13回 森羅万象学校『木星を解剖する – 巨大ガス惑星の腹のうちと誕生の謎』

2013年 3月26日-28日＠北海道 支笏湖過去18年で発見された太陽系外惑星~3,540個 (2013年3月現在)

4000
3500

Kepler3000

個 2500
数

CoRoT
??

2800

727

737

Gl 876d51Peg. b

惑星
HD209458b
265 327
143 176 204

112
14 25 44 56 85
17
701995 1996 1998 2000 2002 2004

2006

時系列

523
409

2008

674

500

2326

最初の super-Earth

1500
1000

2326

2000

2011 2012 2013
© ESA(CoRoT), NASA(Kepler)太陽系外惑星を探す■ 視線速度法 (Doppler 法)■ Transit 法

惑星
惑星

星が近づく

明るさ

星

星

時間
星は遠ざかる

望遠鏡

皆既日食

金環日食

太陽系外惑星の軌道分布© CfA

hot Jupiter
直接撮像(Marois+08;10)1000

惑星質量 (

)

木星

100

1

視
土星

s

海王星

度
速
線

/
m
c
0

1

視

10

1

天王星
金星 地球

周期15年

α Centauri Bb

0.1
0.01
Super-Earth
© ESA

度
速
線

s
/
m

1

10

軌道長半径 (AU)

100

1000

Kepler宇宙望遠鏡
Kepler宇宙望遠鏡 --- NASA は2009年5月6日に打ち上げ~167,800 星

ベガ

デネブ

こと座

・太陽周回軌道 (地球を追尾)・視野(i) 太陽 を避ける
黄道面から > 55°+ 太陽から十分遠い

白鳥座(→ 小惑星の食を排除するため)アルビレオ(ii) 恒星の数
銀河面を避けつつ、銀河の腕

Kepler惑星候補天体と系の惑星数
Kepler惑星候補天体2321個 (※ 2013年現在、2800個)(Lissauer+11;Borucki+11;Batalha+12)20

惑星半径 (

)

10

4

1

1

4

10
40
周期 (day)100

黒 : single (1425)
緑: 2-planet(490)
青: 3-planet(252)
黄: 4-planet(108)
水: 5-planet(40)
赤: 6-planet(6)※ 7個の惑星系も発見

太陽系と太陽系外の惑星系
地球型惑星

0.3AU

1AU

ガス惑星

5AU

super-Earth(巨大な地球型惑星)

氷惑星

10AU 20AU 30AU

遠方ガス惑星hot Neptune(灼熱氷惑星)hot Jupiter(灼熱ガス惑星)~0.1AU以内

数10~数100AU

惑星大気・表層を知る3つの光(1) 惑星大気の透過光

Fluxの強度(比) @波長λ恒星
惑星大気 観測者(2) 惑星の反射光
恒星

Fluxの強度(比) @波長λ

惑星

観測者

(3) 惑星自身の熱放射
惑星観測者

Fluxの強度(比) @波長λTransit観測から見る惑星の姿
二次食(secondary eclipse)

恒星
惑星

一次食
(primary eclipse)

惑星半径 (公転周期)
惑星の大気組成
惑星大気の散逸

惑星の熱放射／反射光

1.005

Fluxの相対比

惑星大気の温度構造
惑星大気の反射率・熱輸送効率
惑星の離心率1.000+

恒星の熱放射

0.995
0.990

WASP-12b(Cowan+12)

-0.6

-0.4

惑星大気の透過光

-0.2
0
0.2
一次食からの時刻 (日)

0.4

0.6

Transit観測が出来る／出来ない惑星
Fluxの相対比1.0002transit 継続時間

1.0000transitの深さ

0.99980.9996-0.1© ESA

CoRoT-7b(Leger+09)

-0.05

0
位相角

0.05

■ CoRoT-7b
周期 ~ 20hr (0.0172AU)
半径 ~ 1.68倍の地球半径
質量 ~ 4.8倍の地球質量(恒星) K型星 :V等級 = 11.7 (150pc)

0.1

Transit観測の3つの基本量
恒星半径(

恒星

transit 確率
transitの深さ
transitの継続時間)

軌道長半径( )公転周期( )

惑星半径(

)

惑星
大気の厚み(H)

観測者

(%)
(%)
(分)

Transit観測の(現在の)精度
小さな恒星
透過光の強度比
熱放射の強度比
transitの深さ
transitの継続時間
transit 確率

◎
◎
◎
×
×

大きな惑星
◎
◎
◎
―
―

恒星近傍
―
◎
―
×
×

Subaru望遠鏡 (8.2m)(深さ) 1mmag (~0.1%)(継続時間) ~数10秒

Kepler宇宙望遠鏡(深さ) 0.1mmag (~0.01%)(継続時間) ~秒※ 原理的には、地球＠1AUも可能だが、transit 確率(継続時間)的に×

Primary Eclipseから惑星大気の組成
恒星由来

惑星本体の吸収透過光
惑星大気の吸収分分

光

吸収線の深さ恒星

惑星大気の追加吸収波長

惑星大気中にある原子・分子の存在を検出

hot Jupiter大気中にアルカリ金属の検出 (Na D線 : 589, 589.6nm)
HD209458b Na (HST/地上) (e.g. Charbonneau+02;Snellen+08)(Redfield+08)
HD189733b Na (地上)(Wood+11;Zhou+12)
WASP-17b
Na (地上)(Fossati+10) ※ 他にMgII等(?)
WASP-12b
Na (HST)(Sing+11;12)
XO-2b
Na, K (地上)Hot Jupiter 大気中のアルカリ金属と雲の存在
紫外線

惑星大気の吸収分(ΔF/F) [%]

-1.40

赤外線

Na Na KNaLi

K Rb Cs

-1.50
-1.60

雲底の高い雲-1.40

Na Na KNa

Na Li K K Rb Cs

-1.50

Na

-1.60

雲底の低い雲100

200

300 400

透過出来る大気領域(UP)

500

600

波長 (nm)

700

HD209458b
800 900(Seager & Sasselov,2000)(1) より深い吸収線(2) 高密度領域でのRayleigh散乱 → 圧力broadening木星からHot Jupiterの大気上層
縞模様

木星

H2O雲のない木星

hot Jupiter(白色) 雲(有色)リン化合物
硫黄分子etc.

アルカリ金属の凝縮 ~600K

H2Sの検出TiO, VOの凝縮~2000K
温度

中心星からの距離(Lodders,2004;Marley,2008)■ 中心星UV --- (1) haze(→雲)生成 : (H2S)→ S, 炭化水素
(e.g C2H2)(2) 大気散逸

Secondary Eclipseからhot Jupiterの大気構造
多バンド測光観測(Spitzer : 3.6, 4.5, 5.8, 8.0µm 他)→ 惑星からの熱放射
・H2Oなど分子種の存在, 混合比率
・温度の逆転層の有無 (温度分布)
・平衡温度(~1000-2000K), Bond アルベド(< 0.3と低い?)
・昼側→夜側への熱の再分配：非効率?(~10%, 30%, 60%?)
・全球の温度マップ

輝度の相対比 (10-3)

HD189733b

12108(例) WASP-12b, WASP-33b, WASP-19b(?)
WASP-18b, HAT-P-1b, CoRoT-1b,2b
HAT-P-7b, HD189733b, WASP-4b,
TrES-2, TrES-3, WASP-3b, HAT-P-11b,
OGLE-TR-113b, KELT-1b, Kepler-17b
GJ436b, HD209458b

6
4 180W 90W

0 90E 180E
経度 (Knutson et al.2007)

hot Jupiterの大気組成：揮発性成分, C/O比
2.5

HD189733b(Swain+08)

吸収率 (%)△ 観測■ 大気モデル
T-P分布：line-by-line 輻射輸送
化学組成：化学平衡 or 光化学反応)

2.45※ 光化学なし(=化学平衡)

2.4
2.35
2.3

(白) H2大気+H2O, CH4(黄) H2大気+H2O, CH4, NH3(紫) H2大気+H2O, CH4, CO

1.6

1.8

2.0
2.2
波長 (µm)

C/O比 < solar : H2O豊富
C/O比 ~ solar : 熱平衡でCH4, CO, H2O
C/O比 > solar : H2O欠乏
CO (>1200K), CH4 (<800K)

2.4

太陽系以外のC/O比

H2O (Barman+07;Beaulieu+10)(例) HD209458b
CH4, CO, CO2 (Swain+09;Madhusudhan & Seager,2009)
H2O (Tinetti+07;Beaulieu+08;Swain+09)
HD189733b CH , CO, CO (Swain+08;09)4
2
51Peg.b H2O, CO (?) (Brogi+13)

10-5

6

TrES-2

TrES-25

10-4

赤：逆転層あり緑：逆転層なし
青：黒体放射(1500K)

4

10-3

圧力 (bar)

惑星／中心星の放射ﬂux比(10-3)

hot Jupiter大気の温度構造：逆転層の有無

3
2

10-2
10-1
1

1
(O’Donovan et al.2010)

1

10

10
波長 (μm)102

1.0 1.5 2.0 2.5

温度(1000K)(○?) HD209458b (e.g. Knutson et al. 2008)
TrES-4 (Knutson et al. 2009) , XO-1b (Machalek et al. 2008)
TrES-2 (O’Donovan et al. 2010), HAT-P-7b (Christensen et al. 2010)( ?)HD189733b (e.g. Barman, 2008)
TrES-1 (Charbonneau et al.2005)

hot Jupiter大気の逆転層とUV■ 逆転層：UV吸収源 (TiO, VOなど)の影響
UV照射が強いHD189733b ←→ UV照射の弱いXO-1b○→ UV吸収源の破壊(UVが強過ぎる) (Knutson et al.2010)

逆転層と大気組成の縮退 (Madhusudhan & Seager, 2010)
T-P分布, 組成↑Monte Carlo計算

HD209458b

HAT-P-7b

赤：逆転層なし
緑：逆転層あり● Spitzer観測

TrES-2, TrES-4

逆転層と組成の縮退
TrES-4

TrES-2

hot Jupiter大気の逆転層と大気組成の縮退

惑星／中心星の放射ﬂux比(10-3)

逆転層と大気組成の縮退 (Madhusudhan & Seager, 2010)8← WASP-12b(Madhusudhan et al. 2011)6● Spitzer観測

高いC/O比4

逆転層あり ●●

逆転層なし ●20●1

波長 (μm)10

これまでに発見された Transit 惑星
軌道長半径(AU)0.4
膨張したhot Jupiter

25

0.35

20

惑星半径(

)

0.3
0.25

15

0.2
土星

10
5

super-Earth

0.1

天王星

0.05

海王星

地球

0
1

0.15

木星

10

100

惑星質量(

)

1000

0

hot Jupiterの熱進化
惑星半径 (木星半径)

強烈な中心星輻射を経験するガス惑星 (e.g. Fortney et al. 2007)
2.5― コアなし-•- コアあり(

2.0

)

1.5
1.0
0.5

107

108
109
時間 (年)

1010 107

108
109
時間 (年)■ 中心星(Fluxや半径)の進化とカップルしたhot Jupiterの熱進化
CoRoT-8b (Borde et al. 2010)
CoRoT-13b (Cabrera et al. 2010)
CoRoT-2b (Guillot & Havel, 2011)1010

膨張半径を持つ hot Jupiter
標準的な(熱)進化モデル --- 初期は高温状態 → 冷却
「太陽組成ガス＋コアなし(+ extra 熱源なし)」

惑星半径 (木星半径)

1.5

OGLE-TR-56b
OGLE-TR-10b
WASP-1b
HAT-P-1b
HD209458b
TrES-21.4

膨張した半径を持つhot Jupiter(> 1.2-1.3木星半径)1.3

異常半径問題1.2(Burrows et al. 2007)

1.1

0

1

2

3

4

5

時間 (10億年)

678惑星半径 (木星半径)

hot Jupiter の異常半径と熱源2.5膨張したhot Jupiter(?)(1) 何らかの熱源(2) 大気収縮を遅らせる

2.0
1.5
1.0
0.5
0 (Miller & Fortney, 2011)

106
107
108
109
1010
中心星からの平均フラックス (erg/s cm2)
熱潮汐 (Arras & Socrates, 2010) , weather noise (Guillot & Showman, 2002)(1)のアイデア：& Stevenson, 2010; Batygin+11;Rauscher & Menou,2010;
オーム散逸 (Batygin
Perna+10;Wu & Lithwick,2012;Heng,2012)
大気中の高いopacity (e.g. Burrows et al.,2007; Guillot,2008)(2)のアイデア：半対流 (Chabrier & Baraffe, 2007)

惑星半径 (木星半径)

hot Jupiter の異常半径と熱源
2.5(Guillot & Gautier, 2009)

2.0
中心星輻射

1.5
1.0
0.5
0 (Miller & Fortney, 2011)

106
107
108
109
1010
中心星からの平均フラックス (erg/s cm2)

オーム散逸

※ 大気中のオーム散逸「アルカリ金属の電離＋惑星磁場」(a) 上層：中性ガス流への磁気抵抗(b) 内部：誘導電流の貫入
大気の運動エネルギー → 熱エネルギー(Batygin & Stevenson, 2010)

Hot Jupiterの起源 : Type II 惑星移動
中心星近傍のガス惑星(≦ 0.1AU)
AFGKM型星周りでの存在頻度：数%・コア集積モデル
・円盤不安定モデル
その場形成■ Type II 惑星移動 (Lin & Papaloizou,1986;Ward,1997)
惑星重力による跳ね飛ばし> 圧力勾配, 粘性拡散によるガス流入

gap(c) F. Masset

Hot Jupiterの起源 : ガス惑星同士の散乱& Ford,1996;Weidenschilling & Marzari,1996;■ 惑星同士の重力散乱 (e.g. Rasio
Chatterjee et al. 2007;Nagasawa et al.2008)

1

離心率

0.7
0.6

U
A
5

近点

0.8

0.0

0.9

0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
0.01

0.1

1

軌道長半径 (AU)恒星からの距離(AU)10Hot Jupiterの起源 : 複数ガス惑星の軌道不安定& Ford,1996;Weidenschilling & Marzari,1996;■ 惑星同士の重力散乱 (e.g. Rasio
Chatterjee et al. 2007;Nagasawa et al.2008)

1

軌道不安定

(古在機構 : e,iの周期振動)

離心率高いe, i

0.7
0.6

U
A
5

近点

0.8

0.0

0.9

0.5
0.4
0.3
0.2
0.1
0
0.01

潮汐力で円軌道化

0.11

軌道長半径 (AU)Type II 惑星移動

10

Hot Jupiterの起源 : 自転軸傾斜角と外側の惑星
小さな e, i

分布
i
い

外側の惑星

幅広

hot Jupiterの起源??

自転軸傾斜角 (°)

180
軸

転
自

150

RM効果

(a) 潮汐力の強さ (Winn.2011)

の

星

恒

逆行

120
90

低温星(Teff ≦ 6250K )ほど傾いていない(b) 恒星磁場と円盤の相互作用

惑星

60

順行

→ 様々な自転軸傾斜角

公転軸(Lai et al.2011)30(Hebrard et al.2011)

0
0

5

10

15

惑星質量 (木星質量)20(c) 単独のhot Jupiterが多い?

恒星からのXUVと系外ガス惑星の大気散逸
短周期ガス惑星 (hot Jupiter)中心星近傍のガス惑星(公転周期~ 数日, a~0.05AU)© NASA

H2大気の流出
流出したHガスの尾【大気散逸するhot Jupiterの間接的証拠】

4例のみ (すべてUV観測 by HST)

Hubble宇宙望遠鏡 (HST STIS)

HD209458b

HI Lyα, OI, CII, Si III

HD189733b

HI Lyα, Si III, N V

55 Cnc.b

HI Lyα (Ehrenreich+12)

WASP-12b

Mg II (NUVA,B,C~2500-2800Å) (Fossati+10)(Vidal-Madjar+03;04;08; Ballester+07;Linsky+10)(Lecavelier des Estang+10;Bourrier+13)© NASA

系外ガス惑星の散逸とEUV観測(a) 中心星近傍で強烈なX線, EUV照射→ 上層大気の加熱で流体力学的散逸(e.g. Lammer+03;Lecavelier des Etangs+04;Yelle,04;Erkaev+07)(b) 潮汐固定による遅い自転で弱い磁場(?)→ 恒星風／コロナ質量放出によるH+ pick-up(Khodachenko et al.2007;Lammer et al.2009)① Transit入りのズレ
恒星風と惑星磁場の相互作用で惑星の進行方向 前面に(Vidotto+10)
bow shock形成「惑星磁場の情報」(観測例) WASP-12b (Fossati+10)

恒星

可視光観測

EUV観測
光度曲線 (減光率)系外ガス惑星の散逸とEUV観測

可視光観測

EUV観測

規格化したFlux

恒星
Transit入りのズレ

光度曲線 (減光率)(Fossati+10)

phase

NUVA
NUVB
NUVC
可視光観測

系外ガス惑星の散逸とEUV観測② 非対称な光度曲線
水素大気の流出恒星

Coriolis力 + 輻射圧

ガス尾 → 大気の散逸率(e.g. Schneiter+07;Holmstrom+08)

可視光観測

EUV観測
① Transit入りのズレ
恒星風と惑星磁場の相互作用で惑星の進行方向 前面に(Vidotto+10)
bow shock形成

光度曲線 (減光率)③ 深い減光率
水素大気(Lyα)のUV吸収分(OI, CII, Si IIIでも同様)
RUV > Roche半径
大気散逸の証拠
大気の散逸率(e.g. Vidal-Madjar+03;04)「惑星磁場の情報」(観測例) WASP-12b (Fossati+10)

hot Jupiterの大気散逸
H 輻射圧

速度 (km/s)

Lyαの吸収X線
惑星

UV

Roche半径④ Lyα吸収の分光観測

Lyα 吸収線の青方偏移
H原子の速度分布 (> 脱出速度)「大気散逸の証拠」(OI, CII, Si IIIなどの他の吸収線でも)波長 (Å)(Vidal-Madjar et al., 2003)

直接撮像：遠方ガス惑星の存在
コロナグラフ撮像：約15個の惑星候補※(地球からの距離 ≦ 150pc)■ HR8799 : 4つのガス惑星(5-10木星質量)
68AU

38AU

14.5AU
A型星(30-160Myr) : NIR

24AU(Marois+08;10)■ がか座β星b : ~10木星質量~10AU
A型星(~10Myr): NIR(Lagrange+09;10;12)mask

惑星同士の重力散乱?

直接撮像：遠方ガス惑星の存在
コロナグラフ撮像：約15個の惑星候補※(地球からの距離 ≦ 150pc)

edge-on 方向
惑星

中心星をマスク
GJ758b

HiCIAO

Face-on方向(Thalmann+09)

コロナグラフSubaru直接撮像：惑星質量の推定10-1

コロナグラフ撮像：約15個の惑星候補※(地球からの距離 ≦ 150pc)

恒星

10-2

■ HR8799 : 4つのガス惑星(5-10木星質量)68AU

光度 (太陽光度)

38AU
10-3
-4
10
14.5AU

A型星(30-160Myr) : NIR

24AU(Marois+08;10)■ がか座β星b : ~10木星質量

A型星(~10Myr): NIR(Lagrange+09;10;12)

褐色矮星

t st

art

10-5 ■ HR8799 : 4つのガス惑星(5-10木星質量)(Marley+07)
cold start
68AU

10-6
10-7

~10AU

ho

1

10木星質量

10

木星

5木

3木

38AU
質量

星質

星質

量

量

14.5AU
A型星(30-160Myr) : NIR(Marois+08;10)(Marois+10)

24AU

10
100
年齢 (Myr)※ 惑星質量の不確定性：中心星の年齢, 惑星の光度・形成, 進化モデル

illot,2004))

宇宙を漂うガス惑星
恒星の周りを回っていない惑星→ 浮遊惑星 (Free-ﬂoating planet)※ 束縛されていない惑星 (Unbound planet)※ 放浪する惑星 (Rogue planet)■ 重力マイクロレンズ (一般相対性理論)
・地球から遠く離れた恒星を見れる・恒星から遠くにある惑星も検出可能

割
役
の
ズ
レン

観測者

増光した光
銀河の中心方向

illot,2004))

重力マイクロレンズ■ 恒星 or 惑星だけ

© MOA

■ 恒星＋惑星© MOA

illot,2004))

普遍的な浮遊ガス惑星
2年間(2006-2007)で5,000万個の星を重力μレンズ観測→ 474増光イベント：10個の浮遊ガス惑星(3-15木星質量)

増光イベントの検出数

100

褐色矮星

銀河バルジ

(Sumi et al.2011)

木星

10
1
0.1

0.01
0

10回

重力的に束縛されていない

1
10
100
Einstein半径の通過時間(day)

銀河系内の恒星数(主系列星)の1.8倍程度、浮遊ガス惑星がある(?)

illot,2004))

宇宙は浮遊ガス惑星で溢れている?
銀河系内の恒星数(主系列星)の1.8倍程度、浮遊ガス惑星がある(?)※ 天の川銀河：約3000億個の恒星→ 約5400億個の浮遊ガス惑星が存在(?)(a) 惑星の重力散乱(b) 分子雲から誕生(Sumi et al.2011)(c) 星の最期(超新星爆発)

崩壊
し
ば
飛

吹き

銀河の中心方向※ 2年間(2006-2007)で5,000万個の星を重力マイクロレンズ観測→ 474増光イベント：10個の浮遊ガス惑星(3-15木星質量)

illot,2004))

系外ガス惑星と惑星形成論
0.2-1.9

ガス惑星の頻度

40%(1266 stars) の視線速度観測の統計(Johnson et al. 2010)

best-ﬁtbest-ﬁt for [Fe/H] = 0
Kennedy & Kenyon (2008)

best-ﬁtbest-ﬁt for 1

30%

30%
視線速度観測20%

視線速度観測

20%
増加

10%

10%

0%

0%

0

0.5

1.0

1.5

中心星の質量 (

2.0

増加

-1.0

)

-0.5

0

中心星の[Fe/H]・中心星の質量が大きい (重い円盤)・中心星の[Fe/H]が高い (固体物質↑)「ガス惑星の存在割合(高)」0.5illot,2004))

金属欠乏な恒星周りの系外惑星【金属欠乏な恒星周りの系外惑星】(-2 < [Fe/H] < -0.4)(1) 球状星団([Fe/H] = -2, -1.7,-0.7) --- 0個／約70,000星(Gilliland+00; Weldrake+05;08;Nascimbeni+12)
HST

HST

NGC6397

ω Centauri

47 Tucanae(2) 金属欠乏な恒星 --- 3個のガス惑星／360星 (Sozzetti+06;09;Santos+10)
HD5388b --- 1.96木星質量@1.76AU ※ [Fe/H] = -0.27
HD181720b --- 0.37木星質量@1.78AU ※ [Fe/H] = -0.53
HD190984b --- 3.1木星質量@5.5AU ※ [Fe/H] = -0.48(3) 銀河ストリーム --- 3個のガス惑星／96星 (Setiawan+10;12)
HIP13044b --- 1.25木星質量@0.116AU ※ [Fe/H] = -2.09
HIP11952b --- 0.78木星質量@0.07AU ※ [Fe/H] = -1.9
c --- 2.93木星質量@0.81AU

円盤不安定で形成(?)※ コア集積モデル：[Fe/H]~-1.5+log(r/AU) --- dust沈殿 v.s 円盤散逸 (Johnson & Li,2012)

FGK型星周りのガス惑星砂漠 (0.1-1AU)
ガ
ス
惑
星
の
欠
乏
領
域

100

木星
土星

天王星
金星 地球

α Centauri Bb

0.01

0.1

1

視

hot
Jupiterの10
3day pile-up

1

度
速
線

s
/
m

1

s

/
m
c
0

海王星
1
1AU近傍に度
速ガス惑星の停留視線

周期15年

惑星質量 (

)

1000

10

軌道長半径 (AU)

100

1000

最後に、これからの太陽系外ガス惑星1000

惑星質量 (

)

木星

100

度
速
線

s
/
m

1

視
土星

s

海王星

度
速
線

/
m
c
0

1

視

10

天王星
金星 地球

1

周期15年

α Centauri Bb

0.01

0.1

1

10

軌道長半径 (AU)

100

1000

見え始めて来た系外(ガス)惑星 誕生の姿
HD142527(Casassus+13)

J1604-2130(Mayama+12)(Muto+12)

H-band PI

H-band PI

H13CO+, CO, dust

(Quanz+13)

長らく、ご清聴ありがとうございました© JUNO, NASA© Cassini, NASA

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