可視高分散分光観測による	  系外惑星探索ー巨星編	佐藤文衛（東工大）	

巨星周りの惑星探索	  ＝中質量星周りの惑星探索	
GK型巨星	

R*~10R¤	M*~1.5-­‐5M¤	
視線速度法によって	  惑星が発見された恒星	
※早期型星は視線速度	  
精密測定に適さない	  （ç吸収線少、高速自転）	

OAO/HIDESではこれまでに	  ~30個の惑星/褐色矮星を発見	

中質量（準）巨星周りの惑星の特徴	
• 巨大惑星頻度	  – M~1.9M¤	  程度までは増加 (~10–20%;	  e.g.	  Johnson+	  2007;	  Bowler+	  2010)	  – M>3M¤	  では減少 (Sato+	  in	  prep.)	  • 質量	  – 大質量(>5MJ)惑星は重い(>2M¤)巨星の周りに多い (e.g.	  Lovis	  &	  Mayor	  2007)	  • 軌道長半径	  – ほとんどはa~0.6	  AUより遠方に存在 (e.g.	  Sato+	  2008;	  Johnson+	  2007)	  • 離心率	  – 太陽型星周りの惑星に比べて、小さい(e<0.4)ものが比較的多い	  • 中心星金属量との相関	  – 巨星の場合ははっきりしない (e.g.	  Pasquini+	  2007;	  Takeda+	  2008;	  Mor^er+	  2013)	  太陽型星周りの惑星系とは異なる特徴	

巨星周りの惑星探索に付いて回る問題	
• 中心星パラメータの不定性	  – 特に質量、進化段階	  – HR図上で進化トラックが混んでいるため	  パラメータがよく決まっている恒星（by	  星震学）を対象	

• 惑星以外の可能性	  – 矮星に比べて巨星の性質はよく分かっていない	  – 非動径振動？表面活動？	
複数の検出手法（トランジット、アストロメトリ	  可視＆近赤RV）の組み合わせ	Kepler	  巨星周りの惑星探索	
Bedding	  et	  al.	  2011	Δν

GMΔν R3⎡ N ⎤ΔP ∝ ⎢ ∫ dr ⎥⎣ r ⎦ΔP−1

N:浮力（Brunt-­‐Vaisala）	  周波数	ΔP	  (s)	

中心集中度が大きい	  （Nが大きい）ほどΔPは小さい	  ヘリウム核燃焼（Red	  clump）	

星震学によって進化段階、	  質量がよく決まっている	
水素殻燃焼（RGB）	

Kepler天体は可視で9~14等	

3	5	10	Δν	  (μHz)	

20	

トランジット	
2−4(R/R)~
10p トランジットの深さ	 p*p トランジットを起こす確率	 R* / a

Rp:惑星半径, R*：恒星半径	

R*：恒星半径, a: 軌道長半径	p トランジット継続時間	 τ ~ PR* / π a ~ 14R*a0.5

M −0.5 (hr)Ø a=0.05AU,	  R=1R¤=0.005AU（太陽型星周りのホットジュピター） è 10%	  τ~3h	  (M=1M¤)	
Ø a=0.05AU,	  R=10R¤=0.05AU（巨星の表面スレスレ） è 100%	  	  	  	  	  	  	  τ~22h	  (M=2M¤)	
Ø a=0.1AU,	  R=10R¤=0.05AU è 50%	  	  	  	  	  	  	  τ~31h	  (M=2M¤)	
Ø a=0.2AU,	  R=10R¤=0.05AU è 25%	  	  	  	  	  	  	  τ~44h	  (M=2M¤)	
Ø a=0.5AU,	  R=10R¤=0.05AU è 10%	  	  	  	  	  	  	  τ~70h	  (M=2M¤)	

太陽周りの地球と同じトランジットの深さ	
高いトランジット確率	巨星周りのトランジット惑星候補	
Keplerの測光精度（~2×10-5）は巨星周りの木星サイズ惑星のトランジット（~10-4）を検出可能	
Kp	Teff	
R* 	 Mass Duration	 Depth	 Period	a	Rp	
log g	(mag)	(K)	(R¤)	 (M¤)	
(h)	
(ppm)	
(d)	
(AU)	
(RE)	
338	
13.4	 4104	
1.87	
19.2	
1.00	 3.0819	
340	
7.01	 0.072	
37.4	
2.1081	
66	
3.11	 0.042	
17.5	
977	
10.5	 4204	
1.99	
16.5	
0.21	 4.7394	 1262	 1.354	 0.024	
63.5	
1054	
11.9	 5235	
2.46	 16.61	
0.99	
4.11	
124	
3.32	 0.062	
18.5	
1894	
13.4	 4998	
2.87	
9.00	
2.02	 8.798	
343	 5.288	 0.077	
17.1	
2133	
12.5	 4837	
2.85	
7.60	
2.25	
11.2577	426	 6.247	 0.076	
14.9	
2481	
13.6	 4982	
3.02	
6.80	1.21	
14.9456	793	 33.84	
0.25	
20.6	

KOI	

Batalha et al. 2013, ApJS, 204, 24	

from NASA Exoplanet Archive	※視線速度サーベイで多く見つかっている惑星（a>0.6AU）に相当するものではない	

巨星の脈動	p 振幅〜a	  few	  x	  10-­‐4–10-­‐3（トランジットの深さより大きい）	  p 周期〜数時間から1日くらい（トランジット継続時間の数分の一程度）	
●生データ	
●1日毎に平均	脈動を除くと	  意外と安定	  している	

光度曲線のみから有意なトランジットのシグナルを見つけるのは難しい	  視線速度法で先に惑星を見つけて、その後トランジットを探すのがよい	Kepler	  巨星周りの惑星探索	
星震学により恒星パラメータがよく決まった天体をサンプルに選ぶ	（同時に光度曲線をみて活動性が低い星を選ぶこともできるか）	

視線速度サーベイで惑星探索	

光度曲線で対応するトランジットを（遡って）探索	  CHEOPS	  CHaracterizing	  ExOPlanet	  Satellite	Ø 視線速度法で見つかった惑星の	  	  	  	  	  	  	  測光フォローアップ	Ø 20ppm	  	  G-­‐star	  	  V<9	Ø 85ppm	  	  K-­‐star	  	  V<12	Ø 6<V<12がターゲットとして適	Ø 打ち上げ：2017年（予定）	  Ø 運用：3.5年間	
Ø 20%はopen	  ^me	
hlp://sci.esa.int/cosmic-­‐vision/49469-­‐cheops/	Bright-­‐limb	  transit	
Schlawin+	  2010	

CaIIHK線コア強度	  でみたトランジット	

K	

H	

Assef+	  2009	アストロメトリ	
■GAIA	  (2013-­‐2018)	
0.5M¤	  M	  dwarf	  @25pc	

1M¤	  G	  dwarf	  @200pc	

2M¤	  GK	  giants@200pc	
2-­‐3AUの>3MJが	  検出可能	(6<)V<13について~10μasの精度	  現在の巨星RVサーベイのターゲットは	  
典型的にはV~6（d~100pc）	
èV~7.5（d~200pc）辺りがちょうど狙い目	  	  	  	  	  アストロメトリ＋RVで検出限界が下がる	  	  	  	  	  （e.g.	  Neveu+	  2012）	  	  	  	  	  ※ただし、恒星の活動性はアストロメトリに	  影響する	

Casertano+	  2008	

可視＋近赤外視線速度観測	• 異なる波長での視線速度変動の一致は軌道運動を支持	  τ	  Gem	  (VLT/CRIRES)	

• 可視と同程度の精度で近赤外で視線速度測定ができると理想的	  • 活動性の高い星を敢えて観測し、先述のbright-­‐limb	  transitを狙
うのも面白いかも	

シアン:	  近赤	  赤:	  可視	

Mitchell+	  2013	

まとめ	• 従来の巨星周りの惑星探索の問題点	  – 中心星パラメータの不定性	  – 惑星以外の可能性	  • Kepler巨星周りの惑星探索	  – 星震学で質量、進化段階がよく決まっている	  – 活動性も光度曲線からある程度分かる	  – トランジットも検出可能	  – ターゲットはV(R)=9-­‐14	  • 他の検出手法との組み合わせ	  – トランジット（CHEOPS）＋アストロメトリ（GAIA）	  – ターゲットはV=7-­‐8