系外惑星「遠い世界の物語」その１ 〜SEEDSによる太陽型恒星GJ 504を公転する系外惑星の直接撮像〜／葛原 他

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系外惑星「遠い世界の物語」その１～ SEEDSによる太陽型恒星GJ 504を公転する系外惑星の直接撮像～
葛原 昌幸 ，田村 元秀 ，
SEEDS/すばる望遠鏡/AO188 チーム
12（要旨）直接撮像法は軌道の大きな巨大惑星の探査に有効な手法であり，その大気や組成を調べることも可能にする．太陽系外惑星や星周円盤を直接撮像探査する戦略的な計画，SEEDS がすばる望遠鏡で進められている．SEEDS は最新の観測装置，観測技術を採用し 120 夜の観測時間で探査を行なうことで，これまで知られていなかった系外惑星の知見を得ることを目標としている．その代表的な成果の一つとして，我々は太陽型主系列星 GJ 504 を公転する巨大惑星（GJ 504b）の直接撮像に成功した [1]．本稿では，その惑星の特徴や意義について説明する．また，普段は紹介する機会が少ない GJ 504b の発見に至るまでの SEEDS における我々の活動についても説明する． *[1] Kuzuhara et al. 2013, ApJ 774, 11

して「見果てぬ夢」ではなくなってきた．実際に，現1. 系外惑星の直接撮像観測

在の観測技術では巨大ガス惑星の検出に限られるが，我々が太陽系“外”惑星の存在を知ったのは，わずか2005 年あたりから惑星やその候補天体の撮像に成功

20 年ほど前のことである [2]．しかし今では，観測技したという報告がなされるようになってきた（e.g., [3,術の進歩に伴っておよそ 1,000 の系外惑星の存在が知4]）．惑星が放つ光を直接観測し画像におさめることられている．これらの系外惑星の観測は，我々に多くは学問的に利益が大きいばかりでなく，より一般的にの知見をもたらし，人類は宇宙に存在する惑星が多種も夢のあることであろう．そして，それは今日では現多様であることを知ることになった．

実的な課題なのである．

系外惑星は主に視線速度法やトランジット法などの惑星を直接撮像することで，我々は惑星の放射フラ手法によって探査されてきたが，これらの手法は惑星ックス，中心星に対する位置の情報を得ることができから放たれる光を直接とらえるものではなく，間接的る．さらに，多波長の撮像観測や，分光観測を用いる− 10

ことで惑星のフラックスを波長の関数として知ること

倍暗いことから分かる様に，惑星はその中心星に対しができる．これは，惑星の有効温度や大気構造，そして圧倒的に暗い．このように明るい中心星の光に邪魔て組成などの理解につながる．さらに直接撮像観測でされた状況で，惑星の光を見つけ出すことは，天文観は，他の手法では困難な数 10 AU という軌道長半径測では極めて難しい課題となる．これは，例えるならを持つ大軌道惑星の探査が可能になるが，この点も直ばサーチライトの中をさまよう蛍の光を見つけ出す様接撮像観測による大きな利点と言える．大軌道惑星のなことである．しかし近年，8m 級の主鏡をもつ大型探査が可能になれば，コア集積理論や重力不安定理論，望遠鏡，補償光学装置や高感度赤外検出器，惑星と中惑星の軌道進化理論などを検証する新たな観測的資料

心星のコントラスト比の障害を克服するための高コンを得ることができる．

な手法である．地球が太陽より可視光でおよそ 10トラスト撮像技術が登場し，系外惑星の直接撮像は決1. 東京工業大学理工学研究科地球惑星科学専攻
日本学術振興会特別研究員
2. 東京大学大学院理学系研究科天文学専攻
m.kuzuhara@geo.titech.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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すばる望遠鏡では，系外惑星および星周円盤を直接撮像探査するための戦略的な探査プロジェクト（Strategic Explorations of Exoplanets and Disks withSubaru ; 略称 SEEDS）が進められている．SEEDS で

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は す ば る 望 遠 鏡 に 併 せ て， 最 新 の 補 償 光 学 装 置
AO188，我々が新たに開発した近赤外カメラ HiCIAOを 用 い る． さ ら に，Angular Differential Imaging（ADI）などの最新の高コントラスト撮像技術が採用されている．また，合計 120 夜の観測時間が SEEDS に与えられていることも含めると，SEEDS は過去行なわれた直接撮像探査の中で，最も強力な探査計画であると考えられる．SEEDS の最終的な目的の一つとして，軌道の大きな系外惑星を直接撮像し，その特徴を評価することがあげられる．これまで，系外惑星は 20 程度の星の周囲で直接撮像されたにすぎない（その中には褐色矮星を公転する天体など，惑星と呼ぶべきものかどうか意見が分かれるものも多く含まれている）．
この限られた検出数のため，大軌道惑星の特徴は良く知られていない．従って，その特徴を観測から明らかにしていくことは重要な課題である．また，SEEDSのもう一つの重要な課題として，大軌道惑星の存在頻度などを統計的に導出することがあげられる．これも図1： 観測から得た，GJ 504 のJ-band（～ 1.2μm; 青）とH-band（～ 1.6μm; オレンジ）の2色合成図．中心星の位置は十字で示す．画像上では，GJ 504bは白い像としてみえる．黄色の点線は海王星の軌道長半径に相当する．カラーの図は電子版を参照されたい．[1] の図を一部改訂．

また，巨大惑星の形成・進化理論に対して重要な制限の一つになるだろう．て共通する作業として，ターゲットの年齢を推定する

我々は，SEEDS を 2009 年秋に開始し，これまで系必要がある．その理由は，直接撮像で検出された惑星外惑星の探査を進めてきた．その結果，3 つの系外惑の質量を推定するためには，その光度と年齢を，惑星星やその候補天体の直接撮像に成功するなど多くの成の光度を年齢や質量の関数としてモデル化した惑星光果をあげてきた．その代表的な成果として，太陽型恒度進化理論 と比較する必要があるためである．その星 GJ 504 から約 44 天文単位の距離を公転する，これような方法を用いる理由は，惑星の軌道周期が長いたまで直接撮像された惑星の中で最も木星に近い質量やめ，力学的な質量測定が困難なためである．恒星の最有効温度をもつ惑星（GJ 504b）を発見した（図 1）．我々も基本的な年齢推定方法として，恒星進化理論モデル

SEEDS チームはこの発見に至るまで，多くの地道なとその星の観測された光度や有効温度を比較する手法

作業や議論を積み重ねてきたが，その点についてはあがある．星団の星を多数利用して，そこに含まれる星まり知られていないだろう．そこで，本稿はまず，普の年齢を統計的に求める方法も代表的な手法の一つで段は紹介する機会の少ない GJ 504b の発見に至るまである．しかし，これらの手法はゆっくり光度進化するの我々の活動について重点を置いて紹介する．その後，太陽型主系列星や，星団に属していない恒星に適用すその惑星の特徴や発見の意義を説明し，最後に我々のるには現実的ではない．

今後の計画について述べる．

3太陽型主系列星の年齢推定法の一つとして，その自転周期を指標として年齢を評価する gyrochronology2. GJ 504b発見に至るまで

法 [5] がある．自転周期は非常に高い精度で測定が可能であり，さらに星は主系列に達した後，恒星風によ2.1

観測ターゲット選定って角運動量を失い自転が時々刻々と遅くなる．そのため，gyrochronology 法は自転周期が測定されていSEEDS はいくつかの観測カテゴリーに分かれているが，各カテゴリーが各々の設定した科学的な目標に基づいてターゲットを選定する．各カテゴリーにおい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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3. 巨大ガス惑星は重力収縮によって光を放射するが，ある与えられた質量を持つ惑星光度の時間進化を数値的にモデル化した研究がいくつか存在する．

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ベストフィット ケプラー軌道 →	

2011/3/26 !
2011/5/22!
2011/8/12!
2011/8/15!
2012/ 2/28!
2012/4/12!
2012/5/25	

GJ 504 !の方向	+ 測定位置	
* 背景星の場合の予測位置	

拡大図	

中心星からの射影距離 ('') 南 → 北	中心星からの射影距離 (AU) 南 → 北	中心星からの射影距離 ('') 西→東	中心星からの射影距離 (AU) 西→東	
図2： 左：検出した光源がターゲットの恒星に束縛しているかどうかを検証するための，固有運動を利用したテストの概念図．光源が惑星ならば共に同じ固有運動をする．一方，惑星（円）が背景星ならば，Epoch AでもEpoch Bでも天球面上を動かないので，主星との位置関係は変化する．右：GJ 504bのGJ 504に対する位置関係を示した図．各測定位置と背景星の場合に期待される位置に対して，それぞれの時期を色で分けて示す．図から明白であるが，フィッティングした場合も，各測定位置はGJ 504bが背景星と仮定した場合とは一致しないが，ケプラー軌道でよく再現される．カラーの図は電子版を参照されたい．[1]の図を一部改訂.

る太陽型主系列星に対しては有効な手法であり，星団ターゲットとして含まれており，また実際に無事観測に含まれていない恒星に対して，他の手法と比較してすることができた．観測チームは，観測後に簡易解析高い精度で年齢を推定できる．著者は国立天文台で行をして，観測の達成度を確認するが，GJ 504 の簡易なわれているあるセミナーの発表のために，たまたま解析画像からは，非常に暗い光源（GJ 504b）が存在しgyrochronology 法について勉強していた．そしてそているのが確認できた．一回の天文観測からは，検出の手法に基づいて多くの星の年齢を推定し，それらをした光源が背景の星か，その中心星に付随する天体かSEEDS の観測ターゲットとして提案した．今回，紹どうかを判断できない．しかし，GJ 504 は銀河面か介する GJ 504 の年齢推定にも gyrochronology を用い

ら 70 度ほど離れていることもあり，背景星が入ってている（実際の GJ 504 の年齢は，その他の手法も総合くる確率は非常に小さい．そのため，著者は画像を見的に用いて評価されている）．太陽近傍には，多くのた際，「これはけっこう有望なのではないか」と感じた．

主系列星が存在するが，散開星団などの星団は比較的また，帰国後に行なった本解析でもやはり検出が確認

遠方にある．もし太陽近傍の主系列星の年齢が精度よされた．

く推定できれば，地球との距離が近い天体を観測ター

宇宙のあらゆる天体は地球から見てそれぞれ固有のゲットに追加できるため，より星近傍が分解可能なり，運動をしている．GJ 504 は太陽近傍にあるため，そさらにはより暗い惑星の探査も可能になる．これは太の天球面上での固有運動が非常に速い．従って，もし陽近傍の恒星を観測する利点である．

今回検出された光源が背景の天体であるならば，GJ2.2

すばる望遠鏡での観測

504b と GJ 504 の天球面上での位置関係は比較的早く変化する．SEEDS 観測の位置測定精度ならば，この2011 年 3 月，日本はその月に未曾有の大災害となっ変化を数ヶ月後の観測で確認することができる．一方，

た東日本大震災を経験していた．我々 SEEDS 観測チ

お互いが重力的に束縛されている場合，位置変化はほームは，その大震災が起きたおよそ 10 日後，観測のとんど生じない（図 2 参照）．そこで，GJ 504b が背景ためにハワイのマウナケア山に向かった．震災直後で星かどうかを検証するために，我々は 2011 年 5 月にあったため，著者がハワイに向かった便の中には人がGJ 504 を再観測した．その結果，見事再検出するこほとんどいなかった．このときの観測には GJ 504 がとに成功した．このときの観測では HiCIAO の光学系

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を少し変更していた結果，ピクセルスケールが変わっうことが決して少なくはなかった．この 3 月の観測でており，初めは重力的に束縛されていた場合に期待さ天候に恵まれていなければ，または何かトラブルがあれる位置に光源が現れずがっかりした覚えがある．しれば，GJ 504 を観測することはできていなかったか

かし，その光学系の変更の影響をデータ解析時に補正もしれない．我々は運がよかったのは確かだろう．しした結果，背景星の場合期待される位置からは測定しかし以下で説明する様に，我々の日頃の積み重ねがあた位置が明らかにずれており，GJ 504b は GJ 504 に束ったからこそ，無事取得したデータを惑星の発見とし縛されている可能性が非常に高いことが分かった（図て報告することができたのもまた事実である．

2）．それをより確かにするために，我々は 2011 年 8 月から 2012 年の 5 月の間にさらに 5 度観測を行なった．

2.3

SEEDSチームの日々の活動

そうして得た合計 7 回の位置測定は GJ 504b が背景星SEEDS は今でこそ多くの成果を論文として発表しではないことを結論するためには十分なデータになっているが，その成果を世に出せたのは SEEDS メンバ

た．さらに，7 回の測定位置はわずかながら変化してーおよび，これまですばる望遠鏡に携わってきた人全いたが，その位置変化は GJ 504 を中心とするケプラての努力の賜物である．SEEDS で用いている HiCIAOー軌道で説明できることが分かった．また，その 7 回や AO188 の観測装置はそれを開発するための科学研の観測の際は，1.2, 1.6, 2.1, 3.8μm の波長のデータを究費申請の段階から，多くの準備・作業があった．全取得したが，各波長での測光観測から求められた GJての例をあげることはできないが，ここでは，いくつ504b の色は惑星の様な低温天体でないと説明できなかその作業についても説明する．

い色であった．観測に用いられた，3.8 μm の波長はSEEDS が 120 夜という非常に多くの観測時間を得HiCIAO では使えない波長であるため，IRCS というるには，それが本当に科学的に有益であるかどうかを別の赤外線カメラを用いた．著者は大学院生になって審査する必要があった．その審査のためのプロポーザ

初めて解析したデータが IRCS のものだった．そのた

ル準備や，計画を煮詰めるための多くの作業をこなすめ，IRCS の特性についての知識やデータ解析の経験必要があった．また当然のことながら，完成した直後を有していたため，今回のデータ解析はそれほど苦にの装置は，それが期待通り働いているかどうかを検証ならなかった．過去に得た IRCS のデータ解析の経験する作業が必要になる．さらにデータの較正ための観や gyrochronology の知識が今回の研究に活かされた

測データを取得し，補正用のプログラムを作成する必わけであるが，これは Apple の Steve Jobs が述べた様要がある．例えば，HiCIAO 観測では天体位置の測定に，過去に打った点が今につながり線になったのでは精度が重要になるため，光学的歪みを補正するためにないかと，著者が少しばかり感じた瞬間になった．

多くの試験を行ない，慎重に議論を重ねてきた．また，

SEEDS は開始直後，GJ 758 という恒星に対して褐

HiCIAO の赤外検出器は新しい種類のものなので，そ色矮星または質量の大きいガス惑星に相当する伴星をのデータの較正に対しても観測チーム内で慎重に議論発見した．それ以後，星周円盤の華やかな成果を多くをして，方法を構築した．観測装置の保守・改良，デ発表していたが，2011 年 3 月までは惑星探査を粛々とータ解析方法の検討，データ解析ソフトの開発・バグ進める中，実は惑星は検出されていなかった．そこで，出しなどの細かい点から，全体としてのプロジェクト中盤に差し掛かった SEEDS プロジェクトとしてもイの進め方まで，SEEDS 代表者の田村元秀教授を中心ンパクトのある惑星の検出が望まれていた．GJ 504bとして，ほぼ毎週ミーティングを開いて対応してきた．

は，まさにそのような時期に発見されたのである．さ

ハワイに観測に行くと言うと，よくうらやましがられらに，後述する様に GJ 504b はこれまで発見された系るが，現地で観光できるようにスケジュールは組まれ外惑星と比較して多くの興味深い特徴を有しており，ていない．さらに冬の観測になれば，夕方 5 時には出非常に重要な成果となった．観測天文学は天候との戦発して，朝 7 時に望遠鏡ドームから帰るというスケジいである．天体観測に最適な場所と知られているマウュールであり，酸素の薄い山頂に長い間滞在しなけれナケアといえども，毎晩晴天に恵まれる訳ではない．

ばならない．その日のターゲットの簡易解析が終わっ

実際に，SEEDS でも悪天候のため観測できないといていなければ，宿泊所に戻った後に仕事をすることも■2013遊星人Vol22-4_製版.indd258

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ある．2011 年 12 月の観測の際には，21 日から翌月の1日（つまり，正月）まで著者を含めた観測チームはマウナケアの山頂で観測をすることになり，決して楽とは言えない状況だった．
また，SEEDS の各カテゴリーでは，それぞれの設定したテーマの解明のためにそのメンバーが必要な仕事を多くこなしてきた．さらに，全体でそれぞれのカテゴリーの目的・進捗を確認するために月に 1 度の全体会を行い，さらに年に少なくとも 1 度は顔を合わせて議論を重ねてきた．その際の会議では，SEEDS には外国の研究機関の研究者も多く参加しているため，当然英語が用いられる．
このように，期待する成果をあげるために多くの作業をこなしてきたが，その中には非常に泥臭いことも多く含まれている．GJ 504b の発見を報告する論文の原稿を作成する際も著者は，非常に細かいことも含めて一つ一つの問題を共同研究者と協力しながら検討し，123

年齢 (億年)	

45!

図3： 惑星の光度進化モデル[6]との比較による質量推定．破線がそれぞれ図中に示された質量の惑星の光度進化を示す．
上のパネルはL'-band（～ 3.8μm），下のパネルはH-band（～1.6μm）の波長での光度進化にそれぞれ対応する．また，黒の四角は1.6億年に相当する．仮に上のパネルに着目すると，GJ 504bの質量が2－8 MJupに相当することが図から分かる．本研究ではGJ 504惑星系の年齢推定として，今回用いた手法で最も直接的な手法であるgyrochronologyから
推 定 さ れ る 年 齢（1.6＋3.5が最も適切であると結論し－0.6 億年）た.最終的には，全年齢範囲と今回用いた全ての波長の光度からの質量推定を考慮して，GJ 504bの質量を推定した．
カラーの図は電子版を参照されたい．[1]の図を一部改訂.

つぶしていった．もちろん，このような作業は全てのプロジェクトで，またあらゆる研究で共通することであり，SEEDS に限られたことではないだろう．しかし，始めるモデル（cold-start モデル）が提案された [7, 8]．

この記事で紹介する GJ 504b の発見を含めて，SEEDS

仮に，そのモデルを最も有名な直接撮像された惑星のの全ての研究成果が多くの小さな積み重ねの上に成り一つである HR 8799b（年齢：〜3 千万年，質量：〜5

立っていることをやはり述べておきたい．

MJup）に適用した場合，惑星と褐色矮星の質量の境界を天文学的に定義する質量（13 − 14 MJup）よりも推定結果が優位に大きくなる．この例にデモンストレーシ

3. GJ504bの特�と意義ョンされるように，初期条件不定性の影響は直接撮像
億年 . 質量：された惑星の質量推定において大きな問題である．し太陽の 1.2 倍）を公転していることを確認した GJ 504b

以下では，中心星 GJ 504（年齢： 1.6かし，この初期条件への惑星光度進化の依存性は惑星の特徴を説明する．まず GJ 504b の質量であるが，そが年をとれば収束していくことが知られており，特にの近赤外線光度と年齢（中心星の年齢と等しいと仮年齢がおよそ 1 億年を超えると，設定した初期条件に定）を惑星の光度進化モデルと比較することで導出しよらず惑星光度はほぼ同じになることが理論計算よりた（図 3）．最も一般的に用いられているモデル [6] を採導かれている [7, 8]．そのため，GJ 504b に cold-start用した場合，GJ 504b の質量は木星質量（MJup）の 4＋ 4.5−1モデルを適用した場合，推定される質量は惑星と褐色倍に相当する．この質量は過去直接撮像された惑星矮星の境界質量以下になる可能性が高い（つまり GJ（e.g., HR 8799b[3]）と比較して，最低値の一つである．

504b の場合，初期条件不定性によって生じる質量推

この質量推定における一つの重要な注意点として，こ．これは，過定の不定性はおよそ 10 MJup 以下になる）

れまで発表されている全ての惑星光度進化モデルが無去に直接撮像された系外惑星と比較して，GJ 504b の視できない不定性を持つことがある．特に問題な点と質量推定のモデル不定性への依存が非常に小さく，そして，惑星光度進化は，未だ十分に制限されていないの推定値の信頼度が非常に高いことを意味している．

＋ 3.5− 0.6

惑星の熱的な初期条件（物理的には，初期エントロピ

また，質量推定と同様の手法で GJ 504b の有効温度ー）に依存する点があげられる [7]．近年，従来想定さを導いた結果，その有効温度はおよそ 500 K であるこれていたよりもガス惑星がより低温の状態から進化をともわかった．この有効温度は過去直接撮像された惑

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星の有効温度と比較すると，最低温の値である．GJ見が得られるはずである．また，まだ多く残っている

504b がそのように低温であることは，惑星大気にメ未観測のターゲットを観測することで，系外惑星を新タンの吸収があることからも確認された [9]．もう一たに発見する可能性もある．さらに，今後は SEEDS

つ興味深い特徴として，GJ 504b の近赤外での色が過の全探査結果を統計的に分析し評価した結果を発表す

去直接撮像された惑星と比べると非常に青いことがわる予定である．これらの成果は，我々の惑星に対するかったが，これは GJ 504b の大気中の雲の量が過去直理解を深めるだけではなく，“地球型惑星の直接撮像”接撮像された惑星と比較すると少ないことを示唆しての様な挑戦的な研究課題を達成するための重要な試金いる．最後に，GJ 504b は太陽型の主系列星を公転す石になるだろう．

る系外惑星として最も確実な直接撮像例である．以上の様な特徴をもつ系外惑星はこれまで観測されていな

謝 辞

かったが，本研究はそのような特徴を持つ惑星を発見し，それが実際にこの宇宙に形成される可能性がある

本研究は日本学術振興会からの助成金をもとに行いことを初めて観測的に示したということで科学的な意ました．感謝致します．この記事の図は [1] に掲載さ義が高い．GJ 504b は中心星から 44 AU 離れたところれている図を改訂して作成されたが，AAS から転載に発見されたが，標準的な惑星形成理論に基づくと，許可を頂いています．

そのような軌道の大きな惑星が“その場”でコア集積過程に従って形成される可能性は低い．従って，その起参考文献

源としてはガス円盤の重力不安定過程によって直接現在の位置に形成されたか，またはコア集積過程で内側[1] Kuzuhara, M. et al., 2013, ApJ 774, 11.に形成された後，他に形成されたガス惑星との力学的[2] Mayor, M. and Queloz, D., 1995, Nature 378, 355.

な相互作用の結果，外側に散乱された可能性を検討す[3] Marois, C. et al., 2010, Nature 468, 1080.

る必要性がある．現在得られている観測データからは[4] Lagrange, A.-M. et al., 2010, Science 329, 57.

そのどれが GJ 504b の起源としてもっともらしいかを[5] Mamajek, E. E. and Hillenbrand, L. A., 2008, ApJ 687,

結論するのは困難である．しかし，GJ 504 の惑星系

1264.

を様々な観測手法で，今後さらに観測していくことで[6] Baraffe, I. et al., 2003, Astron. Astrophys. 402, 701.

そのヒントを得ることができると我々は期待している．

[7] Marley, M. S., 2007, ApJ 655, 541.

例えば，視線速度法や次世代の直接撮像観測装置を用[8] Spiegel, D. S. and Burrows, A., 2012, ApJ 745, 174.

いて，内側の惑星を探査することができれば，散乱が[9] Janson, M. 2013, ApJL 778, L4.

起きた場合必要な相互作用の相手の存在に対して制限を与えることができるかもしれない．また，GJ 504bの多波長測光観測や，分光観測をすることで，大気の組成について制限を与えることもその起源を明らかにするための糸口になるはずである．

4. まとめと今後
SEEDS は GJ 504b を発見するということで，系外惑星の研究を少なからず前に進めることができただろう．また，惑星や星周円盤に対する論文をそれ以外にも多く出版しているが，これらも惑星の研究の発展に大きく貢献するものになるだろう．今後は，GJ 504も含めた重要な天体を追加観測することでさらなる知■2013遊星人Vol22-4_製版.indd260

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