重力レンズ法による太陽系外惑星系の発見
MOAによる暗天体の研究
名古屋大学太陽地球環境研究所

村木綏

目次
1. 研究目的 (dark matter, extra-solar planets)
2. 研究方法 ー マイクロ重力レンズ法
3. バリオニックダークマターは存在するのか？(LMC)
4. 2000-2004年のMOA I システムの成果 （GC)
5. 太陽系外地球型惑星の発見(Nature event)6. 新ＭＯＡ計画 −MOA IIスタート とその現状
ＭＯＡ = Microlensing Observations in Astrophysics

共同研究者
村木 綏、 伊藤好孝、 阿部文雄、 増田公明
松原 豊、 﨏 隆志、 住 貴宏、 神谷浩紀
（名大ＳＴＥ研） 佐藤修二（名大理）、中村卓史（京大理）、 大西浩次（長野高専）
M1 + M2 ~6名
P. Yock (Auckland), J. Hearnshaw (Canterbury),
P. Kilmartin (Mt. John observatory), D. Sullivan(Victoria), I. Bond (Massey univ. New Zealand)11. 研究目的（I) 我々の銀河のダークマターの研究
Paczynski’s suggestion
1986
Discovery of Macho
1993
Famous debates in1998（II) 太陽系外地球型惑星の発見
Discovery of Planetby OGLE and MOA
2003
Macho = MAssive Compact Halo Objects

Gravitational microlensing
Lens

SourceEinstein Ring2

２．研究方法
重力レンズで暗天体を見つけよう

3. MACHOの探索の結果（１）確かにマイクロ重力レンズ効果はある（２）白色矮星か褐色矮星かは論争中

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（１）確かにマイクロ重力レンズ効果はある（２） 白色矮星か褐色矮星かは未定

by MACHO
collaboration
ApJ 486(1997)697

byHonma and Kanya
ApJL 503(1998)l139.

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（２)の論争の内容① HaloにMACHOは少なくとも20%はある。
MACHO collaborationの結論② Haloには褐色矮星が一杯つまっている。
本間-官谷の解析 Æ VELAに期待MACHOがあるという結論そのものに対してクレームがついた。
→ 1998年のScience に載った論争
Science 281 (1998) 332 by J Glanz

5４.Planet groupからの新しい問題提起

Machoは本当にあるのか？
Self lensing と違うのか？

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Microlensing Basics (2)
縮退を解く

５．結論
• Machoの存在は依然不明である。 何故ならMachoの距離が測れないからである。
• そこで縮退を解く方法が提案された。
(1) EAGLE eventsをねらえ！
by Nakamura and Nishi(2) finite source effectをねらえ！
binary lens events を集める
(3) Parallax eventを集めよ！
従って大型装置が必要となる。
(1.8m望遠鏡 ＋ 80million pixel CCD camera)76. MOA 2000-2004 年度の紹介

One tip of CCD
ngb1-1
Dophot 50 min
DIA
10 mingreen zone 1/32

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Ngb1-1 (1/32) 800万画素/３２＝２５K

差分測光法

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7．太陽系外惑星探査
銀河中心方向を見る

惑星特有の増光度曲線10最近の太陽系外の惑星リスト

太陽系外惑星• 太陽の回りを周回する重い惑星が多い• これは単なる観測のバイアスではないのか？
• 理論的には最初の分子雲の重さによる• 地球型惑星を見れるのは現在重力レンズのみ• ここにMOA-OGLEへの期待がある

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OGLE 2003-BLG-235
MOA 2003-BLG-53 event

12Finite source effectを使うと何がわかるか
１．Source starの色から星の大きさが推定できる
今回はG-starで 等級がI=19.7等だから
銀河中心部の星であることがわかる。（８ｋｐｃ）
２．すると星の視野角がわかる。
( 今回は0.50±0.05μarc sec )３．するとレンズ天体の相対速度が求まる（今回はR*=5.8x105km, 1.4hours, v=50km/s)
４．するとレンズ天体のEinstein半径が求まる（今回は50km x 61days/2≈1.3x108km≈1AU)

MOA-2003-BLG-53 OGLE2003-BLG-235 event

APJL 606 (2004) L15513

• Fit parametertE= 61.6 ± 1.8 days
umin= 0.133 ±0.003
Aprojection = 1.12RE
Mplanet/Msource=0.0039 ±0.007
t*= 0.059 ±0.007 days orθ*/θE=0.00096±0.00011
Dlens=5.2kpc, Mlens=0.36
Planet mass=1.5 J +0.1-1.2
3AU +0.1+1.7 AU

nature event
2005年8月9日に見つかった惑星

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光源に利用した星

我々の太陽系との比較

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太陽系の兄弟 のパラメーター• 主な数値• 光源として利用した星の性質•
距離： 2.8万光年かなた、銀河中心近傍の星•
半径： 太陽の9.6倍の赤色巨星• 惑星系•
距離： 2.2万光年かなた、銀河中心付近•
質量(主星）： 太陽の1/5•(惑星）： 地球の5.5倍•
軌道： 惑星は太陽-地球間の2.6倍•
温度： 零下 – 220度と予想

今回の発見の科学的意義

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8. MOA 1.8m の建設報告

Mt. John observatory of Canterbury university(1031m) Lake Tekapo (713m)

171.8m 望遠鏡設計図

Large CCD camera 8k x 10k で２ 平方度を一挙に見よう！

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CCD Mount and Array
10 chips were mounted
in July 2004.

MOA1.8m 望遠鏡用ドームと計算機用建物

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２００４年９月 ドームの建設始まる

２００４年９月１２日 骨組み完成

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1.8m望遠鏡の完成
2004年１０月末

December 1st 2004 opening ceremony

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Image of the Galactic Bulge

Observation target(LMC)• 16 fields• 300 seconds exposure(@new moon)• 90 minutes for 1 cycle=2.2deg2

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Observation target(SMC)• 12 fields• 300 seconds exposure(@new moon)• 70 minutes for 1 cycle=2.2deg2

Observation target(GB)• 23 fields• 100 seconds exposure(@new moon)• 60 minutes for 1 cycle=2.2deg2

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イベント数見積り(観測される星の数)
DoPHOTによる光度関数(LMC2)と限界等級と限界等級
DoPHOTによる光度関数(LMC2)
Stars/mag/arcmin2

MOA‐ⅡB&C

V等級

10σ 5σLimiting magnitude• Estimating V-band limit magnitudes foruncondensed field(lmc2) & densefield(lmc8)
Airmass: 1.1
Seeing: 1.5 arcsec
Readout noise: 3.7 ADU
Gain: 1.9 electrons/ADU

lmc2: sky background=21.63mag/arcsec2-> Vlimit = 22.8 mag(S/N>10)
lmc8: sky background=20.85mag/arcsec2-> Vlimit = 22.5 mag(S/N>10)

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観測実績
(hour) observation timeobservation rate

observation rate=observation time / night time

Number of stars• Estimation of observing number of stars inwhole our LMC fields• assumption: core 3 fields, each region
we observe 12M stars/field;
outer 13 fields we see 5M stars/field
12.3Mstars * 3fields + 4.8Mstars * 13fields~ 100Mstars

25Event rate
• Event rate can be estimated roughlywith observing number of stars
100Mstars * (365 / t) * ε* τ events/year
where t~80 days: event time scale,ε: detection efficiency,
τ~10-7: optical depth-> 46 * ε events/year

1.8m専用望遠鏡でイベントを10倍にする

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将来計画
• 衛星から• 地上から

Planet Detection Sensitivity
Comparison• Sensitivity to all
Solar Systemlike planets–Except for
Mercury & Pluto• most sensitivetechnique for a ≥1 AU• Good sensitivity
to “outer”
habitable zone
(Mars-like orbits)
where detection
by TPF iseasiest

Updated from Bennett & Rhie (2002) ApJ 574, 985

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Similar Designs for Planet Finding & Dark Energy

MPF

SNAPDESTINY

Wide-FOV near-IR optimized telescopes: Joint Mission?
• 3-mirror anatigmatic telescopes, ~1 sq. deg. FOV & <1.7µm HgCdTe detectors

将来計画 南極点での観測

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Antarctica is also very high
X Dome F

South Pole X

X Dome A
X Vostok
X Dome C

USGS image

もっとイベントを！
・美しい自然と南十字星の輝く Tekapo に来てね。

みんな来てね・今後ともMOAを宜しく！
・ご静聴ありがとうございました。
The End29

New MOA telescope f=3, d=1.8m
MOA

SMC event by the Planet collaboration30

星の等級と個数どのくらいの確立で観測できるか？
１−１０MJ
for 3000万個

31Microlensing Basics （１）MACHO 97-BLG-28event observed bythe PLANET collaboration32

なぜこのような差がでるのか？

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by Kokubo-Ida (2002)

もっとイベントを！
・美しい自然と南十字星のdisplayが愛地球博
NZパビリオンで待っています。
MOA望遠鏡もでます。

みんな来てね・今後ともMOAを宜しく！
・ご静聴ありがとうございました。
The End34