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広視野多色同時撮像カメラによるトランジット観測
成田憲保（国立天文台） 1
目次
• トランジット惑星と透過光分光
• これからのターゲット：スーパーアース
• スーパーアース観測のモチベーション
• 広視野多色同時撮像カメラについて
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トランジット惑星の大気の観測
トランジットの減光の深さは惑星大気の組成を反映して、�
波長(吸収線や観測バンド)ごとに異なる�
トランジットを利用した透過光分光・測光観測�
初期の理論モデルによる予言
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Seager & Sasselov (2000) Brown (2001)
-1.71% (peak)
-1.53% (base)
-1.47% (base)
-1.70% (peak)
雲がないホットジュピターHD209458bに対する透過光モデル
特に可視領域のナトリウム線や赤外の分子吸収バンドで
強い追加吸収が予想されていた
ホットジュピターで報告された大気成分
• 水素 • ナトリウム • 水蒸気 • メタン • その他CO2やCO、カリウムなど
Swain et al. (2008)�
▲：観測点�
赤：メタン＋水蒸気�
青：水蒸気のみ�
これからのターゲット：スーパーアース
• 質量とサイズで地球と天王星・海王星の中間にある
「太陽系には存在しないタイプの惑星」
– 質量：1-‐15地球質量程度
– 半径：1-‐4地球半径程度
• 必ずしも地球型(=岩石)惑星ではなく、いろいろな組
成の可能性が縮退している
– mini Neptune or large Earth
– どんな内部組成・大気組成なのか全く未知
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スーパーアースの存在頻度
• HARPSによる視線速度サーベイの結果(Bonfils et al. 2011)、
特にM型星ではスーパーアースの頻度が高い
– P = 1-‐10days : f=0.36 (+0.25, -‐0.10)
– P = 10-‐100days : f=0.35 (+0.45, -‐0.11)
• Keplerによる最新の結果(Dressing & Charbonneau 2013)でも、
M型星が周期50日以内に1.4-‐4 REの惑星を持つ期待値は0.5
程度 → 〜2個に１個の恒星は短周期スーパーアースを持つ
• 太陽系には存在しないが、短周期のスーパーアースは宇宙
に多数存在する
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All-‐Sky Transit Survey: TESS (by MIT/NASA)
2013年3月に最終ヒアリングまで終了：結果待ち もし採択されれば、2016年までに打ち上げ
TESSで発見が期待される惑星
• 太陽系近傍の明るい恒星の惑星 (I等級 0-‐12 mag, FGKM型)
• 検出可能な惑星の周期
– １領域の観測は30日程度なので、主に10日以下
– 特定の領域では60日以下の惑星まで発見可能
– 周期が10 (60) 日の惑星はmid (early) M型星のハビタブルゾーン内
– 期待されるスーパーアース発見数は500個以上（全恒星型の合計）、
そのうちM型星で 5±2 個のハビタブル惑星発見を期待
• TESSはサーベイ(発見)型のプロジェクト → フォローアップの
研究が重要
惑星科学からの問題提起
• 今後多数のトランジット・スーパーアースの発見が期待されて
いるが、まだ我々はスーパーアースの性質をほとんど知らない
• スーパーアース（低質量惑星）の組成は何か？
– 岩石＋水素大気 or 岩石＋水蒸気大気 の2大組成
– しかし、2つの組成は惑星のMass-‐Radius図上で縮退する
• どうやって惑星の組成を判別するか？
– 惑星のMass-‐Radius関係の統計をより増やす
– 縮退を解くには個々の惑星に対して大気組成の決定を行う
• これらを観測的に解き明かすことで、低質量惑星の惑星形成と
惑星大気のサイエンスを切り拓くことができる
惑星の大気組成と内部構造の縮退
• 1-‐15地球質量で
1-‐4地球半径の惑
星は10個程度 Ø いくつかの惑星
の内部構造・大
気組成のモデル
が縮退している Ø 縮退を解くには、
大気組成を多波
長観測で決める
必要がある
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Courtesy of M. Ikoma
惑星大気組成をどう調べるか？
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100% hydrogen atmosphere100% water vapor atmosphere
JとKsバンドの深さの違いと、レイリー散乱が水素大気の強い証拠となる�
Miller-‐Ricci & Fortney (2010)
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Benneke & Seager (2012)
6色になればHバンドのCH4、zバンドのH2Oなども制限できる�
多色同時撮像カメラのサイエンス
• 地上中口径望遠鏡で何ができるか？
– 多波長トランジット観測によって惑星の半径と大気組成を決める
– 主なターゲットはlate K-‐M型星
– 質量や軌道を決めるには大口径望遠鏡の高分散分光器が必要
• 同時性が重要
– 恒星に黒点がある場合、その割合によって恒星の明るさが変わるため、
トランジットごとにトランジットの深さ（見かけの惑星サイズ）が変わる
– M型星は特に黒点の影響が大きい
– 大気モデルの正確な推定には多波長・同時のトランジット観測がベスト
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観測のための新しい装置の提案
• トランジットを高精度で相対測光観測するには良い比較星が
必要→広視野
– J<10 の参照星がほぼ確実に1つ以上入る視野 → 10分角
• 惑星大気のモデルを判別するにはさまざまな波長の観測が
必要→多色
• 恒星の黒点(cf: GJ1214)などによる変光の影響を受けないよ
うにすることが重要→同時
Ø 本研究には広視野多色同時撮像カメラが特に望ましい
Ø 岡山188cm望遠鏡用の広視野6色同時撮像カメラを提案 15
研究体制
• 研究分担者 – 生駒大洋・東京大学准教授（理論研究統括） – 泉浦秀行・岡山観測所所長（188cm望遠鏡への装置受入）
• 連携研究者 – 関根康人・東京大学講師（理論研究） – 玄田英典・東京大学特任助教（理論研究） – 福井暁彦・岡山観測所研究員（観測・解析） – 佐藤文衛・東京工業大学准教授（観測・解析） – 柳澤顕史・岡山観測所助教（装置開発） – 永山貴宏・名古屋大学特任助教（装置開発） – 塩谷圭吾・宇宙科学研究所助教（装置開発） – 田村元秀・国立天文台准教授（装置開発） – 栗田光樹夫・京都大学准教授（3.8m望遠鏡への装置受入）
6色同時撮像カメラの基礎設計
17 オプトクラフト・山室氏による設計�
スポットダイアグラム例
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Specifica_on
• 視野：12分角（188cm望遠鏡のF値の場合）
• 観測波長：可視3色、近赤外3色同時撮像
• 結像性能：6色全てのスポットダイアグラムで視野内で1”以下
• 必要な費用：約2億円（基盤Sで可）
• 他の望遠鏡への移転：F値変換レンズとカセグレン焦点のスペー
スがあれば可能
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この装置のメリット
• 可視から近赤外にわたる広視野の多色撮像カメラは世界で
非常にユニーク
– 同様のものは南天ESOのGRONDのみ、北天には同様のものはない
• この装置があれば、今後のトランジット・スーパーアースの
フォローアップ研究で世界の中で格段に優位に立てる
– スーパーアースの主要大気組成を一度の観測で決定可能
• 広視野多色撮像カメラは汎用性が非常に高い
– 他分野のサイエンスにもサイエンスメリットがある装置
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まとめ
• 今後トランジット・スーパーアース、そして地球サイズの惑星の
発見が期待されている
• トランジット観測によって惑星の大気組成を調べる方法として
多色同時撮像カメラが有効
• 岡山188cm望遠鏡向けに、可視・近赤外6色同時撮像カメラの
設計・提案を行っているが、3.8m望遠鏡にも移転可能
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予備
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惑星大気の観測に好ましいターゲット
• トランジットの深さ(Rp/Rs)が大きいもの
– 波長ごとの変化が見えやすいため
– スーパーアースを狙うなら、主星が小さいM型星が良い
• 主星が明るいもの
– それだけRp/Rsを決定する精度が高くなる
– 太陽系近傍の主星が良い
Ø 太陽系近傍のM型星が最適なターゲット
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今後どんなトランジット惑星が発見されるか
• 最も近いハビタブルな地球サイズのトランジット惑星は、95%
confidenceで21pc以内（Dressing & Charbonneau 2013）
– M型星であれば J<12 程度に相当
• TESSの観測するM型星はおよそ30pc以内
– M型星であれば J<13 程度に相当
– ハビタブルなスーパーアースの期待値は 5±2 個
• こういった惑星は188cm望遠鏡にはやや暗い
– 3.8m望遠鏡なら1mmagの測光精度を目指せる
– ただ、それくらい面白い惑星ならすばるを使うべき？
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