アストロメトリによる系外惑星探査
郷田直輝(国立天文台)
§1. イントロ
系外惑星探査
○TPF(DARWIN):direct imaging, spectroscopic
measurement
○JTPF
◎Targetを先ず探す
◎統計的解析を可能とする
・transit
・重力レンズ
・radial velocity
・
・
広く深くサーベイ
★アストロメトリによる系外惑星探査
アストロメトリーーー>5次元情報
(天球上の位置、距離(年周視差)、固有運動)
天文学の様々なサイエンスを切りひらく
系外惑星探査もその一つ
実際、Origins計画(NASA)
SIMーーー>TPFへの橋渡し
★星の6次元位相空間
★星までの距離
力学構造
恒星物理
遠方宇宙の距離
星形成
超新星
遠くの銀河を知るための基礎ともなっている
★星の運動
星の明るさ
エネルギー
星団
銀河系
連星系、惑星系
§2. Reflex motionによる探査
◎Reflex motion 惑星からの摂動ーーー>主星のふらつき
主星のふらつき:
固有運動、地球の年周運動からのずれの運動
(厳密には光学中心のふらつき)
M*
C
G
α
Mp
○radial方向ーーー>doppler shift
ーーー>spectroscopic search
○tangential方向ーーー>astrometoric search
◎2つの方法の比較
○Spectroscopic:
・精度が星までの距離に依らない
・惑星軌道のinclinationに依存(図1参照)
ーーー>惑星質量の下限値を制限
・星の振動、回転によるdoppler shift効果が混じる
可能性あり
○Astrometric:
・惑星軌道のinclinationに依存しない
(惑星質量は上限値を制限)
・星の振動、回転の影響はない
・年周視差ー>主星までの距離ー>
主星の真の明るさー>主星の質量、年齢
・星までの距離が遠いほど、精度が悪くなる
・地球型惑星探査だと、主星表面の光度の非一様
性が影響
◎2つの方法を組み合わせると有効
(共に惑星の公転周期の約半分以上の観測
時間は必要)
§3. Astrometoryによる観測結果
高精度観測のため、
地上ーーー>スペースへ
◎ヒッパルコス衛星(ESA:1989---1993)
精度
・位置、年周視差:~1masーーー>
100pcにある星の距離を10%の誤差で測定
・固有運動:~1mas/yearーーー>
1kpcにある星の横断速度を5km/sの誤差で測定
どこまで分かっているか?
今までどの程度まで分かっているか?
◎主な結果
○Perryman etal.(1996)
○Mazeh
etal.(1999)
・v And:10.1±4.7MJ
惑星質量の上限値:
・47UMa: 7 - 22MJ
・70Vir: 38 - 65MJ
・51Peg: 500 - 1100MJ
○ HST(FGS)による観測 Benedict etal.(2002)
・GI876b: 1.89±0.34MJ
cf.地上
e.g. Gatewood(1996) Lalande21185:
0.9MJ, P=5.8years
その他:地上干渉計でも進展(narrow astrometry)
★さらに高精度なアストロメトリ観測が必要
★Reflex motionによるずれ
α:angular semi-major axis(as)
M*
Mp : planet mass
M* :parent star mass
d : 太陽系からの距離(pc)
a : MpとM*の間の距離(AU)
C
G
α
(Mp<<M*, Lp<<L*を仮定)
MP a
α
M d
M*=1MSUN, Mp=MJ=0.001MSUN,
a=5AU,d=100pcーーー>α=50μas
高精度アストロメトリ観測が必要
a
Mp
§4. 今後の観測計画
◎10μasオーダーの観測へ
銀河全体を見渡せる、系外銀河もtargetに入る
天文学の多くの分野にbreak throughをもたらす
※10μasの位置精度
月の上の、1円玉の直径(約2cm)ほど 離れた
場所の違いや移動を測定可能
☆特に関係する重要なサイエンス
Distance indicators
宇宙論、天体物理
恒星物理
星の形成、進化
銀河形成・進化
I.Stellar Astrophysics
超新星
:
rotation curve ダークマター
II.Galactic Structure
MACHO
構造と力学
ハロー
ディスク spiral arm, warp
バルジ
Satellite Dwarfs
銀河系の重力ポテンシャルと
その時間進化
銀河の形成・進化
Distance indicator(系外銀河の回転)
系外銀河の運動
局所銀河群、銀河団のダークマター
:
III.Planet detection
IV.Fundamental Physics
V.予想外の発見
惑星系形成
一般相対論の検証
Reference frame の設定
★今後のスペース計画
○欧米(可視光):
DIVA,SIM,GAIA
*SIMのみ干渉計。他は望遠鏡。
ーーー>表参照
○日本:赤外線スペースアストロメトリ計画
(JASMINE計画)
10μas@K=12 or z=16
銀河中心、バルジ、銀河面のサーベイ、星形成領域
★地上の干渉計(narrow angle astrometory)
Keck, VLTI-->10~50μas
★他の計画の中での位置づけ
将来の高精度スペースアストロメトリ計画(欧米)
計画
機関
装置 打ち上 星の観測 限界等級
精度
げ予定 数 (個)
Hipparcos
ESA
DIVA
Germany
FAME
USNO&
望遠鏡
120000
12
[email protected]=10
望遠鏡 ~ 2006
3500 万
15
250 μ as @ V=10
望遠鏡
4000 万
15
50 μ [email protected]=9
1989
???
NASA
SIM
GAIA
NASA
干渉計 ~ 2009
1万
20
4 μ [email protected]=20
ESA
望遠鏡 ~ 2012
10億
20
10 μ [email protected]=15
Remark: すべて可視光での観測
★JASMINE計画について
概要
★位置天文精度:約10万分の1秒角
天文学の大革命!
★近赤外線(1μm~2μm)
可視光より遙かに多くのバルジ、銀河面
の多くの星を観測可能(可視光に比べてダストによる吸収
の影響が少ない)
バルジ、銀河面は、銀河形成史の“化石”
★世界で唯一。日本独自の計画。
★打ち上げは、約10年先を目標
cf:欧米は可視光の計画:
DIVA,GAIA(ESA),SIM(NASA)
(II)サイエンスの目標
○銀河系形成・進化の“化石”を探る
○バルジ、ディスク
銀河の形態
○太陽系をはるかに超える、大規模な自己重力
多体系の物理法則の解明
・Galactic bulge: morphology, kinematics,…
-------> formation history of the bulge
・Galactic disk: dynamics of spiral arms,
nature of stellar warp, …
・星形成領域のおける星自体の距離と運動
・ディスク星によるマイクロレンズ効果
・Local group of galaxies
(III)達成精度とサーベイ面積
K-band(2.2μm) の場合
年周視差の精度
  10 as @ K  12 mag
サーベイ面積:
K=10mag以下
K=13mag
360   7
σ=4μas
σ=16μas(銀河中心の星の
距離精度が、13%)
K=14mag
σ=26μas (銀河中心の星の
距離精度が、20%)
(IV)JASMINE での観測方法と仕様概要
位置天文観測の精度
N:星の光子数
 ~/D N
大きな Nが必要
大きな視野
大口径の鏡
多くの検出器を並べる
(V)望遠境の仕様(K-bandとz-bandの両方を平行して検討)
★K-bandの場合
望遠鏡仕様:リッチークレチアンをベース
○鏡のサイズ:D=2mの円形(中心に直径0.7mの穴)
2
------->面積 A  2.76m
○焦点距離:
f  65.4m
○視野直径:  s  0.51
Astrometry用の有効な視野面積
  1.29  10 1
光学系(矢野氏作成)
(VI)検出器
K-band(2.2μm)とz-band(~0.9μm)の両方を
平行して検討中
★検出器の開発
(I)K-bandで感度がよく、CCD機能を備えて、TDI
モードが可能な検出器の開発が必要
裏面照射型薄化CCD+HgCdTe
インジウムバンプ
*科研費基盤研究A(2)(小林行泰代表)で開発中
(II)z-band(0.9μm)で感度のピークがあるCCDも検出器の
候補として、平行して検討中(宮崎氏による開発)。
○TDIの問題、経費の問題は少ない
(VII)サーベイ方法
○連続的にスキャン
○銀河面付近を主に観測
○太陽方向を見ないようにする
(春と秋は、銀河面方向。
夏と冬は、銀河面にほぼ直交する面方向を
観測)
★衛星の運動
○1つのtargetに対する1つの検出器の積分時間:約9.5秒
衛星のスピンレート:24.7秒角/秒
衛星のスピン回転の周期:約15時間
参考:
検出器1画素のangular size: 57.3ミリ秒角(mas)
検出器のangular size: 235秒角
○歳差運動の周期:約83日
(矢野氏作図)
★大角度離れたfieldの同時測定
○絶対的な年周視差を得るため
○衛星回転則のずれを観測データを用いて自己完結的に測定
大角度離れたfiledを同時に観測する方法が得策
JASMINEも同じ鏡を2枚用いて、同時に大角度(約90度)離れた領域
の星を測定する。
*2枚の鏡に対して、
焦点面は共有する
解析により、どちらの
鏡から来たか分離可能
(VIII)衛星の軌道
Sun-EarthのL2-pointに投入予定
理由:
(i)太陽、地球がほぼ同じ方向にあり、観測できる領域を
拡げられること。
(ii)熱的環境の変化が安定していること
(iii)衛星の軌道制御が比較的容易であること
(iv)放射冷却により冷却できる
○実質の観測年数: Tmis  5 yr
○1つのtargetを1年当たりにサーベイする回数: 約30回
(連続する4回は、短時間以内)
2002
2004
2006
2009
2012
2015
DIVA?
可視光スペース
GAIA
サーベイ:
FAME
SIM
特定天体:
地上電波:
赤外線スペース:
VERA
?
JASMINE
例 GAIAでの惑星探査(図参照)
○Jupiter mass planet
--->~200pcまで検出可能
SunーJupiter systemで100pcの距離
(50μasのdisplacement)
~10,000個のsystemが期待(太陽型の主星が4-5%
の確率で木星型惑星を持つと仮定)
ーーー>統計的研究へ
★星の動き
距離:50pc、 固有運動:50mas year -1
Mp=15MJ、 e=0.2、 a=0.6AU
摂動の大きさは、30倍に拡大して見えやすくして
いる
○Earth mass planet
SunーEarth systemで10pcの距離
ーーー>0.3μasのdisplacement
困難!
(SIM(narrow angle astrometory)-->
10pcの距離で5MEarthのplanetの検出可能:)
仮にsub-microarcsecondの観測が可能だとしても困難
主星表面の光度の非一様性(黒点)
・displacement: 500km
(0.03%of the stellar diameter)
一方、
・太陽面積の1%の黒点ーーー>
太陽の光度中心を0.5%移動させる。
動きの違いで分離できるか?
いずれにせよ、
アストロメトリによる系外惑星探査にも
期待ができる。
GAIA
SIM
JASMINE
DIVA
参考:ホームページのアドレス
可視光による衛星計画:
GAIA計画(ESA)
http://astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/GAIA/
DIVA計画(ドイツ)
http://www.aip.de:8080/groups/DIVA/
FAME計画(USNO) http://aa.usno.navy.mil/fame/
SIM計画(NASA) http://sim.jpl.nasa.gov/
赤外線位置天文観測衛星:
JASMINE計画(日本)
http://www.jasmine-galaxy.org/index-J.htm
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