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軌道が傾いた系外惑星は意外と 多い

軌道が傾いた系外惑星は意外と 多い. 成田 憲保 国立天文台・太陽系外惑星探査プロジェクト室. 目次. 系外惑星の軌道と惑星移動理論 トランジット惑星系のロシター効果 逆行惑星の発見とこれまでの観測結果のまとめ ロシター効果の 統計的議論. 系外惑星 の軌道長半径分布. Snow line. Jupiter. 木星型惑星がスノーラインより内側にある. 標準的な惑星移動理論. Type I and II migration. 原始惑星系円盤と原始惑星の相互作用を考えるモデル Type I: およそ 10 地球質量以下（円盤にギャップなし )

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軌道が傾いた系外惑星は意外と 多い

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Presentation Transcript

  1. 軌道が傾いた系外惑星は意外と多い 成田 憲保 国立天文台・太陽系外惑星探査プロジェクト室

  2. 目次 • 系外惑星の軌道と惑星移動理論 • トランジット惑星系のロシター効果 • 逆行惑星の発見とこれまでの観測結果のまとめ • ロシター効果の統計的議論

  3. 系外惑星の軌道長半径分布 Snow line Jupiter 木星型惑星がスノーラインより内側にある

  4. 標準的な惑星移動理論 Type I and II migration • 原始惑星系円盤と原始惑星の相互作用を考えるモデル • Type I: およそ10地球質量以下（円盤にギャップなし) • Type II: それ以上(円盤にギャップがあく) • 惑星の軌道長半径の分布をよく説明できる • e.g., Ida & Lin papers • 小さな離心率と公転軌道傾斜角の惑星ができる

  5. 系外惑星の軌道離心率分布 Eccentric Planets Jupiter Type I & II migration では説明がつかない

  6. 大きな離心率を説明する惑星移動理論 • 巨大惑星同士の重力散乱+主星の潮汐力 • Rasio & Ford (1996), Chatterjee et al. (2008)など • 惑星に対する伴星の古在機構+主星の潮汐力 • Wu & Murray (2003), Fabrycky & Tremaine (2007)など • 重力散乱+飛ばされた惑星による古在機構+主星の潮汐力 • Nagasawa et al. (2008) captured planets ejected planet

  7. 古在機構 外側を公転する天体の摂動で、 内側の天体の軌道離心率と軌道傾斜角が振動する orbit 1: low eccentricity and high inclination orbit 2: high eccentricity and low inclination star binary orbital plane companion もともとは太陽系の巨大惑星と衛星の関係で提唱された (Kozai 1962)

  8. 大きな離心率を予言する理論の帰結 • 大きな離心率だけでなく、大きな公転軌道傾斜角も予言する • 軌道傾斜角の分布はモデルに依存する Morton & Johnson (2010)

  9. ロシター効果観測の意義 系外惑星の公転軌道傾斜角を測定することで 惑星移動理論の観測的検証を行うことができる

  10. トランジット惑星のロシター効果 主星 惑星 惑星 近づく側を隠す → 遠ざかって見える 遠ざかる側を隠す → 近づいて見える 惑星が主星の自転を隠すと トランジット中の見かけの視線速度にずれが生じる

  11. Rossiter-McLaughlin効果 もともとは食連星系で知られていた効果 β Lyrae： Rossiter 1924, ApJ, 60, 15 Algol: McLaughlin 1924, ApJ, 60, 22 1924年に βLyraeと Algolで報告された 食の最中の視線速度のずれ

  12. 惑星の公転方向とロシター効果の関係 恒星の見かけの速度 • 遠ざかる • 近づく 恒星の見かけの速度 • 遠ざかる • 近づく 星ナビ2005年2月号 解説記事より作成

  13. ロシター効果の観測でわかること 主星の自転軸 惑星の公転軸 惑星 惑星の公転面 恒星 天球面上で見た公転軌道傾斜角の射影角λを測定できる

  14. ロシター効果の観測結果の歴史 • HD209458 Quelozet al. 2000, Winn et al. 2005 • HD189733 Winn et al. 2006 • TrES-1 NN+ 2007 • HAT-P-2 Winn et al. 2007, Loeillet et al. 2008 • HD149026 Wolf et al. 2007 • HD17156 NN+ 2008,2009, Cochran+ 2008, Barbieri+ 2009 • TrES-2 Winn et al. 2008 • CoRoT-Exo-2 Bouchy et al. 2008 • HAT-P-1 Johnson et al. 2008 (ここまで全て傾いていなかった) • XO-3 Hebrard et al. 2008, Winn et al. 2009 • HD80606 Pont et al. 2009, Winn et al. 2009 • WASP-14 Johnson et al. 2009 (いきなり傾いた惑星が連続で報告された)

  15. そんな時出てきた1つの結果 HAT-P-7の観測結果、観測日：２００８年５月３０日

  16. 逆行惑星の発見・確認までの道のり • 2008年9月にHAT-P-7の結果をJosh Winn氏に見せる • それをもとに2008年10月に当時ハワイ大のJohn Johnson氏がハワイ大学の持つ観測時間ですばるに応募 • 2008年11月にHD17156をすばるで観測しなおし、ずれていないことを確認した(2009年4月に論文投稿) • 2009年7月にアメリカグループがすばるでHAT-P-7を観測し、我々と同じ結論を得る(連絡があったのは7月31日)

  17. アメリカグループによる独立な観測結果 Winnet al. (2009) より作成　観測日：２００９年７月１日

  18. 最初の逆行惑星発表まで • 2009年8月5日に、日本とアメリカグループが論文を投稿 • しかしアメリカグループがNatureに投稿したため、相談の上arXivには両方の論文が受理されるまで投稿しないことに • 8月11日、Natureからアメリカグループにrejectの連絡があり、同じ日にヨーロッパグループが別の逆行惑星WASP-17bをarXivとApJに投稿 • 8月12日、アメリカグループはApJLに再投稿し、スカイプで相談の上、同時にarXivに投稿 • しかし当時AOGSでシンガポールにいたため、アップロードに時間がかかり、日本グループの方が番号が後になってしまう(そのため英語の科学雑誌では日本グループは3番目の発見と書かれてしまった)

  19. 最初の逆行惑星発表の裏側

  20. すばる望遠鏡の観測結果 順行 順行 逆行 TrES-1b: Narita et al. (2007) HD17156b: Narita et al. (2009a) HAT-P-7b: Narita et al. (2009b) 順行 傾いている 極行 XO-4b: Narita et al. (2010c) TrES-4b: Narita et al. (2010a) HAT-P-11b: Hirano et al. (2010b)

  21. 初めてのSuper-Neptuneでの測定：HAT-P-11b Hirano et al. (2010b)

  22. すばるの結果のまとめ • 13個の惑星のロシター効果を測定 • 7 papers published, 1 paper submitted, 3 papers are in prep. • 13個中5個(HAT-P-7b, HAT-P-11b, XO-3b, XO-4b, WASP-1b) はずれているという結果 • 軌道が傾いた惑星は意外と多い

  23. ヨーロッパグループによる逆行惑星 Quelozet al. (2010) WASP-8b WASP-17b Triaudet al. (2010) WASP-15b Cameronet al. (2010) WASP-33b

  24. これまでのロシター効果の観測結果 Stellar Spin PlanetaryOrbit • 主星の自転軸と惑星の公転軸のなす角度 • (spin-orbit alignment angle) は必ずしもゼロではない • 惑星系の一部で惑星散乱/古在移動が実際に起きている

  25. 惑星軌道が傾いた系の特徴は何か？ • ロシター効果の測定は既に30個以上の惑星系で行われ、統計的な議論が可能になってきている • 離心率が大きい惑星は傾いていることが多い • 公転周期が長い惑星は傾いていることが多い • F型星の惑星は傾いていることが多い • これらの特徴を統一的に説明するかもしれないモデル • 惑星から主星への潮汐力

  26. 主星の温度と惑星の傾きの相関 8.1 days 111 days 21 d Winn et al. (2010) Hot Stars with Hot Jupiters Have High Obliquities

  27. 主星の温度と惑星の傾きの相関 Winn et al. (2010) 恒星の対流層

  28. 主星の温度と惑星の傾きの相関 • Winn+ 2010の要点と仮説 • 温度が低い星は対流層が発達して、ホットジュピターの潮汐力で主星のみかけの自転軸が惑星の公転軸にそろう(re-alignment) • 温度が低い星で傾いた惑星は周期が長く潮汐力が弱い • HAT-P-11は温度が低い星だが惑星が小さいため潮汐力が弱い • 温度が高い星のまわりのホットジュピターはほとんど傾いている • 惑星はもともと傾いている(惑星散乱/古在移動した)のが普通？ • 太陽系の惑星の軌道は説明できないが、主星近傍にある惑星に対してはつじつまがあう

  29. 主星の温度と惑星の傾きの相関 • Winn+ 2010の要点と仮説 • 温度が低い主星のまわりで傾いたホットジュピターを発見すると、この仮説に反証できる • この仮説が正しいと、温度が高い星の惑星だけで軌道傾斜角を測れば惑星移動モデルの予言と直接比較できる

  30. 惑星移動モデルの統計的判別 温度が高い星だけでλの分布を予言と比較した例 Morton & Johnson (2011)

  31. 惑星移動モデルの統計的判別 • ロシター効果の測定を全部で100個ほど行えば、惑星散乱と古在移動のどちらが主要な惑星移動メカニズムなのかを判別することができる(Morton & Johnson 2011) • ロシター効果による惑星移動モデルの判別はまだ道半ば

  32. 惑星の傾きの別の解釈 • 主星の自転軸は原始惑星系円盤の軸と本当に揃っている？ • Lai et al. 2010, Foucart & Lai 2010: • 初期に2つの軸が大きくずれていた場合、円盤と主星磁場の相互作用によって、主星の自転軸はさらに傾くことになる • 惑星の軌道は形成初期から傾いている可能性がある • Watson et al. 2010: → Lai et al.らの理論に反論 • デブリ円盤が撮像され、かつ主星の自転周期と自転速度が測定されている星で、円盤の軸と主星の軸を比べたところ、有意なずれは見られなかった

  33. 決定的な確認法 • ダブルトランジット（同じ惑星系で2つ以上の惑星がトランジット）するような系で、ロシター効果を測定する • もし両方ともゼロに近い値であれば惑星落下モデルの証拠 • もし両方とも同じ値だが、ゼロからずれていた場合、Lai+の仮説が実際に起こっている → ロシター効果の解釈にその効果を加える必要がある • もし両者が有意に異なる値の場合、惑星散乱/古在移動の非常に稀なケース？

  34. まとめ • ロシター効果の観測は、惑星移動理論を観測的に検証するために非常に有用 • 軌道が傾いた惑星は意外と多いことがわかってきた • どのモデルがどれくらいの割合で実現しているのかが今後明らかになってくるはず • 将来的にはすばるIRDやTMTなどで地球型惑星の軌道進化の研究も行うことができる

  35. ケプラー衛星の成果と今後のトランジット観測ケプラー衛星の成果と今後のトランジット観測 成田 憲保 国立天文台・太陽系外惑星探査プロジェクト室

  36. ケプラー計画について • 1996年にBoruckiらによって提案されたNASAミッション • 白鳥座付近の10万個以上の主系列星を3.5年以上にわたってモニターし続ける • 0.95m望遠鏡と42枚(40枚)のCCDによる可視のトランジットサーベイ • 2009年3月6日に打ち上げ、現在3年目の観測中 Kepler打ち上げの様子

  37. ケプラーの観測領域

  38. ケプラーの観測領域

  39. ケプラーの検出器と視野 • 42枚のCCD (95メガピクセル) • 1辺が約12度の空をカバー • 2010年3月のトラブルで2枚が欠損 • 望遠鏡の姿勢を保つため、年4回望遠鏡が回転する • 星の像は測光精度を高めるために、10秒角ほどにピンボケして撮影される • 星がある画素だけデータが記録される

  40. HAT-P-11 (Kepler-3) HAT-P-7 (Kepler-2) TrES-2 (Kepler-1)

  41. ケプラーの最初の結果：2009年8月6日 最初の10日のデータでHAT-P-7の可視の位相変化と2次食を検出

  42. ケプラーの最初の惑星発見：2010年1月4日 最初の43日のデータで、Kepler-4～Kepler-8 の発見を発表

  43. ライトカーブの例：Kepler-5b

  44. 複数惑星系のトランジット

  45. 複数惑星系でのTransit Timing Variations (TTV) トランジットしていない 別の惑星 トランジット惑星の軌道 観測者 観測者 周期は一定になる 周期が一定にならない

  46. TTVの大きさ Agol et al. (2005) / Holman & Murray (2005) • 近似解 （トランジット惑星が1, 摂動惑星が2、主星が*） • トランジット惑星の公転周期が長い時 • 摂動惑星の質量・離心率が大きい時 • 主星が軽い時にTTVは大きくなる • 特に摂動惑星が1:2の共鳴軌道にある時に最大になり

  47. ケプラー初の複数惑星系：Kepler-9

  48. 一定周期でそろえてみると ライトカーブが重ならず公転周期が一定でないことが明らかになった

  49. TTVと視線速度から軌道を推定 • 上：観測されたトランジット時刻の一定周期からのずれ • 中：観測されたTTVを2次関数で近似した場合の残差 • ♢：シミュレーションで得られたベストフィットの軌道のTTV • 下：観測された視線速度とベストフィットの軌道の視線速度 • 視線速度だけでは困難な惑星発見がトランジットとTTVで可能に

  50. Kepler-9の惑星系の姿

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