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系外惑星観測 ~視線速度法による成果
佐藤文衛（東工大）
年別系外惑星発見数 http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/
※この他、Kepler衛星による 惑星候補が約2000個
系外惑星の周期ー質量分布
http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/
視線速度法による惑星検出
n 惑星をもつ恒星の視線速度変化
太陽ー木星（5.2AU） K =12 m/s 太陽ー地球（1AU） K =10 cm/s 太陽ー地球（0.05AU） K =45 cm/s
h"p://www.rikanenpyo.jp/kaisetsu/tenmon/tenmon_024.html �
51 Peg
視線速度測定精度 http://exoplanet.eu/
1MJUP
1MEarth
~100 m/s
~3 m/s
<1 m/s
岡山/HIDES, すばる/HDSは 最高約2m/sの精度
視線速度法による観測
• 第二の地球探し • 太陽型星周りの惑星
• 惑星系の中心星依存性 • 中心星の質量、金属量、進化段階、年齢、、、
• トランジット惑星のフォローアップ • 惑星質量の決定 • Rossiter-McLaughlin効果（主星自転軸と惑星公転軸のずれ）
• 惑星探索＋星震学 • 惑星をもつ恒星の物理パラメータを脈動情報を利用し精度よく決定 • Kepler星震学により物理パラメータが精度よく決まっている恒星での惑星探索
p CORALIE
p HARPS
ü 1.2m tel. @La Silla ü Since 1998 ü 1650 late-F -- early-M ü RV precision ~5m/s
ü 3.6m tel. @La Silla ü Since 2003 ü 376 late-F -- late-K (non-active stars selected from CORALIE’s sample) ü RV precision ~1m/s
このうち、合わせて822星に ついて統計的議論
Mayor et al. 2011
HARPS
太陽型星周りの惑星
惑星頻度
n 約75％の恒星は周期10年以内に少なくとも一つ惑星をもっている
p 周期10年以内に巨大惑星をもつ恒星は約14％
p 短周期（<100日）の低質量惑星（3-30ME）をもつ恒星は約55％
n 約30ME以下の惑星は巨大惑星と性質（軌道分布等）が異なる p 複数惑星系が多い（70％以上；巨大惑星をもつ系は目下26％）
Mayor et al. 2011
惑星質量分布
Bimodal?
~30ME
Detection bias補正後
観測結果そのまま（全周期） Detection bias補正後（全周期）
Mayor et al. 2011
15-30MEで急激に 数が増える
~1MJ
周期分布
Cumulative rate
Completeness を考慮
長周期ほど多い
n 質量30ME以下
長周期が少ない 周期約40日に 集まっている
Detection bias補正後
n 質量50ME以上（巨大惑星）
Mayor et al. 2011
離心率
Gas-giants e~0-0.9
Super-Earths Neptunes e~0-0.45
Mayor et al. 2011
中心星金属量
Gas-giants
Msini<30ME
All sample Metal-rich星 に多い
ほぼ全て [Fe/H]<0.2
Mayor et al. 2011
地球型惑星
n α Cen B
Dumusque et al. 2012
ü 中心星 K1V, 0.9M¤
ü 惑星 P=3.2d, Msini=1.13ME K=0.51m/s
p Rotational activity (P~38d)
惑星系の中心星依存性
太陽型星（FGK型矮星）と M型矮星、GK型巨星が中心
視線速度法によって 惑星が発見された恒星
巨大惑星頻度 vs. 中心星質量
3.0 4.0
Johnson et al. 2010 �
Dwarfs, subgiants 3/30
6/30 20/178
12/178
4/37
2/37
Candidates
Planets GK giants
OAO sample (<3AU, >~1MJUP)
Preliminary
中心星質量 vs. 軌道長半径
R=10R¤ Small sample Poor detection limit
● Planets ● Candidates from OAO survey
惑星欠乏
中質量星周りの短周期惑星欠乏
Mp=1MJ
Mp=20MJ
Engulfed by host star
Survive
Kunitomo et al. 2011�1.5 � 2.0 � 2.5 � 3.0 M¤ �
0.3 �
1.0 �
2.0 �
（大質量星ほど円盤が早く散逸すると仮定）
n 内側領域の惑星の分布は、円盤散逸と惑星 形成・移動の時間尺度の兼ね合いによる n コア集積では＞10AUに巨大惑星できにくい
惑星移動前に円盤 散逸è移動阻害
★見つかっている惑星
1 10 AU 0.1
0.5
1
1.5
2
2.5
3
巨大惑星できない
Currie 2009
p 先天説（もともと惑星がない） 円盤散逸前に惑星形成、移動？
中心星質量（M
¤）
p 後天説（惑星があったが飲み込まれた）
n 2M¤以下ではRGB段階で2AUまで中心星に 飲み込まれる n 2.5-3M¤では飲み込みの影響が小さい
中心星の進化・膨張に伴う潮汐力で惑星が落下
軌道長半径 (
AU)�
惑星質量 vs. 中心星質量
● Planets ● Candidates from OAO survey
Small sample Poor detection limit
惑星質量、周期分布
Bowler et al. 2010
1.5-1.9M¤
高質量星では、重い惑星が 多く、かつ遠くを公転している 傾向がある
M型矮星の惑星探索 with HARPS
Bonfils et al. 2011
100 M dwarfs 0.1-0.6M¤
Survey completeness
90%
1%
ü 周期100日以内, Msini=1-10ME
n 惑星の頻度
30-50% （但しエラーバーが 10-50%）
ü Msini>10MEは数％以下
惑星サイズ vs. スペクトル型
Howard et al. 2011
周期
50日以内の惑星の存在確率
ケプラー衛星に よる結果
若い恒星
Reiners+ 2009
黒点
n 表面に黒点が多数あるような若い活動的な 恒星では視線速度法による惑星検出が困難 ü 吸収線輪郭の変化による見かけの視線速度変化
n 年齢100万年~1億年の恒星： 巨大惑星の形成と進化がまさに進んでいる
n 視線速度法で見つかった惑星は 年齢1億年以上 ü 散開星団（ヒアデス、プレセぺ等）を含む
HR8799 (20-50Myr)
若い惑星
年齢~8-10 Myr
n TW Hya (0.7M¤)
Mplanet=9.8±3.3 MJUP
Setiawan et al. 2008
0.7M¤
TW Hyaの星周 円盤（by HST）
Roberge et al. 2005
可視での視線速度変動
ほぼ face-on
i=7±1°
…ではなかった
可視
近赤外
近赤外RV観測は、可視RV観測で発見が報告されている 惑星候補を確認する手段としても有効
Huelamo et al. 2008
赤外では可視に 比べて黒点と光球の コントラストが小さい
視線速度への 影響が小さい
惑星探索＋星震学
• 惑星系の性質は中心星の性質に依存 • 質量、金属量、進化段階、年齢、、、
• より詳細に中心星のパラメータを決定したい • 特に、巨星の質量・進化段階の決定はHR図上で進化トラックが混んでいるため難しい
• 星震学 • 恒星の脈動から内部構造を調べる手法 • これまでは、惑星をもつ恒星に対し地上視線速度観測が行われてきた • しかし、地上では連続観測の困難さからモード同定が難しい
• Kepler衛星による星震学 • 2009年打ち上げ、~2×10-5の超高精度測光観測 • 系外惑星（トランジット）だけでなく、星震学でも大きな成果 • Kepler衛星による星震学でパラメータがよく決まっている恒星を対象に惑星探索
Kepler による巨星の星震学
ΔP
(s)
Δν (µHz) 20 5 10 3
!" ! GM
R3
!P " Nrdr#$%&'()
*1
!"!P
N:浮力（Brunt-Vaisala） 周波数
中心集中度が大きい （Nが大きい）ほどΔPは小さい
ヘリウム核燃焼（Red clump）
水素殻燃焼（RGB） 巨星の進化段階を区別 クランプ巨星の質量を決定
Bedding et al. 2011
まとめ
• 第二の地球探し • 太陽型星周りの惑星頻度、軌道分布などが分かってきた • 地球質量に迫る惑星が見つかり始めている
• 惑星系の中心星依存性 • 巨大惑星頻度は中心星質量、金属量に依存 • 年齢による違いを調べるのは視線速度法では難しい（若い恒星の惑星探索に不向き）
• 惑星探索＋星震学 • Kepler星震学により質量、進化段階がきちんと決まっている巨星での惑星探索が面白い
