Uncovering the Migration History of Giant Exoplanets

東京大学大学院 宇宙理論研究室 /MIT平野 照幸

国立天文台 太陽系外惑星探査プロジェクト室

成田 憲保

目次• 惑星の軌道進化について• トランジット惑星系のロシター効果• ロシター効果観測のこれまでの結果• 本インテンシブプログラムの目的と必要性• チーム体制と観測戦略• 他のグループとの比較と今やることの重要性

太陽系外惑星の軌道長半径・質量分布

木星

主星から惑星までの距離 ( 天文単位 )

惑星

の質

量(木

星質

量)

木星のような巨大惑星がかなり内側の軌道にある

スノーライン

太陽系外惑星の軌道離心率分布

木星

エキセントリックプラネット

主星から惑星までの距離 ( 天文単位 )

惑星

の軌

道の

離心

率

水星軌道よりも細長いような、楕円軌道の惑星が多い

太陽系外惑星の軌道の理論的説明• 太陽系外惑星では、太陽系とは全く異なった軌道の惑星が

多い → この多様な惑星系はどのようにしてできたのか？• 太陽系外でも最初はスノーラインより外側で巨大ガス惑星

ができると予想される 惑星が最初に形成された場所から現在の軌道へ移動する

「惑星軌道進化」の理論が提案されてきた– 惑星落下モデル (e.g., Ida & Lin 2004)

– 惑星散乱モデル (e.g., Nagasawa et al. 2008)

– 古在移動モデル (e.g., Fabrycky & Tremaine 2007)

惑星落下モデル• 原始惑星系円盤の中で公転しているうちに、円盤との相互作用で

惑星が少しずつ主星に向かって落下していくという移動モデル• 太陽系のように、ほぼ円軌道の惑星ができる• 惑星の軌道は円盤平面の中から大きく傾かない

主星の自転軸と惑星の公転軸がだいたいそろう• 太陽系外惑星の主星からの距離の分布をだいたい説明できる• このモデルだけでは離心率の分布については説明できない

惑星散乱モデル• ガス円盤が晴れ上がった後、３つ以上の巨大惑星がある場合に、惑

星同士が重力でお互いを弾きとばして ( 散乱して ) 移動するモデル２つの巨大惑星でも起こる場合があるシミュレーションでは、内側と外側に１つずつ惑星が残り、１

つが惑星系から放り出される場合が多い• 離心率を持った惑星、大きく傾いたり、逆行する惑星を予言する

大きな離心率を持った惑星は、潮汐力でさらに軌道進化する

放り出された惑星

古在移動モデル• 連星系の一方に惑星がある場合、もう一方の恒星 ( 伴星 ) の影

響で惑星の軌道が変化する伴星の公転軸と惑星の公転軸 ( 相互軌道傾斜角 ) が～ 40 度

以上傾いている場合に起きる ( 古在機構： Kozai 1962)

古在機構によって惑星の離心率・軌道傾斜角が振動する離心率が大きくなった際に潮汐力で軌道進化する

• 離心率を持った惑星、大きく傾いたり、逆行する惑星を予言

伴星

( 惑星にとっての ) 主星

惑星移動理論の予言• 惑星落下モデル

– 小さな軌道離心率、小さな公転軌道傾斜角を予言する– このモデルだけでは観測されている軌道離心率の分布を説明できない

• 惑星散乱モデル、古在移動モデル (few-body interaction models)

– さまざまな軌道離心率、公転軌道傾斜角を予言する– 主星の自転に対して大きく傾いたり、逆行する軌道を持つ可能性がある

どうやってこれらの惑星移動理論を観測的に検証するか？

トランジット惑星系のロシター効果

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

惑星主星

惑星

この現象を利用して、トランジット惑星がどのような経路を通って

主星の前を通過したかがわかる

惑星の公転方向とロシター効果の関係

星ナビ 2005 年 2 月号解説記事より作成

恒星の見かけの速度

恒星の見かけの速度

遠ざかる

近づく

遠ざかる

近づく

順行逆行

極行

順行

逆行

極行

Ohta et al. (2005, 2009), Hirano et al. (2010a) などが解析方法を定式化

ロシター効果の観測でわかること

惑星の公転面

惑星

恒星

惑星の公転軸

主星の自転軸

天球面上に射影した太陽系外惑星の公転軌道傾斜角を測定できる

すばる望遠鏡でのロシター効果の観測

ヨードセル

HDS

すばる望遠鏡

これまでにいただいた観測時間と成果S06A-029: Narita+ (2007)

S07A-007: Narita+ (2010a)

S07B-091: Johnson+. (2008), Albrecht+ in prep., Narita+ in prep.

S08A-021: Narita+ (2009b), Hirano+ in prep.

S08B-086: Bad weather

S08B-087: Narita+ (2009a)

S09B-089: Narita+ (2010c)

S10A-139: Hirano+ in prep.

S10A-143: Hirano+ (2010b), Narita+ in prep.

これまでに 7 本の論文を発表

3 本 (+α) の論文を準備中

HD17156b: Narita et al. (2009a) HAT-P-7b: Narita et al. (2009b)TrES-1b: Narita et al. (2007)

TrES-4b: Narita et al. (2010a)XO-4b: Narita et al. (2010c)

HAT-P-11b: Hirano et al. (2010b)

すばる望遠鏡の観測結果例順行 順行

逆行

順行 傾いている

極行

初めての逆行惑星の発見： HAT-P-7b

S08A-021Narita et al. (2009b)

UH 時間： Winn et al. (2009)

どちらもすばるを用いて逆行する惑星を発見

初めての Super-Neptune での測定： HAT-P-11b

S10A-143Hirano et al. (2010b)

ヨーロッパグループによる逆行惑星

WASP-17bTriaud et al. (2010)

WASP-15b

Queloz et al. (2010)WASP-8b

Cameron et al. (2010)

WASP-33b

これまでのロシター効果の観測結果Stellar Spin

Planetary 　Orbit

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

多くの惑星系で惑星散乱 / 古在移動が実際に起きている

今後の研究の方向性 ＝ 本観測提案の目的惑星落下、惑星散乱、古在移動は、統計的にどれが主要

な物理過程で、それぞれどのような割合で起こっているのか？

惑星の公転軌道傾斜角と、主星・惑星のパラメータの間には一体どのような相関があるのか？

さまざまな仮説が提唱され出しているが、それらは本当か？

これらを明らかにすることで

「惑星はどのようにして移動したのか？」

という問いの答えを明らかにすることができる

統計的に必要な観測数

Morton & Johnson (2010)

• 惑星散乱と古在移動では、結果として出てくる軌道傾斜角の分布に違いがある• 現在までの分布では 85% の有意性で惑星散乱モデルの方が古在移動モデルよりよく合っている（ようやく傾向が見え始めたところ）• 95% の有意性で主要な移動過程を判別するために必要な追加観測数は・・

惑星散乱が主要なメカニズムだった場合 → 20-30 個以上

古在移動が主要なメカニズムだった場合 → 50-70 個以上

なぜ今インテンシブか？• ロシター効果は、系外惑星の分野で観測・理論の両面で重要性が

認知されてきて、最近では研究が非常に活発になってきている• 今後数年間の観測結果の数が、将来統計的議論において日本がプ

レゼンスを示すために必要（緊急性が非常に高い）– 他のグループを大きく上回る数の観測数が最も重要

• アメリカとヨーロッパのグループは、２００９年頃からトランジットサーベイチームと協力を始めて、新惑星の発表前か直後にロシター効果を測定することが多くなった発表されてから公募観測に出すのでは全く間に合わなくなった安定した観測夜とトランジットサーベイチームとの協力が不可欠

新たなコラボレーションHATNet Project

• PI: Gaspar Bakos

• 地上トランジットサーベイの２大プロジェクトのひとつ• アリゾナ・ハワイ・イスラエルを拠点にした北天サーベイ• オーストラリア・ナミビア・チリを拠点にした南天サーベイ• 惑星検出数：２６個（２０１０年に１３個発表）• 惑星候補数：数十個以上

LCOGT project• PI: Avi Shporer

• ハワイ・ハレアカラにあるFTN2m 望遠鏡で、ロシター効果の同時測光観測を行う時間を確保済み

• 新惑星でもトランジット時刻の不定性をなくすことができる

チーム体制

HATNet Project• Gaspar Bakos, Joel Hartman• 観測ターゲットの提供• 新惑星探索の観測・解析

LCOGT project• Avi Shporer• 同時測光観測の実施• 測光解析

すばる• 平野照幸、成田憲保： 観測計画の立案・観測・解析• 佐藤文衛： 解析• 末永拓也、高橋安大： 観測・解析• Josh Winn ： ターゲット選定、アドバイス• 青木和光、田村元秀： アドバイス

観測戦略• HATNet Project による未発表のトランジット惑星を中心にロシター効

果の測定を行う• 主星・惑星のパラメータとの相関を調べるために、なるべく無バイア

スなターゲット選定を行う• LCOGT/FTN 2m 望遠鏡による同時測光観測を行う

新惑星の場合にトランジット時刻の不定性をなくすことは非常に重要• ロシター効果以外のすきま時間を新惑星の確認・発見に使う

すばるで惑星を確認・発見し、ロシター効果まで測定する 論文の生産性（→ 系外惑星分野でのすばるのプレゼンス）が大幅に増

す

観測・解析・出版体制• ターゲット選定はアメリカ人の共同研究者らと相談した上で行い、

ロシター効果の観測・解析・出版は日本人が主導で行う アメリカグループとターゲットが重複しないようにする

• 現在の我々のスキルでは、観測後の解析に要する時間は 一次処理： 1日、恒星テンプレート計算： 1日、視線速度解析： 3日、 ロシター効果の経験式作成： 1日、フィッティングプログラム作成：

1日 新解析公式の開発 (Hirano+ in prep.) によりもう少し短縮できる 結果が出たら論文投稿までは順調なら 1-2月程度

• すきま時間の新惑星の観測では、解析・出版は HATNet Project との合意に基づいて行う

世界の他のグループとの比較グループ ヨーロッパ 日本 アメリカ

望遠鏡 ESO 3.6m/HARPSOHP 1.8m/SOPHIE すばる 8.2m/HDS Keck 10m/HIRES

トランジットサーベイとの協

力WASP HAT HAT

同時測光観測 OHP の場合行っている LCOGT/FTN 2.0m LCOGT/FTN 2.0m

主な観測・解析メンバー Triaud ・ Queloz 成田・平野 Winn ・ Johnson

夜数WASP での

惑星発見時に行う

本観測提案 0.5-1.5 / semester

今やることの重要性• アメリカは Kepler 、ヨーロッパは CoRoT が膨大な数の（暗い主星の

まわりの）惑星候補を発見しており、 Keck や HARPS などの観測時間が大幅にそのフォローアップに取られている– 今後の数年間はロシター効果に使える時間がこの数年より減る

• 今がインテンシブの最大の好機（サイエンスメリットが最も高い） 「細々とやっている」「アメリカの手伝いをしてる」ではだめ 「日本が非常に力を入れている」というプレゼンスを見せることが重

要• 日本の惑星軌道進化の理論研究は世界をリードしている

すばるでの観測研究が世界をリードする立場になるチャンス

夜数とスケジュールについて• 20夜を強く希望します

– minimum の 12夜はアメリカと同程度の観測数– サンプル数は夜数に比例するが、サイエンスメリットは非線形に大きく増加する

– 新惑星の確認数も夜数が多い方がずっと多くなる• S11B の割り当てを 2012年に回すことは構いません

– 通常の公募観測に大きな影響を出すことは望ましくない– より多くの未発表ターゲットが期待される 2012年の方がサイエンスメリットは大きい

S10A-107 でのレフェリー /TACコメント

補足スライド

S11A期の観測ターゲット• kepler-5

– 比較的高温の F型星 (Teff=6300K) だが，射影自転速度が遅い (v sin is=4.8 km/s ）。このため星の自転軸が我々に対して傾いている可能性があり，ロシター効果の観測でも nonzero の λ を観測する可能性が高い

• HAT-P-16, HAT-P-20, WASP-24– 周期３日程度の典型的なホットジュピターを持つ系であるが，表面温度 6000 ～ 6200K 程度と推定されており，表面温度と λ の関係に対する仮説を検証する上で重要であると考えられる

• HAT-P-26– ホット・ネプチューンを持つ惑星系。我々のグループはすばる HDSを用いて海王星サイズの惑星に対するロシター効果が検出可能であることをすでに示している (Hirano et al. 2010b)

ターゲット選定の背景惑星の公転軌道傾斜角と、主星・惑星のパラメータの間に

はどのような相関があるのか？ 主星の温度（質量）と相関がある ? (Winn+ 2010)

惑星落下、惑星散乱、古在移動は、それぞれどのような割合で起こっているのか？ 公転軌道傾斜角の分布と惑星散乱 / 古在移動の予言を比較 Triaud+ 2010: 古在移動がよく合う Morton & Johnson 2010: 惑星落下＋惑星散乱の方がよく合

う

111 days

8.1 days

21 d

Hot Stars with Hot Jupiters Have High Obliquities

Winn et al. (2010)

主星の温度と惑星の傾きの相関

恒星の対流層

Winn et al. (2010)

主星の温度と惑星の傾きの相関

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

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

温度が低い星で傾いた惑星は周期が長く潮汐効果が弱い 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？

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

惑星移動モデルの統計的判別

Morton & Johnson (2010)

温度が高い星だけで λ の分布を予言と比較した例

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

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？

惑星移動モデルの個別の判別法

Left: Subaru HiCIAO image, 12’’ x 12’’, Upper Right: HiCIAO LOCI image, 6’’ x 6’’Lower Right: AstraLux image, 12’’ x 12’’

N

ENarita et al. (2010b)

惑星移動モデルの個別の判別法

Kozai migration allowed

boundary

Kozai migration forbidden

Narita et al. (2010b)

直接撮像によって、伴星の有無をひとつひとつ確認し、その伴星の距離、外側の惑星の軌道などを調べることで、惑星移動モデルを個別に判別していくことができる

ロシター効果に対する解析公式• ロシター効果の解析には，観測される視線速度変動と恒星面上での惑星の位置を結びつける関係式が必要• これまで，シミュレーションに基づき経験的にその関係を求めていた• しかしシミュレーションでは星のタイプとその自転速度を固定する必要があり，系統誤差となる可能性がある• 我々のグループは，新たな解析手法を考案（解析公式を作成した）

• これにより解析にかかる大幅に時間が短縮されるだけでなく，解析の際の系統誤差を小さくすることが可能となる

視線速度変動 →

Δλ は位置の関数

新解析公式とシミュレーションの比較