2.13 FU Tau
FU Tau
• X線ではChandra衛星のACIS で観測が行われており、スペクトル解析の結果、X 線はsoft
bandが支配的でTタウリ星のTW Hyaと非常にX線の様子が似ていることから、X線源がコ ロナでなく惑星系円盤の降着であると考えられている。(Stelzer et al., 2010)
FU Tau b
• カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡、United Kingdom Infrared Telescope Infrared Deep Sky
Survey (UKIDSS)、スピッツァー望遠鏡等による直接撮像で発見された。惑星というよりも褐
色矮星であるとみられている。(Luhman et al., 2009)
図2.17 Fu Tau aのスペクトル解析。
[青い線がTW Hyaの２温度でフィッティングされたモデルである。(Stelzer et al., 2010)]
2.13 FU Tau 43
図2.18 Fu Tau bの直接撮像。
[カナダ・フランス・ハワイ望遠鏡は可視光による観測、United Kingdom Infrared Telescope Infrared Deep Sky Survey (UKIDSS)、スピッツァー望遠鏡は赤外光による観測である。(Luhman et al.,
2009)]
に大きいことがわかった。Chandra衛星によるX線観測を合わせたところ、星の磁気活動では この紫外線の減光は説明できず、巨大な水素雲で惑星が覆われている可能性が考えられている。
(Ehrenreich et al., 2015)
2.14 GJ 436 45
図2.19 GJ 436の視線速度の観測。
[(Butler et al., 2004)]
図2.20 GJ 436のトランジットによる減光。
[三角のプロットは1回目の観測、円のプロットは2回目の観測、星型のプロットは3回目の観測、四 角のプロットは4回目の観測を表している。点線は可視光のトランジットの期間で、トランジットが
始まった時、トランジット中、トランジットが終わる時を表している。(Ehrenreich et al., 2015)]
2.15 GJ 581 47
2.15 GJ 581
GJ 581
• SWIFT衛星の XRTでのX線観測、UVOTを用いたUVの観測が同時に行われた。その結
果、X線光度/UV光度は同じMUSCLES Treasury Surveyで調べられたM型星よりも低い値 であった。また、X線のフラックスから導かれた年齢（4.5 Gyrよりも老齢）は、コロナと年齢 との関係と以前の観測結果から導かれた値と一致した。(Vitale & France, 2013)
GJ 581 b,c,e
• HARPSを用いたドップラー法により惑星bが発見された。質量が木星の0.052倍と、2005年
当時では最軽量の惑星であった。(Bonfils et al., 2005)
• Udry et al. (2007)によるHARPSを用いたドップラー法で惑星c、dが発見された。現在では 惑星dは今回使用した惑星のカタログからは削除されている。惑星cはハビタブルゾーンの範 囲内で、なおかつ主星に近い側に位置している。
• Mayor et al. (2009)によって、HARPSを用いたドップラー法で惑星eが発見された。
図2.21 GJ 581の視線速度の観測。
[惑星bが発見された。(Bonfils et al., 2005)]
2.15 GJ 581 49
図2.22 GJ 581の視線速度の観測。
[惑星cが発見された。(Bonfils et al., 2005)]
図2.23 GJ 581の視線速度の観測。
[惑星eが発見された。(Bonfils et al., 2005)]
2.16 GJ 667 C 51
2.16 GJ 667 C
GJ 667 C
GJ 667 C b,c,d,e,f,g
• この星を周回する惑星の存在については様々な議論があるが、Feroz & Hobson (2014)により
HARPSの視線速度の観測データに相関ノイズを調べるベイジアン解析が行われ、惑星b、cに
ついては存在を支持する結果が得られている。
• 惑星d, e, f, gについては、Anglada-Escudé et al. (2013)によってHARPSで得られたドップ ラー信号が6つの惑星のケプラー運動によるものとした時によく説明できることから存在が示 唆されている。
(Youngblood et al., 2017)
GJ 876 b,c,d,e
• リック天文台とケック天文台を用いた視線速度の観測によりドップラー信号が確認され、惑星 bの発見に至った。(Marcy et al., 1998)
• 惑星bと同様の天文台で、6年間のデータを用いて惑星bの再発見、惑星cの発見がなされた。
(Marcy et al., 2001)
• ケック天文台の8年間の視線速度の観測から、惑星dが発見された。(Rivera et al., 2005)
• 2005年からの5年間で精度とエラーが改善されたため、新たに惑星eが発見された。この4つ の惑星がある場合、少なくとも10億年は軌道は安定状態にあることも示されている。(Rivera et al., 2010)
2.17 GJ 876 53
図2.24 GJ 876の視線速度の観測。
図2.25 GJ 876の視線速度の観測。
[2つの惑星によるケプラー運動のモデルでフィッティングしている。円のプロットがケック、四角の プロットがリックのデータ。]
2.17 GJ 876 55
図2.26 GJ 876の視線速度の観測。
[上が惑星d、中央が惑星c、下が惑星bのデータ。それぞれの解析で他の2つの惑星の影響は差し引 かれている。]
• MEarthの8個の望遠鏡を使い、惑星のトランジットによる減光が観測され、発見に至った。
MEarthとしては最初に発見された惑星である。HARPS を用いたドップラー法による追観測
も行われている。連星系による食の可能性はMEarthでは考慮されていないが、主星の固有運 動を調べ、他に同じ動きをしている星がないことを確認して、連星系による食の可能性を除外 している。(Charbonneau et al., 2009)
•
2.18 GJ 1214 57
図2.27 GJ 1214bのトランジットによる減光。
図2.28 GJ 1214の視線速度の観測。