Chandra 衛星を用いた研究 太陽系外惑星系からのＸ線放射に関する

令和元年度 修士論文

太陽系外惑星系からのＸ線放射に関する

Chandra

^{衛星を用いた研究}

首都大学東京大学院理学研究科 物理学専攻 宇宙物理実験研究室

博士前期課程

2

^年 学修番号

18844406

梅谷 翼

2020

^年

2

^月

14

^日

Ｘ線光度は

10 ₋ 10 erg s (0.5–7 keV)

^と約

5

桁の範囲に分布することがわかった。晩期型星の フレアでは、磁気リコネクションで加熱されるプラズマの温度は一定値に近いのに対し、プラズマの

emission measure

、特に体積は天体ごとに大きく異なると考えられる。本結果は、

habitable zone

に 惑星が存在する場合でも、恒星のフレア活動が生命の誕生・維持に影響を与える可能性を提起するも のである。

iii

目次

第

1

章 序論

1

1.1

系外惑星とは

. . . . 1

1.2

トランジット法について

. . . . 2

1.3

^{星からのＸ線放射}

. . . . 2

1.4

Ｘ線による系外惑星発見の例

. . . . 3

1.5 Chandra

衛星

. . . . 4

第

2

章 観測状況のまとめ

8 2.1 16 Cyg ABC . . . 13

2.2 2M1207 . . . 15

2.3 51 Eri . . . 17

2.4 51 Peg . . . 19

2.5 55 cnc . . . 21

2.6 AB Pic . . . 27

2.7 AD LEO . . . 29

2.8 Alpha Tauri . . . 31

2.9 beta pic . . . 33

2.10 DH Tau . . . 35

2.11 Epsilon Eri . . . 37

2.12 Fomalhaut . . . 39

2.13 FU Tau . . . 41

2.14 GJ 436 . . . 44

2.15 GJ 581 . . . 47

2.16 GJ 667 C . . . 51

2.17 GJ 876 . . . 52

2.18 GJ 1214 . . . 56

2.19 HAT-P-2 . . . 59

2.20 HAT-P-11 . . . 61

2.21 HAT-P-20 . . . 63

2.32 tau cet . . . 82

2.33 TWA-5 . . . 83

2.34 V830 Tau . . . 84

2.35 V1298 Tau . . . 86

2.36 WASP-8 . . . 88

2.37 WASP-10 . . . 91

2.38 WASP-18 . . . 93

2.39 WASP-19 . . . 95

2.40 WASP-38 . . . 97

2.41 WASP-52 . . . 99

2.42 WASP-59 . . . 101

2.43 WASP-77 . . . 103

2.44 WD 1145+017 . . . 105

2.45 Wolf 1061 . . . 107

第

3

章 データ解析

113 3.1

^{使用したソフトウェア}

. . . 113

3.2

^{解析対象について}

. . . 113

3.3 DS9

^{を用いた画像の評価}

. . . 114

3.4

ライトカーブ

. . . 114

3.5

ハードネス比

. . . 115

3.6

^{エネルギースペクトル}

. . . 115

第

4

^{章 結果}

116 4.1 DS9

によるＸ線イメージ

. . . 116

4.2

比較的明るい天体のライトカーブ

. . . 123

4.3

ライトカーブ

. . . 130

4.4

^{エネルギースペクトル}

. . . 154

v

4.5

早期型星の結果について

. . . 160

4.6

晩期型星の結果について

. . . 161

第

5

章 議論

164 5.1

Ｘ線トランジットについて

. . . 164

5.2

Ｘ線の強度変化とハードネス比

. . . 164

5.3

^{エネルギースペクトル}

. . . 165

5.4

惑星系への影響

. . . 165

第

6

章 結論

166

et al., 2013) . . . . 3

1.3

いろいろなＸ線天文衛星に搭載されたＸ線望遠鏡の性能の比較

. . . . 4

1.4 ACIS

の配置図

. . . . 5

1.5 HRC

の構造

. . . . 6

1.6 HRC

マイクロチャネルプレートの構造

. . . . 6

2.1 16 cyg Bb

^{の視線速度の観測。}

. . . 14

2.2 2M1207

の複数の画像を合成したもの。

. . . 16

2.3 51 Eri

と

51 Eri b

の直接撮像

. . . 18

2.4 51 Peg

^{の視線速度の観測}

. . . 20

2.5 55 Cnc

^{の視線速度の観測}

. . . 22

2.6

ベストフィットのケプラー軌道を差し引いた後の

55 Cnc

^{の速度の残差}

. . . 23

2.7

他の

2

つの惑星の影響を引いた

55 Cnc

の視線速度の観測

. . . 24

2.8

他の

3

つの惑星の影響を引いた

55 Cnc

の視線速度の観測

. . . 25

2.9

他の

4

つの惑星の影響を引いた

55 Cnc

の視線速度の観測

. . . 26

2.10 AB Pic

^{の直接撮像}

. . . 28

2.11 AD Leo

^{の視線速度の観測}

. . . 30

2.12 Alpha Tauri

^{の視線速度の観測}

. . . 32

2.13 Beta Pic

の直接撮像。

. . . 34

2.14 DH Tau

の直接撮像。

. . . 36

2.15 Epsilon Eri

^{の視線速度の観測。}

. . . 38

2.16 Fomalhaut b

^{の直接撮像。}

. . . 40

2.17 Fu Tau a

^{のスペクトル解析。}

. . . 42

2.18 Fu Tau b

の直接撮像。

. . . 43

2.19 GJ 436

の視線速度の観測。

. . . 45

2.20 GJ 436

のトランジットによる減光。

. . . 46

2.21 GJ 581

^{の視線速度の観測。}

. . . 48

vii

2.22 GJ 581

^{の視線速度の観測。}

. . . 49

2.23 GJ 581

の視線速度の観測。

. . . 50

2.24 GJ 876

の視線速度の観測。

. . . 53

2.25 GJ 876

の視線速度の観測。

. . . 54

2.26 GJ 876

^{の視線速度の観測。}

. . . 55

2.27 GJ 1214b

のトランジットによる減光。

. . . 57

2.28 GJ 1214

^{の視線速度の観測。}

. . . 58

2.29 HAT-P-2b

のトランジットによる減光。

. . . 60

2.30 HAT-P-11b

のトランジットによる減光。

. . . 62

2.31 HAT-P-20b

のトランジットによる減光。

. . . 64

2.32 HR 7329

^{の直接撮像。}

. . . 67

2.33 HR 8799

^{の直接撮像。}

. . . 69

2.34 HR 8799

の直接撮像。

. . . 70

2.35 Kapteyn’s

の視線速度の観測。

. . . 72

2.36 Kepler-444

のトランジットによる減光。

. . . 74

2.37 Lkca 15

^{の直接撮像。}

. . . 76

2.38 Tau Boo

^{の視線速度の観測。}

. . . 81

2.39 V830 Tau

^{の視線速度の観測。}

. . . 85

2.40 V1298 Tau

のトランジットによる減光。

. . . 87

2.41 WASP-8

のトランジットによる減光。

. . . 89

2.42 WASP-8

^{の視線速度の観測。}

. . . 90

2.43 WASP-10b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 92

2.44 WASP-18b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 94

2.45 WASP-19b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 96

2.46 WASP-38b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 98

2.47 WASP-52b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 100

2.48 WASP-59b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 102

2.49 WASP-77b

の可視光によるトランジットデータ。

. . . 104

2.50 WD 1145+017 b

のトランジットによる減光

. . . 106

2.51 Wolf 1061

の視線速度の観測

. . . 108

4.1 Chandra

で観測された系外惑星系のＸ線イメージ

(1)

^。

. . . 117

4.2 Chandra

で観測された系外惑星系のＸ線イメージ

(2)

^。

. . . 118

4.3 Chandra

で観測された系外惑星系のＸ線イメージ

(3)

。

. . . 119

4.4 Chandra

で観測された系外惑星系のＸ線イメージ

(4)

。

. . . 120

4.5 Chandra

で観測された系外惑星系のＸ線イメージ

(5)

。

. . . 121

4.6 Chandra

で観測された系外惑星系のＸ線イメージ

(6)

^。

. . . 122

4.12 Proxima Centauri

^の

5, 6

^回目と

TWA-5

^の観測の

0.5–1.5 keV, 1.5–7 keV

^のライト

カーブとハードネス比の変化。

. . . 128

4.13 Wolf 1061

の観測の

0.5–1.5 keV, 1.5–7 keV

のライトカーブとハードネス比の変化。

. 129 4.14 0.5-1.5 keV

のライトカーブ

. . . 130

4.15 0.5-1.5 keV

のライトカーブ

. . . 131

4.16 0.5-1.5 keV

^{のライトカーブ}

. . . 132

4.17 0.5-1.5 keV

^{のライトカーブ}

. . . 133

4.18 0.5-1.5 keV

^{のライトカーブ}

. . . 134

4.19 0.5-1.5 keV

のライトカーブ

. . . 135

4.20 1.5–7.0 keV

のライトカーブ

. . . 136

4.21 1.5–7.0 keV

^{のライトカーブ}

. . . 137

4.22 1.5–7.0 keV

^{のライトカーブ}

. . . 138

4.23 1.5–7.0 keV

^{のライトカーブ}

. . . 139

4.24 1.5–7.0 keV

のライトカーブ

. . . 140

4.25 1.5–7.0 keV

のライトカーブ

. . . 141

4.26

ハードネス比

(1.5–7.0/0.5–1.5 keV)

の時間変化

. . . 142

4.27

^{ハードネス比}

(1.5–7.0/0.5–1.5 keV)

^{の時間変化}

. . . 143

4.28

ハードネス比とＸ線強度の相関

. . . 144

4.29

ハードネス比とＸ線強度の相関

. . . 145

4.30 HRC

によるライトカーブ。

. . . 147

4.31 HRC

によるライトカーブ。

. . . 148

4.32

^{横軸を軌道位相とした}

0.5–1.5 keV

^{のライトカーブ}

. . . 149

4.33

^{横軸を軌道位相とした}

0.5–1.5 keV

^{のライトカーブ}

. . . 150

4.34

^{横軸を軌道位相とした}

0.5–1.5 keV

^{のライトカーブ}

. . . 151

4.35

軌道位相に対する

HRC

のライトカーブ。

. . . 152

4.36

軌道位相に対する

HRC

のライトカーブ。

. . . 153

4.37 ACIS

のエネルギースペクトルにモデルをフィットした結果。

. . . 155

4.38 ACIS

のエネルギースペクトルにモデルをフィットした結果。

. . . 156

ix

4.39 ACIS

のエネルギースペクトルにモデルをフィットした結果。

. . . 157

4.40 ACIS

のエネルギースペクトルにモデルをフィットした結果。

. . . 158

4.41

温度

kT

^{とＸ線光度}

L

X の関係

. . . 160

2.3

解析対象の惑星のパラメータ

. . . 11

2.4

解析対象の惑星のパラメータ

. . . 12

4.1

各観測での相関係数

. . . 146

4.2

スペクトルフィッティングの結果

. . . 159

1

第

1

^章

序論

1.1

^{系外惑星とは}

系外惑星とは、太陽以外の星

(

主星

)

のまわりを公転する惑星のことで、太陽系外惑星を略した言 い方である。最初に恒星を周回する系外惑星が発見されたのは

1995

年。系外惑星の配置は太陽系と ほぼ同じだと思われていたが、木星に似た巨大ガス惑星がわずか４日で主星のまわりを周回していた ことは当時の科学者に衝撃を与えた

(Mayor and Queloz, 1995)

。この惑星を発見したマイヨールとケ ローは

2019

年ノーベル物理学賞を受賞した。その後、米国の

Kepler

衛星

(2009

年打ち上げ

)

の登場 により惑星の発見数は飛躍的に伸び、地球サイズの惑星も多数発見されるようになった。

2018

年に打 ち上げられた後継機の

TESS

が活躍している現在では、

4000

個以上の多種多様な惑星が発見されて いる。

系外惑星の発見方法は

10

以上が報告されているが、ここでは

5

つの主な方法を簡単に説明する。

1.

トランジット法：次節で説明するが、惑星が主星の手前を通過する際に、典型的に

1%

ほど減 光することが周期的に繰り返すことを使って、惑星の存在を見つける。

2.

ドップラー法：惑星が周回するために主星がわずかに振り回される。その速度は数

10m s

^{−1 で} あるが、主星のスペクトルを観測することで惑星の運動を知ることができる。マイヨールたち の系外惑星発見もこの方法であった。

3.

直接撮像：距離が

500

光年ほどまでの系外惑星系は直接撮像によって惑星を確認できる場合が あり、惑星の性質をよく知ることができている。

4.

その他：惑星による反射光が強い場合は、惑星の運動によって全体的な光度変化が生じ、それ を利用することができる。また惑星による重力レンズ効果を利用する観測も行われている。

2019

^年

8

^月に

K2-18

^{を周回する惑星}

K2-18b

で水蒸気の存在が確認されたように

(Tsiaras et al.,

2019)

、惑星の性質をも調べられるようになった。系外惑星の研究は、どんな惑星が見つかるか、惑星

同士の比較による知見を得るという段階に入っている。

Time

transit

star – planet shadow

Fig. 1.— Illustration of transits and occultations. Only the combined flux of the star and planet is observed. During a transit, the flux drops because the planet blocks a fraction of the starlight. Then the flux rises as the planet’s dayside comes into view. The flux drops again when the planet is occulted by the star.

as well align theXaxis with the line of nodes; we place the descending node of the planet’s orbit along the+Xaxis, givingΩ= 180^◦.

The distance between the star and planet is given by equation (20) of the chapter by Murray and Correia:

r= a(1−e²)

1 +ecosf, (1)

whereais the semimajor axis of the relative orbit andf is the true anomaly, an implicit function of time depending on the orbital eccentricityeand periodP(see Section 3 of the chapter by Murray and Correia). This can be resolved into Cartesian coordinates using equations (53-55) of the chapter by Murray and Correia, withΩ= 180^◦:

X = −rcos(ω+f), (2) Y = −rsin(ω+f) cosi, (3) Z = rsin(ω+f) sini. (4) If eclipses occur, they do so whenrsky≡√

X²+Y²is a local minimum. Using equations (2-3),

rsky= a(1−e²) 1 +ecosf

!

1−sin²(ω+f) sin²i. (5) Minimizing this expression leads to lengthy algebra (Kip- ping 2008). However, an excellent approximation that we will use throughout this chapter is that eclipses are centered

aroundconjunctions, which are defined by the condition X = 0and may beinferior(planet in front) orsuperior (star in front). This gives

ftra= +π

2−ω, focc=−π

2−ω, (6) where here and elsewhere in this chapter, “tra” refers to transits and “occ” to occultations. This approximation is valid for all cases except extremely eccentric and close-in orbits with grazing eclipses.

Theimpact parameterbis the sky-projected distance at conjunction, in units of the stellar radius:

btra = acosi R⋆

"

1−e² 1 +esinω

#

, (7)

bocc = acosi R⋆

"

1−e² 1−esinω

#

. (8)

For the common caseR⋆ ≪ a, the planet’s path across (or behind) the stellar disk is approximately a straight line between the pointsX=±R⋆

√1−b²atY=bR⋆. 2.2 Probability of eclipses

Eclipses are seen only by privileged observers who view a planet’s orbit nearly edge-on. As the planet orbits its star, its shadow describes a cone that sweeps out a band on the celestial sphere, as illustrated in Figure 3. A distant ob- server within the shadow band will see transits. The open- ing angle of the cone,Θ, satisfies the conditionsinΘ = 2

図

1.1

トランジットによる減光の模式図。

[

惑星が主星の手前と背後を通過するときの

2

回減光がおきる。減光量や減光・増光カーブから軌道の 傾き、惑星の大きさ、恒星と惑星の大気の厚さなどを推定できる。

(Winn, 2010)]

1.2

トランジット法について

系外惑星を発見する上で、

Kepler

衛星などが大きな成果をあげたトランジット法を説明する。Ｘ線 で惑星の存在を確認する場合も、現在の観測技術としてはトランジットを探すのが最も現実的である。

この方法は主星の明るさを長時間にわたって観測し、日食のように惑星が地球と観測する主星の間を 通り主星の一部分を隠す際の減光を捉えることで、惑星の存在を間接的に証明する方法である。 惑 星が原因で起こる減光は以下の図

1.1

のように

U

字型のカーブを描く。現在最も系外惑星の発見数が 多いだけでなく、ライトカーブの形や性質を利用して、惑星の大きさや惑星大気の有無なども知るこ とができる。さらに、トランジットが

1

回しか観測されていない場合でも、別に既知の惑星がわかっ ていれば、その情報を合わせることで未知惑星の公転周期を推定することもできる。

(Uehara 2016)

1.3

^{星からのＸ線放射}

本研究では系外惑星系のＸ線観測による研究を行なった。そこでは恒星からのＸ線放射を扱うこと になるので、簡単に説明する。恒星からＸ線が放射されるメカニズムは早期型の星と晩期型の星でそ れぞれ異なり、レビューとしてはそれぞれ

Berghoefer et al. (1997)

と

Güdel (2004)

にまとめられて いる。

1.

^{早期型星：}

OB

型星などからのＸ線光度は大まかに

L

_X

/ L

_bol

≈ 10

^{−7で特徴付けられ、}

L

_X ^の範 囲は

10

²⁹

₋ 10

³³

erg s

^{−1 に分布する。温度は}

0.5 keV

以下のものが多い。光球からの強い放射

1.4

Ｘ線による系外惑星発見の例

3

圧で吹く恒星風が衝撃波を形成し、加熱されたプラズマがＸ線放射の原因であると考えられて いる。

2.

晩期型星：

K

型

M

型星などの晩期型の星は対流層が発達しており、数

100

万度のコロナがＸ 線を出すと考えられる。

L

_X

/ L

bolは

10

⁻³

₋ 10

⁻⁶の範囲であり、Ｘ線フレアにより強いＸ線が放 射される。コロナのメカニズムは太陽のＸ線観測などで詳しく研究されており、主に磁気再結 合により磁気エネルギーが加熱と加速に使われることがわかっている。

1.4

Ｘ線による系外惑星発見の例

HD 189733b

^の

Chandra

^による

2011

年のＸ線観測により、トランジットらしきＸ線の変動が観測

された

(Poppenhaeger et al., 2013)

^。図

1.2

^{に示すように、可視光}

(2.41%)

よりも３倍深い食による

6–8%

の減光の可能性があり、この惑星には大気があるという先行研究と合わせて、可視光を通過さ せるがＸ線を吸収する大気があるのではないかという議論がなされている。見かけの半径もＸ線の方 が遠紫外より大きい可能性がある。また主星

HD 189733A

のＸ線光度は

1 _. 1 _× 10

²⁸

erg s

⁻¹

(0.25–2 keV)

^、

L

_X

/ L

_bol

≈ 10

⁻⁵ であった。非常に興味深い結果を残した研究であるが、現在までに同様の方法 で発見された惑星は他にない。

図

1.2 Chandra

衛星で観測された

HD189733 A

を周回する惑星による減光

(Poppenhaeger et al., 2013)

を図

1.3

^に示す。

図

1.3

いろいろなＸ線天文衛星に搭載されたＸ線望遠鏡の性能の比較

1.5.2 ACIS (Advanced CCD Imaging Spectrometer)

ACIS

は

CCD

を用いたＸ線検出器であり、撮像とともにエネルギースペクトルを得ることができ る。回折格子

HETG

の回折像を得る細長い視野のものが

ACIS-S (1024

ピクセルのチップ

6

枚が並 ぶ

)

であるが、普通の観測にはイメージングを主体とする

ACIS-I (1024 _× 1024

^{ピクセルのチップが}

2 _× 2

^で配置

)

が用いられ、その視野が

17

^′

_× 17

^′である。打ち上げ後、低エネルギー陽子が

ACIS

^に あたり、エネルギー分解能を劣化させたが、その後は軌道上で進行方向に視野を向けない運用で劣化 を回避している。焦点面上の

ACIS

^{の配置を図}

1.4

^に示す。

1.5 Chandra

^衛星

5

図

1.4 Chandra

衛星の焦点面検出器

ACIS

の配置図。撮像用の

ACIS-I

が

4

つのチップ、回折格 子

HETG

と組み合わされる

ACIS-S

が

6

つのチップからなっている。

1.5.3 HRC (High Resolution Camera)

HRC

^とは

2

つの検出器で構成されたマイクロチャンネルプレート

(MCP)

^{であり、エネルギー分} 解能はない。

1

つはイメージングに最適化された

HRC-I

であり、もう１つは低エネルギー回折格子

(LETG)

の読み出しに使用される

HRC-S

^である。

HRC-I

^{は空間分解能が約}

0.4

^{秒角と非常に高く、}

Chandra

のＸ線望遠鏡の解像度をフルに生かすことができる。またパイルアップの影響もない。

HRC

の構造図を図

1.5

に、またマイクロチャネルプレートの断面図を図

1.6

に示す。

図

1.5 HRC-I

の焦点面での配置と

HRC-S

の断面図。

図

1.6 HRC

のＸ線検出器であるマイクロチャネル

プレートの断面図。

2

つのプレートが重ねられてお り、壁面から電子群とともに出た正イオンが入射部 まで逆流して壁面をたたき、電子なだれがいつまで も終わらない現象を阻止している。

7

参考文献

Mayor, M., and Queloz, D. 1995, nature, 378, 355

Tsiaras, A., Waldmann, I. P., Tinetti, G., et al. 2019, Nature Astronomy, 3, 1086 Winn, J. N. 2010, Exoplanets, 55

Berghoefer, T. W., Schmitt, J. H. M. M., Danner, R., et al. 1997, aap, 322, 167 Güdel, M. 2004, aapr, 12, 71

Poppenhaeger, K., Schmitt, J. H. M. M., & Wolk, S. J. 2013, apj, 773, 62

本論文でとりあげる天体すべてについて、恒星と惑星に関する情報をまとめて次ページの表に示す。

9

表

2.1

解析対象の星のパラメータ

st ar na m e di st anc e (pc ) spe ct rum t ype ma ss ( M

◉

) ra di us ( R

◉

) age ( G yr ) Te ff ( K ) 16 cyg A B C 21. 41 (± 0. 24) G 2. 5 V 1. 01 (± 0. 04) 0. 98 (± 0. 13) 8. 0 (± 1. 8) 5766. 0 (± 60. 0) 2M 1207 52. 4( ±1. 1) M8 0. 024 — 0. 008 (+ 0. 004- 0. 003) — 51 er i 29. 4 (± 0. 3) F 0I V 1. 75 (± 0. 05) — 0. 02 (± 0. 006) — 51 pe g 14. 7 G 2 IV 1. 11 (± 0. 06) 1. 266 (± 0. 046) 4. 0 (± 2. 5) 5793. 0 (± 70. 0) 55 cnc 12. 34 (± 0. 4) K 0I V -V — — 10. 2 (± 2. 5) 5196. 0 (± 24. 0) AB P ic 47. 3 (± 1. 8) K 2 V — — 0. 03 4875 AD L E O 4. 966 (± 0. 002) M 4V 0. 39- 0. 42 0. 39 0. 25- 3 3414 (± 100) A lpha t aur i 20. 43 (± 0. 32) K 5I II 1. 13 (± 0. 11) 45. 1 (± 0. 1) 6. 6 (± 2. 4) 4055. 0 (± 70. 0) be ta pi c 19. 3 (± 0. 2) A 6V 1. 73 (± 0. 05) 1. 732 (± 0. 123) 0. 04 ( -0. 004 + 0. 004 ) 8200 (± 200) DH T au

∼

140 M 0. 5V 0. 37 (± 0. 12) — 0. 001 ( ±0. 0009 ) — EP S ILO N ER I 3. 2 K 2 V 0. 83 (± 0. 05) 0. 895 (± 0. 085) 0. 66 5116 F om al ha ut 7. 704 (± 0. 028) A 3 V 1. 92 (± 0. 02) 1. 842 (± 0. 019) 0. 44 (± 0. 04) 8590. 0 (± 73. 0) FU T au 140 M 7. 25 0. 05 — 0. 001 2838 G J 1214 13 M 4. 5V 0. 15 (± 0. 011) 0. 216 (± 0. 012) 6. 0 ( ±3. 0 ) 3026. 0 (± 150. 0) G J 436 10. 2 M 2. 5 0. 452 ( ± 0. 012 ) 0. 464 ( ± 0. 011 ) 6. 0 ( ±5. 0 ) 3684. 0 (± 55. 0 ) G J 581 6. 21 (± 0. 1) M 2. 5V 0. 31 (± 0. 02) 0. 3 (± 0. 01) 8. 0 ( ±1. 0 ) 3498. 0 (± 56. 0) G J 667 C 6. 84 (± 0. 4) M 1. 5V 0. 33 — > 2. 0 3600 G J 876 4. 7 (± 0. 01) M 4V 0. 334 (± 0. 03) 0. 36 2. 5 (± 2. 4 ) 3350. 0 (± 300. 0) HAT -P -2 118. 0 (± 8. 0) F8 1. 34 (± 0. 09) 1. 54 (± 0. 12) 2. 7 (± 0. 5) 6414. 0 (± 51. 0) H A T -P -11 37. 89 (± 0. 33) K4 0. 809 ( -0. 03 + 0. 02 ) 0. 683 (± 0. 009) 6. 5 ( -4. 1 + 5. 9 ) 4780. 0 (± 50. 0) H A T -P -20 70. 0 (± 3. 0) K7 0. 756 (± 0. 028) 0. 694 (± 0. 21) 6. 7 ( ±3. 8 ) 4595. 0 (± 80. 0) H D 100546 110 B 9 V 2. 4 (± 0. 1) — 0. 0055 (± 0. 0045) 10500 H D 163296 122. 0 (

 

-3. 0

 

+ 17. 0

 

) A 1V 2. 3 — 0. 005 — H R 7329 48 A 0V 0. 020

−

0. 045 — 0. 03 ( -0. 03 + 0. 0 ) 2600 H R 8799 39. 4 (± 1. 0) A 5V 1. 56 1. 5 (± 0. 3) 0. 06 ( -0. 03 + 0. 03 ) — K apt eyn' s 3. 91 (± 0. 01) M 2V 0. 281 (± 0. 014) 0. 29 (± 0. 025) 8. 0 (± 7. 5) 3550. 0 (± 50. 0) K epl er -444 36 (± 1. 0) K 0V 0. 758 (± 0. 043) 0. 752 (± 0. 014) 11. 23 (± 0. 99) 5046. 0 (± 74. 0) L kc a 15 145. 0 (± 15. 0) K 5V 0. 97 (± 0. 03) — 0. 002 4730 L S R 1835 5. 67 M 8. 5 — — 0. 022 (± 0. 004) — PR O X IM A C E N T A U R I 1. 295 M 5. 5V 0. 12 (± 0. 015) 0. 141 (± 0. 021) 4. 85 3050. 0 (± 100. 0) P S R B 1257+ 12 710. 0 (± 40. 0) PSR — — 1. 0 (± 0. 0) —

表

2.2

解析対象の星のパラメータ star namedistance (pc)spectrum typemass (M◉)radius (R◉) Tau Boo15.6 (± 0.05)F7 V1.31.331 (± 0.027) tau ceti3.65 (± 0.002)G8.5 V0.783 (± 0.012)0.793 (± 0.004) TWA-525M1.50.4— V1298 Tau108.5 (± 0.7)K0-K1.51.1 (± 0.05)1.305 (± 0.07) V830 Tau131.0 (± 3.0)M01.0 (± 0.05)2.0 (± 0.2) wasp-887.0 (± 7.0)G61.033 ( ±0.05 ) 0.953 (± 0.058 ) wasp-1090.0 (± 20.0)K50.71 ( -0.071 +0.071 ) 0.783 ( ±0.043) wasp-18100.0 (± 10.0)F61.24 (± 0.04)1.23 (± 0.045) wasp-19250 (-60 +80)G8V0.904 (± 0.045)1.004 (± 0.018) wasp-38110.0 (± 20.0)F81.216 (± 0.041)1.365 ( ±0.041 ) wasp-52140.0 (± 20.0)K2V0.87 (± 0.03)0.79 (± 0.02) wasp-59125.0 (± 25.0)K5V0.719 (± 0.035)0.613 (± 0.044) wasp-7793 (±5)G8V1.002 (± 0.045)0.955 (± 0.015) WD 1145+017174WD0.63(±0.05)0.02 Wolf 10614.29M3V 0.25( ± 0.12)0.307 (± 0.027)

11

表

2.3

解析対象の惑星のパラメータ planet_nameradius (RJup)mass (MJup)mass sini (MJup)axis (AU)orbital period (day)mid transit time (JD)eccentricityinclination (deg)detection methoddiscovered year 16 cyg ABC b——1.68 ( ±0.07 )1.68 (± 0.03)800 (± 0.6)—0.689 (± 0.011)—Radial Velocity1996 2M1207 b—5.0 (± 2.0)—42.0 ( -2.0 +19.0 )————Imaging2004 51 eri b1.11(-0.13+0.16)2.6 (± 0.3)—11.1 ( -1.3 +4.2 )10260 ( -1800 +6300 )—0.49 (± 0.15)136 (± 11.0)Imaging2015 51 peg b1.9(±0.3)0.47 ( -0.07 +0.03 )0.46 ( -0.06 +0.01 )0.0524.23 (± 3.73e-05)—0.007 ( ±0.007 )80.0 ( -10.0 +19.0 )Radial Velocity1995 55 cnc b—0.84 ( -0.031 +0.23 )0.84 ( -0.031 +0.131 )0.113 (±1.0E-04)14.7 ( ±0.001 )—0.002 ( -0.002 +0.003 )89.7 ( ±24.5 )Radial Velocity1996 55 cnc c——0.178 ( -0.008 +0.028 )0.237 (± 2.0E-04)44.4 ( -0.018 +0.02 )—0.072 ( -0.014 +0.013 )—Radial Velocity2002 55 cnc d——3.86 ( -0.15 +0.6 )5.45 (± 0.02)4867 ( -26.0 +25.0 )—0.027 ( -0.007 +0.061 )—Radial Velocity2002 55 cnc e0.173(±0.003)0.027 (± 0.001)—0.015 (± 1.5e-05)0.737 ( -1.2e-06 +1.6e-06 )2455962.0697 (± 0.0018)0.028 ( -0.019 +0.022 )90.4 ( -4.66 +3.96 )Primary Transit2004 55 cnc f——0.148 ( -0.009 +0.021 )0.773 (± 0.001)261 (± 0.36)—0.08 ( -0.057 +0.102 )—Radial Velocity2007 AB Pic b—13.5 ( ±0.5 )—275————Imaging2005 AD LEO b——0.073 ( -0.018 +0.020 )0.025 ( -0.003 +0.002 )2.23 ( -0.000 +0.001 )—0.03 ( -0.03 +0.15 )—Radial Velocity2019 Alpha tauri b——6.47 ( ±0.53 )1.46 (± 0.27)614 (± 1.18)—0.24 (± 0.04)—Radial Velocity1998 beta pic b1.65(±0.06)12.7 (± 2.2)—9.68 (± 0.3)8191 (± 365)—0.15 (± 0.05)88.8 (± 0.1)Imaging2008 beta pic c—9.37 (± 1.0)—2.72 (± 0.02)1238 (± 10.0)—0.248 (± 0.1)97.9 (± 12.5)Radial Velocity2019 DH Tau b2.7(±0.8)11.0 ( -0.003 +0.01 )—330————Imaging2005 EPSILON ERI b—0.77 ( ±0.2 )0.77 ( ±0.2 )3.39 (± 0.36)2692 (± 26.0)—0.07 (± 0.06)89.0 (± 1.0)Radial Velocity2000 Fomalhaut b—3.0 ( -3.0 +0.0 )—115320000—0.11 ( ±0.0 )—Imaging2008 FU Tau b—15.0—800————Imaging2009 GJ 436 b0.380.07 ( ±0.0052 )—0.029 (± 0.001)2.64 (± 9.85e-05)2454221.61588 (± 0.00012)0.191 ( -0.057 +0.045 )85.8 ( ±0.25 )Primary Transit2004 GJ 581 b——0.048 ( ±0.001 )0.041 (± 0.001)5.37 (± 0.001)—0.022 ( -0.005 +0.027 )—Radial Velocity2005 GJ 581 c——0.018 ( ±0.001 )0.074 (± 0.001)12.9 ( -0.002 +0.003 )—0.087 ( -0.016 +0.15 )—Radial Velocity2007 GJ 581 e——0.005 ( ±0.001 )0.029 (± 0.001)3.15 ( -0.006 +0.001 )—0.125 ( -0.015 +0.078 )—Radial Velocity2009 GJ 667 C b——0.018 ( ±0.004 )0.051 ( -0.005 +0.004 )7.20 (± 0.002)—0.13 ( -0.11 +0.1 )—Radial Velocity2009 GJ 667 C c——0.012 ( -0.004 +0.005 )0.125 ( -0.013 +0.012 )28.1 (± 0.03)—0.02 ( -0.02 +0.15 )—Radial Velocity2011 GJ 667 C d——0.016 ( -0.005 +0.006 )0.276 ( -0.03 +0.024 )91.6 ( -0.89 +0.81 )—0.03 ( -0.03 +0.2 )—Radial Velocity2012 GJ 667 C e——0.009 ( -0.004 +0.005 )0.213 (± 0.02)62.2 ( ±0.55 )—0.02 ( -0.02 +0.004 )—Radial Velocity2013 GJ 667 C f——0.009 ( -0.004 +0.004 )0.156 ( -0.017 +0.014 )39.0 ( -0.211 +0.194 )—0.03 ( -0.03 +0.16 )—Radial Velocity2013 GJ 667 C g——0.015 ( -0.007 +0.008 )0.549 ( -0.058 +0.052 )256 ( -7.9 +13.8 )—0.08 ( -0.08 +0.41 )—Radial Velocity2013 GJ 876 b—1.94 ( -0.014 +0.036 )1.93 ( ±0.003 )0.208 (± 2e-05)61.0 (± 3.81)—0.0 (± 0.001)84.0 (± 6.0)Radial Velocity2000 GJ 876 c—0.856 ( -0.029 +0.032 )0.637 ( ±0.002 )0.130 (± 2.4e-05)30.2 (± 0.19)—0.002 (± 0.001)48.1 (± 2.06)Radial Velocity2000 GJ 876 d—0.022 ( ±0.001 )0.017 ( ±0.001 )0.021 (± 1.5e-07)1.94 (± 0.01)—0.081 (± 0.04)50.0Radial Velocity2005 GJ 876 e—0.045 ( ±0.001 )0.039 ( ±0.001 )0.334 (± 0.001)125 (± 90.0)—0.073 (± 0.048)59.5Radial Velocity2010 GJ 1214 b0.238(±1.07)0.020 ( ±0.003 )—0.014 (± 3.0E-04)1.58 (± 3e-08)2454966.52513 (± 2e-05)0.27 ( -0.27 +0.0 )88.2 (± 0.54)Primary Transit2009 HAT-P-2 b0.951(±0.053)8.74 ( ±0.26 )—0.067 (± 0.001)5.63 (± 6.1e-06)2454387.49375 (± 0.00074)0.517 (± 0.003)90.0 ( ±0.93 )Primary Transit2007 HAT-P-11 b0.389(±0.005)0.074 (± 0.005)—0.053 ( ±0.001 )4.89 (± 3e-08)2454605.89132 (± 0.00032)0.265 ( -0.001 +3.0E-04 )89.1 ( -0.09 +0.15 )Primary Transit2009 HAT-P-11 c——1.60 ( -0.085 +0.094 )4.13 ( -0.16 +0.29 )3407 ( -190 +360 )—0.601 ( -0.031 +0.032 )—Radial Velocity2018 HAT-P-20 b0.867(±0.033)7.25 ( ±0.187 )—0.036 (± 0.001)2.88 (± 4e-06)2456708.35626 (± 8.8e-05)0.015 (± 0.001)81.9 (± 0.1)Primary Transit2010 HD100546 b6.9(-2.9 +2.7)——53(±2)————Imaging2014 HD163296 b—0.300—105————Default2016 HD163296 c—0.300—160————Default2016 HR 7329 b—35.0 ( ±15.0 )——————Imaging2000 HR 8799 b1.2(±0.1)7.0 ( -2.0 +4.0 )—68.0164250——28.0Imaging2008 HR 8799 c1.3(±0.0)8.3 (± 0.6)—42.982145——28.0Imaging2008 HR 8799 d1.2(±0.0)8.3 (± 0.6)—27.041054—0.10028.0Imaging2008 HR 8799 e1.17(±0.13)9.2 (± 0.6)—16.4 ( -1.1 +2.1 )18000 (± 0.0)—0.15 (± 0.08)25.0 (± 8.0)Imaging2010 Kapteyn's b——0.022 (± 0.009)0.311 ( -0.034 +0.027 )121 ( -0.83 +0.92 )—0.07 ( -0.07 +0.27 )—Radial Velocity2014 Kapteyn's c——0.013 ( -0.006 +0.008 )0.169 ( -0.015 +0.018 )48.6 ( -0.11 +0.13 )—0.04 ( -0.04 +0.24 )—Radial Velocity2014 Kepler-444 b0.035(±0.002)——0.042 (± 0.001)3.60 (± 8.3e-06)2454966.2599 (± 0.0018)0.08 ( -0.08 +0.22 )88.0 ( -1.2 +0.6 )Primary Transit2015 Kepler-444 c0.045(±0.002)——0.049 (± 0.001)4.55 (± 7e-06)2454964.522 (± 0.0013)0.12 ( -0.12 +0.17 )88.2 (± 1.2)Primary Transit2015 Kepler-444 d0.0455(±0.002)——0.06 (± 0.001)6.19 (± 1.2e-05)2454967.7869 (± 0.0015)0.18 ( -0.18 +0.16 )88.2 ( -0.81 +0.55 )Primary Transit2015 Kepler-444 e0.047(±0.003)——0.070 (± 0.001)7.74 (± 1.7e-05)2454968.0927 (± 0.0018)0.02 ( -0.02 +0.27 )89.1 (± 0.54)Primary Transit2015 Kepler-444 f0.057(±0.003)——0.081 (± 0.002)9.74 (± 1.3e-05)2454967.8791 (± 0.0011)0.58 ( -0.37 +0.12 )88.0 (± 0.36)Primary Transit2015