この実験について
これまでに知られている数千個の系外惑星のほとんどは、直接観測されたことがありません。天文学者たちは恒星を注意深く観測し、惑星が手前を横切るたびに光がごくわずかに、何度も繰り返し暗くなることに気づいて惑星を発見しました。地球が太陽の前を通過すると、太陽の明るさは1万分の1にも満たないほどしか低下しません。恒星と惑星を選び、現実的な測定ノイズを加えて、複数回のトランジットを重ね合わせましょう。望遠鏡でどの惑星を検出できるのか、また、その減光から惑星について何がわかるのかを確かめてください。
学習目標
- 惑星が恒星の前を通過すると、恒星の明るさが周期的に低下する仕組みを説明してください
- トランジット深度を使って惑星の半径を推定してください
- トランジットの間隔を公転周期と関連づけ、ケプラーの第3法則を使って軌道の大きさを求めてください
- トランジットが観測できるように軌道が整列している惑星系が、なぜごく一部なのか説明してください
- ノイズが検出をどのように制限するか、また多数のトランジットを重ね合わせると検出しやすくなる理由を説明してください
使い方
- 1地球と太陽から始めましょう。深度を読み取ってください。ノイズを1000 ppmまで増やしてください。それでも低下を確認できますか？
- 2ノイズを1000 ppmに保ち、重ね合わせるトランジットの数を増やしてください。地球を検出するには、いくつ必要ですか？
- 3「ホットジュピター」を選んでください。低下はどれくらい深くなりますか？ホットジュピターがこれほど見つけやすいのはなぜですか？
- 4「地球サイズ・赤色矮星」を選んでください。惑星の大きさは地球とほぼ同じです。それなのに、地球と太陽の場合より低下がずっと深いのはなぜですか？
- 5衝突パラメータ b を0から1.3に向けて増やしてください。トランジットの形と長さはどのように変わりますか？いつ見えなくなりますか？
- 6深さから求めた半径を、設定した惑星の半径と比べてみましょう。なぜ完全には一致しないのでしょうか？
モデル
前提条件
- 円軌道を仮定し、ケプラーの第3法則では惑星の質量を無視します。恒星には二次の周辺減光があり、縁に近いほど暗くなります。
- 遮られる光の量は、2つの円盤の重なり面積に、惑星の下にある恒星の明るさを掛けて求めます。小さな惑星では、これは良い近似になります。
- 測定は10分ごとに行われ、シード付きの乱数生成器による独立したガウスノイズが加わります。実際のデータには、ゆっくりとした変動や恒星黒点、フレアも含まれます。
- 信号対雑音比が7以上の場合、その減光は検出されたとみなされます。これはケプラー・ミッションで使われたしきい値に近い値です。
授業で試してみましょう
- Q1惑星が太陽のような恒星の光を1 %遮ります。地球半径を単位として、その半径を推定してください（太陽の幅は地球の109倍です）。
- Q2同じトランジットが12.4日ごとに繰り返されます。この惑星について、ほかに何がわかるでしょうか？
- Q3これまでに見つかった地球サイズの惑星の大半が、小さな赤色矮星の周りを公転しているのはなぜですか？
- Q4太陽に似た恒星の周りにある地球のような惑星の軌道のうち、トランジットが観測できる向きに並んでいるのは約0.5%にすぎません。それでも、なぜ調査ではこれほど多くの恒星を観測しなければならないのでしょうか？
- Q5bが1に近いトランジットが、底の平らな形ではなくV字形に見えるのはなぜですか？
よくある質問
減光が底の部分で曲線になるのはなぜですか？
恒星は縁の近くよりも中央のほうが明るく、この現象は周辺減光と呼ばれます。惑星が円盤の中央付近にあると、より明るい光を遮るため、トランジットの中央で減光が最も深くなります。
この方法で惑星を見つけるのはどの望遠鏡ですか？
NASAのケプラーとTESSのミッションはトランジット法で数千個の惑星を発見しました。また、ESAのPLATOは太陽に似た恒星の周りにある地球に似た惑星を探します。明るいホットジュピターなら、性能のよいアマチュア望遠鏡でも検出できることがあります。
トランジットから惑星の質量がわかりますか？
いいえ。トランジットでわかるのは大きさです。質量は通常、惑星が恒星に引き起こすわずかな揺れを別途測定して求めます。この揺れは、恒星の光に見られるドップラーシフトとして観測されます。大きさと質量を組み合わせると密度がわかり、岩石惑星とガス巨大惑星を見分けられます。