著者

野津 湧太 前原 裕之 行方 宏介 野津 翔太 幾田 佳 本田 敏志 野上 大作 柴田 一成

出版者

日本地球惑星科学連合

雑誌

JpGU-AGU Joint Meeting 2017

巻号頁・発行日

2017-03-10

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Flares on G, K, M-type stars are sudden releases of the magnetic energy stored around the starspots, like solar flares. Recent high-precision photometry from space shows that "superflares", which are 10-104 times more energetic than the largest solar flares, occur on many G, K, M-type stars including Sun-like stars (slowly-rotating G-type main-sequence stars like the Sun) (e.g., Maehara et al. 2012 Nature). Such superflares emit harmful UV/X-ray radiation and high-energy particles such as protons, and may suggest that exoplanet host stars have severe effects on the physical and chemical evolution of exoplanetary atmospheres (cf. Segura et al. 2010 Astrobiology, Takahashi et al. 2016 ApJL). It is then important to know the detailed properties of such superflare events for considering the habitability of planets.In this presentation, we present statistical properties of superflares on G, K, M-type stars on the basis of our analyses of Kepler photometric data (cf. Maehara et al. 2012 Nature, Shibayama et al. 2013 ApJS, Notsu et al. 2013 ApJ, Maehara et al. 2015 EPS). We found more than 5000 superflares on 800 G, K, M-type main-sequence stars, and the occurrence frequency (dN/dE) of superflares as a function of flare energy (E) shows the power-law distribution with the power-law index of -1.8~-1.9. This power-law distribution is consistent with that of solar flares.Flare frequency increases as stellar temperature decreases. As for M-type stars, energy of the largest flares is smaller (~1035 erg) compared with G,K-type stars, but more frequent "hazardous" flares for the habitable planets since the habitable zone around M-type stars is much smaller compared with G, K-types stars.Flare frequency has a correlation with rotation period, and this suggests young rapidly-rotating stars (like "young Sun") have more severe impacts of flares on the planetary atmosphere (cf. Airapetian et al. 2016 Nature Geoscience). Maximum energy of flares and flare frequency also depends on the area of starspots, and this suggest existence of large starspots is important factor of superflares.The statistical properties of superflares discussed here can be one of the basic information for considering the impacts of flares on planet-host stars.

著者

前原 裕之 野津 湧太 野津 翔太 行方 宏介 本田 敏志 石井 貴子 野上 大作 柴田 一成

出版者

日本地球惑星科学連合

雑誌

JpGU-AGU Joint Meeting 2017

巻号頁・発行日

2017-03-10

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Recent space-based observations (e.g., Kepler mission) enable us to investigate the nature of “superflares” on solar-type stars (G-type main sequence stars). The bolometric energy of superflares ranges from 1033 erg to 1036 erg which is 10-104 times larger than that released by a typical X10 class solar flare. Most of the stars with superflares show large-amplitude photometric variations associated with the stellar rotation which suggest that the stars with superflares have large starspots. Spectroscopic studies of superflare stars revealed that the chromospheric activity correlates with the amplitude of brightness variations.We analyze the correlation between starspots and superflares on solar-type stars using the data from the Kepler mission. Our analysis shows that the fraction of the stars showing superflares decreases as the rotation period increases and as the amplitude of photometric variations, which is thought to correlate with the area of starspots, decreases. We found that the fraction of superflare stars among the stars with large starspots also decreases as the rotation period increases. This suggests that some of the slowly-rotating stars with large starspots show a much lower flare activity than the superflare stars with the same spot area and rotation period.Assuming simple relations between spot area and life time and between spot temperature and photospheric temperature, we compared the size distribution of large starspots with the area of >104 MSH (micro solar hemispheres; 1 MSH=3x1016 cm2) on slowly-rotating solar-type stars with that of sunspot groups. The size distribution of starspots shows the power-law distribution and that of larger sunspots lies on the same power-law line. The size distribution of spots from the Kepler data suggests that the average appearance frequency of the starspots with the area of >3x104 MSH on the solar-type stars with the rotation period similar to that of the Sun is once in a few hundred years.We also found that the frequency-energy distributions for flares originating from spots with different sizes are the same for solar-type stars with superflares and the Sun. These results suggest that the magnetic activity on solar-type stars with superflares and that on the Sun is caused by the same physical processes.

著者

野津 翔太 野村 英子 Walsh Catherine Eistrup Christian

出版者

日本地球惑星科学連合

雑誌

JpGU-AGU Joint Meeting 2017

巻号頁・発行日

2017-03-10

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原始惑星系円盤(以下、‘円盤’) 内では凍結温度の違いにより、分子種(e.g., H2O, CO, HCN, CO2)ごとにスノーラインの位置は異なると考えられる。その為、円盤ガス・ダスト中のC/O比は、中心星からの距離に応じて変化すると考えられる。例えばH2Oスノーラインの外側では、多くの酸素がH2Oの形でダスト表面に凍結する一方、炭素の多くはCOなどの形で円盤ガス中に留まるので、ガス中でC/O比が大きくなる。また、近年太陽系外ガス惑星大気のC/O比が見積もられ始めているが、観測されたホットジュピターの中にはC/O~1 のガス大気を持ち、円盤外側での形成・大気獲得を示唆するものも存在する (e.g, Madhusudhan et al. 2011)。この様に円盤と惑星大気のC/O比を比較する事で、惑星大気獲得・移動の過程に制限を加えられる事が検討されている (e.g., Oberg et al. 2011, Eistrup et al. 2016)。これまで我々は、円盤の化学反応ネットワーク計算と放射輸送計算の手法を用いて、円盤内のスノーライン位置とC/O 比の分布や、それらを同定するのに適した分子輝線(赤外線~サブミリ波)の調査を進めてきた (e.g., Notsu et al. 2016, ApJ, 827, 113; 2017, ApJ, 836, 118)。今回我々は、まずGuillot et al. (2010, A&A, 520, A27) の手法を用いて、中心星からの照射で決まる系外ガス惑星大気の放射平衡な物理構造を計算した。その上で、系外惑星大気の化学構造と惑星形成環境の関係を探るべく、中心星からの距離、およびC, O, Nの元素組成比などを様々に変えた場合について、系外ガス惑星大気の化学平衡計算を行っている。その結果、大気温度が減少するとCH4の組成が増加する傾向が見えた。また同様の大気物理構造の場合でも、C/O比が太陽の値に比べて高くなると、大気下部でCH4, HCN などの組成が増加する事などが見えてきた。講演では、現状の計算結果を紹介した上で、観測で得られた系外ガス惑星大気の化学構造との関連についても簡単に議論する予定である。

著者

野津 翔太 野村 英子 本田 充彦 廣田 朋也 秋山 永治 Walsh Catherine Millar T.J.

出版者

日本地球惑星科学連合

雑誌

JpGU-AGU Joint Meeting 2017

巻号頁・発行日

2017-03-10

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原始惑星系円盤(以後、"円盤")において、中心星近傍では高温のためH2Oはダスト表面から脱離し気体となるが、遠方では低温のためダスト表面に凍結する。この境界がH2Oスノーラインであり、ダストの合体成長で惑星を作る際、H2Oスノーラインの内側では地球型の岩石惑星が形成される。一方外側ではダストの総量が増加する。このため重力で周りのガスを大量に集める事が可能となり、木星型のガス惑星が形成される (Hayashi et al. 1981, 1985)。そのためH2Oスノーラインを観測的に同定する事は、微惑星・惑星形成過程や、地球上の水の起源を考える上で重要である。太陽質量程度の前主系列星(T Tauri星)周りの円盤の場合、円盤赤道面におけるH2Oスノーラインは、中心星から数auの位置に存在する。しかし、撮像観測によってこの様な円盤のH2Oスノーラインを検出する事は、空間分解能が足りない為に困難である。一方で円盤はほぼケプラー回転している為、円盤から放射される輝線はドップラーシフトを受け広がっている。この輝線のプロファイル形状の解析から、輝線放射領域の中⼼星からの距離の情報が得られる。そこで本研究(Notsu et al. 2016, 2017)では、数値計算の結果に基づき、H2O輝線プロファイルの観測から円盤内のH2O分布、特にH2Oスノーラインを同定する方法を提案する。具体的にはまず円盤の化学反応ネットワーク計算を行い、H2Oの存在量とその分布を調べた。この際、中心星にT Tauri星 (Tstar~4,000K, Mstar~0.5Msun) とHerbig Ae星 (Tstar~10,000K, Mstar~2.5Msun) を考えた2つの円盤物理構造モデルを用いた。するとH2Oスノーラインの内側の円盤赤道面付近だけでなく、円盤外側の上層部高温領域や光解離領域でもH2Oガスの存在量が多い事が分かった。またその計算結果を元に、円盤から放出されるH2O輝線のプロファイルを多数の輝線について計算した。その結果、アインシュタインA係数(放射係数)が小さく(~10−6−10−3 s−1)、エネルギーが比較的高い(~1000K) 輝線のプロファイルを高分散分光観測で調べる事で、H2Oスノーラインを同定できる可能性がある事が分かった。そして、この様な特徴を持つH2O輝線が、中間赤外線からサブミリ波までの幅広い波長帯に多数存在し、その強度は波長が短い程大きい事が分かった。更に、Herbig Ae円盤の方がT Tauri円盤に比べ中心星の温度が高くH2Oスノーラインの位置が中心星から遠い事から、スノーラインを同定しうるH2O輝線の強度が大きくなる事が分かった。本発表ではこれらの解析結果を紹介した上で、今後のALMA観測でのH2Oスノーラインの同定可能性について議論を行う。また、最近新たにALMA band 5 領域のH2O輝線の計算も行っており、その結果も併せて紹介する予定である。参考文献:Notsu, S., et al. 2016, ApJ, 827, 113 Notsu, S., et al. 2017, ApJ, 836, 118

著者

野津 翔太 野村 英子 石本 大貴 本田 充彦

出版者

日本地球惑星科学連合

雑誌

日本地球惑星科学連合2016年大会

巻号頁・発行日

2016-03-10

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原始惑星系円盤(以下、"円盤")は、⽐較的単純な分⼦種(e.g., H2O, CO, CO2, HCN)から複雑な有機物(COMs)まで様々な分⼦種を含む。最近ではSpitzer宇宙望遠鏡や、地上の⼤型望遠鏡(e.g., VLT, Keck)による⾚外線分光観測などで、⽐較的単純な分⼦種の様々な輝線が検出され始めている (e.g., Pontoppidan et al. 2010a&b, Mandell et al. 2012)。円盤はほぼケプラー速度で回転しているため、円盤から放射される輝線はドップラーシフトを受け広がっている。この輝線のプロファイル形状の解析から、輝線放射領域の中⼼星からの距離の情報が得られる。これまで我々は、円盤の化学反応ネットワーク計算と放射輸送計算の⼿法を⽤いて、H2O輝線プロファイルの観測から円盤内のH2O分布、特にH2Oスノーラインを同定する可能性を調べてきた。その結果、アインシュタインA係数が⼩さく、励起温度が⾼いH2O輝線を⽤いた⾼分散分光観測を実施する事で、H2Oスノーラインの位置を同定できる可能性が⽰されている(Notsu etal. 2016a, ApJ submitted & 2016b in prep.)。ここで円盤内では凝結温度の違いにより、分⼦種ごとにスノーラインの位置は異なると考えられる。その為、円盤ガス・ダスト中のC/O⽐は、中⼼星からの距離に応じて変化すると考えられる。例えばH2Oスノーラインの外側では、多くの酸素がH2Oの形でダスト表⾯に凍結する⼀⽅、炭素の多くはCOなどの形で円盤ガス中に留まるので、ガス中でC/O⽐が⼤きくなる。また、近年系外惑星⼤気のC/O⽐が測定され始めているが(e.g., Madhusudhan et al. 2014)、円盤と惑星⼤気のC/O⽐を⽐較する事で、惑星形成理論に制限を加えられる事が⽰唆されている(e.g., Oberg et al.2011)。そこで我々は、これまでの化学反応計算を発展させ、円盤ガス・ダスト中のC/O⽐や、⽐較的単純かつ主要な分⼦種(e.g., H2O, CO, CO2, HCN) の組成分布を調べている。同時に放射輸送計算も進め、C/O⽐などを同定するのに適した輝線の調査を進めている。その結果、同じ分⼦種のアインシュタインA係数(放射係数)や励起温度が異なる輝線を使う事で、円盤内の異なる領域のC/O⽐に制限を加えられる事が分かってきた。例えばHCNの場合、3μm帯の輝線では円盤外側、14μm帯の輝線では円盤内側の構造に迫る事が可能である。これは14μm帯の輝線の⽅が3μm帯の輝線と⽐べ、ダストの吸収係数が⼩さく励起温度が低いため、円盤内側のHCNガスが豊富な領域を追う事が出来るからである。本発表ではまずT-Tauri円盤の場合の解析結果を中⼼に報告し、将来の近-中間⾚外線の分光観測 (e.g., TMT/MICHI, SPICA) との関係についても議論する。また時間の許す範囲で、Herbig Ae星の場合の解析結果の報告と議論も⾏う。