論文関連の(ほぼ)個人用メモ。



arXiv:1802.00049
Dai & Guerras (2018)
Probing Planets in Extragalactic Galaxies Using Quasar Microlensing
(クエーサーマイクロレンズを用いた銀河系外銀河中の惑星探査)

概要

これまでの系外惑星は，全て銀河系内のみでの発見に限られていた．
ここでは，背景クエーサーのマイクロレンズ現象が，レンズ銀河中 (背景天体と地球との間にあり，重力レンズの役割を果たしている銀河) にある銀河系外惑星を探査するための手段となりうることを示す．この方法では，背景クエーサーに存在する超大質量ブラックホールの，事象の地平面付近からの放射が受けるマイクロレンズ特性について調査する．

ここでは，赤方偏移が z = 0.295 (38 億光年遠方) のレンズ銀河によって重力レンズを受けている背景クエーサーである RXJ 1131−1231 について調査を行った．クエーサーからの放射における頻繁な Fe Kα 線のエネルギーシフトを説明するためには，手前にあるレンズ銀河中に，月質量から木星質量の間の質量を持つ，恒星に束縛されていない惑星の集団が必要であることを示す．

またこの解析から，レンズ銀河中の惑星質量の割合に制約を与えた．その結果，レンズ銀河のハロー質量の 0.0001 倍よりも大きな質量が必要であることが示唆された．この値は，月〜木星質量の天体が，レンズ銀河中の主系列星 1 個に対して 2000 個存在する必要があるということと同等である．

クエーサーマイクロレンズ

過去 20 年あまりに渡る研究により，惑星は銀河系内で普遍的な存在であることが分かっている．これを系外銀河に外挿すると，惑星は系外銀河中でも一般的に存在する天体であると仮定するのは自然である．しかし，これを検証する観測技術は存在しなかった．これは，銀河系外惑星は非常に遠く，分離して観測するのが困難だからである．

銀河系内での重力マイクロレンズによる惑星探査と同様に，マイクロレンズと銀河スケールの重力レンズを組み合わせることで，系外銀河中の惑星を検出することが出来ると期待される，ここではクエーサー-銀河の強い重力レンズ系に着目した．

背景クエーサーが前景の銀河による重力レンズを受けている場合，重力レンズによってクエーサーの複数の像が生成される (Walsh et al. 1979)．これらのクエーサーからの光は，前景の銀河の異なる場所を通過して地球にやってきている．さらに，レンズ銀河中にある光路近くの恒星によっても重力レンズ効果を受ける．
この効果はクエーサーマイクロレンズ (quasar microlensing) と呼ばれる (Wambsganss 2006，Kochanek et al. 2007)．

クエーサーマイクロレンズは，銀河中心部の超大質量ブラックホールまわりにあるクエーサー降着円盤の構造の測定や (Kochanek2004，Dai et al. 2010，Chen et al. 2011, 2012，Mosquera et al. 2013，Chartas et al. 2017，Guerras et al.2017など)，レンズ銀河の質量分布の特性を測定するために広範囲に使用されている (Morgan et al. 2008，Bate et al.2011，Blackburne et al. 2014など)．

超大質量ブラックホールの事象の地平面に近い，降着円盤のより小さい放射領域を調べると，レンズ銀河中の惑星の重力場による全体の重力レンズ効果に寄与が検出できるため，銀河系外銀河中の系外惑星を探査することが出来る可能性がある．

クエーサーマイクロレンズによる惑星探査

ここでは，RXJ 1131-1231 の重力レンズの観測データの一部は，惑星からのレンズ効果で説明できることを示す．
RXJ 1131-1231 は四重極レンズ系であり，背景天体の赤方偏移は z = 0.658，レンズ天体の赤方偏移は z = 0.295 (Sluse et al. 2003) となっている．

背景天体の中心にあるブラックホールの質量は 1.3 × 10⁸ 太陽質量 (Dai et al. 2010) であるため，ブラックホールの重力半径は 1.9 × 10¹³ cm である．対応するアインシュタインリング半径は 7.9 × 10¹³ (M/M_E)^1/2 cm となる．従って，特にブラックホール近傍の 10 重力半径以内の X 線の反射成分は，惑星サイズ天体の重力レンズ効果を大きく受ける．

この系は Chandra X-ray Observatory によって過去 10 年の間に 38 回観測されている．観測データの分析からは，ソース天体中の X 線の反射成分にマイクロレンズの特徴が検出されている (Chartas et al. 2009，2012，2017)．ここでは特に，Fe Kα 線の特徴に着目した．

議論

マイクロレンズ現象から推定される惑星の表面質量密度は，レンズ銀河の全体質量の 0.0001 倍程度以上と推定される．また，惑星と恒星の質量比は 0.001 程度以上と推定される．
この質量比は，月から木星程度の質量範囲にある惑星が，主系列星 1 個あたり 2000 個程度以上存在することと等価である．あるいは，主系列星 1 個あたり火星から木星の質量範囲の惑星が 200 個程度以上存在し，うち 0.08 個が木星質量程度であることと等価である．

この質量に対する制約は，月から木星質量の惑星の理論的な推定値の上限である ~ 10⁵ (Strigari et al. 2012) と整合的である，

また，最近の観測から与えられている，主系列星 1 個当たり 0.25 個の木星型惑星が銀河系内に存在するという制約とも整合的である (Mroz et al. 2017)．これらのうち，中心星から遠方にあるが恒星に束縛されている惑星もかなりの割合を占める可能性がある (Sumi et al. 2011)．これらの識別については，将来の調査に頼ることになる．

[0回]