偏心木星

偏心木星は、偏心軌道で主星を周回する木星系惑星である。^{[1]偏心木星は、その惑星系が}地球のような惑星を持つことを不適格とする可能性がある（ただし、居住可能な系外衛星を持つことは必ずしも不適格ではない）。偏心軌道を持つ巨大なガス巨星は、系全体からではないにしても、地球質量の系外惑星をすべて居住可能領域から追い出す可能性があるからである。

水星を除く太陽系の惑星は、軌道離心率が0.1未満である。しかし、2006年に発見された太陽系外惑星の3分の2は、軌道離心率が0.2以上の楕円軌道である。^[2]公転周期が5日を超える典型的な太陽系外惑星の平均離心率は0.23である。^{[3]このタイプの太陽系外惑星の発見は、}ホットジュピターとともに、太陽系の形成に関する広く信じられている理論に疑問を投げかけている。

離心率の高い木星系外惑星として分類された最初の太陽系外惑星は、1996 年に 16 はくちょう座を周回する惑星として確認されました。主系列星を周回する最初の太陽系外惑星は、その前年に51 ペガスス座で発見されました。軌道離心率が 0.5 を超える16 はくちょう座と70 Virginisの周りを周回する天体は、質量のより正確な測定が行われるまでは、当初は褐色矮星とみなされていました。^{[引用が必要]}

太陽系の惑星と比較して離心率の高い軌道の起源についてはさまざまな理論が提唱されており、コンピューターシミュレーションによってモデル化および分析することができます。「スリングショットモデル」と呼ばれるモデルの 1 つは、多惑星系におけるホットジュピターの場合のそのような軌道を説明しています。

どの惑星系でも、惑星の軌道は最初は完全な円に近いのですが、3つ以上の巨大ガス惑星がある場合、その軌道は一定期間後に歪む可能性があります。場合によっては、1つの惑星が系から放出され、残りの惑星が非常に高い離心率の軌道に落ちることもあります。

これは、3つの惑星が公転中に交換するエネルギーが特定の惑星に集中するためです。この現象は、ほぼ一定期間後に発生しますが、^[定量化]、巨大ガス惑星が1つまたは2つしかない場合（つまり、太陽系に木星と土星だけの場合）、システムは主系列星の寿命よりも安定しており、そのような惑星は円軌道で事実上安定しています。そのため、各惑星は太陽系内で半永久的に円軌道上にとどまるという計算結果があります。逆に、巨大ガス惑星が3つ以上ある場合、「固定周期」は惑星の質量と軌道間隔によって大きく影響されます。巨大な惑星の軌道間隔が狭い場合、この周期は星の寿命よりも短くなり、惑星系形成後すぐに軌道交差が発生します。

別の理論では、巨大惑星と原始惑星系円盤の相互作用によって軌道離心率が増加する可能性があると提案されている。^[4]しかし、このメカニズムでは、離心率が0.4を超える離心率の高い惑星を説明することは困難である。^{[5]また、惑星が}恒星系に属する恒星を周回している場合、伴星の重力によって軌道離心率が増加する可能性がある。^[6]

軌道長半径がはるかに小さいホット ジュピターは、高離心率軌道のガス惑星から進化したのではないかという説がある。たとえば、離心率の高い木星は、近点が約 0.05 au の細長い楕円軌道を持ち、主星に最も近づくと潮汐ブレーキを経験する。その結果、この惑星は、元の近点と同程度の長半径を持つほぼ円軌道に落ち着き、そのため、軌道全体にわたってより大きな放射束を受け取る。たとえば、離心率の高い惑星HD 80606 b は、近点距離が 0.03 au、遠点距離が 0.87 au の極めて楕円形の軌道を持ち、軌道半径 0.03 au のホット ジュピターに移行している天体である可能性がある。

このモデルの限界は、軌道距離が長くなると潮汐力が急速に弱まる（距離の 3 乗に反比例）ため、十分な制動を得るには、惑星が主星に近い軌道を長時間周回する必要があることです。たとえば、ホット ジュピターに進化している天体よりも遠い軌道を周回する巨大惑星がある場合、その重力によって内惑星の近点距離が変わります。また、進化の可能性のある天体の軌道が安定していて近点が遠すぎる場合、潮汐力はほとんど効果がありません。さらに、ホット ジュピターは、軌道長半径が少なくとも 0.1 au の、それより少し遠い軌道で発見されていますが、これを説明するには別のモデルが必要です。

検出された「偏心惑星」の中には、実は円に近い軌道を持つ複数の惑星であるものもある。^{[7] [8]}偏心惑星のほとんどは、離心率が直接計測できるドップラー分光法を用いた視線速度計測に基づいて報告されている。惑星が円軌道にある場合、視線速度の変動パターンは単純な正弦曲線となるが、楕円軌道の場合は正弦曲線から外れて偏心惑星と認識される。しかし、このような歪んだ波形は、複数の惑星による視線速度変動の合成（波の干渉）によっても発生する可能性がある。視線速度のサンプリングが不十分（回数が少ない、公転周期の一部しかカバーできないなど）な場合は両者を区別できない。このような状況では、観測結果を再現できる最も単純なモデルとして、多惑星系ではなく、単一の偏心惑星が好まれる。

このような状況から、観測の蓄積と解析技術の向上により、当初は離心率の高い惑星によるものとされていた観測結果が、低離心率の軌道を周回する惑星からなる多惑星系によるものと判明するケースもある。一例として、2013年に離心率の高い惑星が1つあるとされていた82の惑星系を再調査した研究では、多惑星モデルの方が単一惑星モデルよりも正確であることが判明し、9つの多惑星系が報告された。^[9]

多重惑星系と軌道離心率を持つ惑星が混同される事態は、単独の惑星と解釈した場合に軌道離心率が0.5以下の場合など、波形の歪みが比較的小さい場合に起こりやすい。一方、軌道離心率が0.5以上の惑星は多重惑星系と間違えられる可能性は低いとされている。

以下は風変わりな木星のリストです: ^[2]

• HR 5183 b  – 偏心木星
• HD 80606 b  – おおぐま座の偏心ホットジュピター
• HD 20782 b  – ろ座の太陽系外惑星