エクソムーン

太陽系外衛星は、太陽系外惑星やその他の恒星以外の太陽系外天体を周回する天然の衛星である。^[2]

系外衛星は現在の技術では検出・確認が難しく、^[3]現在までに確認された系外衛星はない。^{[4]しかし、}ケプラーなどのミッションによる観測では、いくつかの候補が観測されている。^{[5] [6]}放浪惑星を周回する可能性のある2つの系外衛星もマイクロレンズ効果によって検出されている。^{[7] [8]} 2019年9月、天文学者らは、観測されたタビーズ・スターの減光は、孤立した系外衛星の破壊によって生じた破片によって生じた可能性があると報告した。^{[9] [10] [11]いくつかの系外衛星は、}地球外生命の潜在的な生息地である可能性がある。^[2]

伝統的な用法では衛星は惑星の周りを回っているとされているが、惑星サイズの衛星を持つ褐色矮星の発見により、褐色矮星の質量が小さいため、惑星と衛星の区別が曖昧になっている。この混乱は、国際天文学連合（IAU）の「重水素の熱核融合の限界質量未満の真の質量を持ち、恒星、褐色矮星、または恒星残骸を周回し、中心天体との質量比がL4/L5不安定性（M/M_中心< 2/(25+ √ 621 )）未満の天体は惑星である」という宣言によって解決されている。^[12]

IAUの定義では、褐色矮星よりも質量が小さく、重水素限界以下の自由浮遊天体の衛星の命名規則については触れられていない（これらの天体は通常、自由浮遊惑星、放浪惑星、低質量褐色矮星、または孤立した惑星質量天体と呼ばれる）。これらの天体の衛星は、文献では通常、系外衛星と呼ばれている。^{[7] [8] [13]}

系外衛星の名称は、その親天体の名称に大文字のローマ数字を加えたものです。したがって、ケプラー 1625b はケプラー 1625 (ケプラー 1625a と同義) を周回しており、それ自体はケプラー 1625b Iによって周回されている可能性があります(ケプラー 1625b II は知られておらず、I にサブムーンがあることも知られていません)。

太陽系外衛星の特性は、太陽系の衛星と同様に変化する可能性がある。恒星の居住可能領域内を周回する太陽系外巨大惑星の場合、地球型惑星サイズの衛星が生命を維持できる可能性がある。^{[14] [15] [説明が必要]}

2019年8月、天文学者たちはWASP-49b太陽系外惑星系の太陽系外衛星が火山活動を行っている可能性があると報告した。^[16]

衝突によって生成された地球型惑星の衛星は、その恒星からそれほど遠くなく、惑星と衛星の距離が大きいため、恒星からの潮汐力により、衛星の軌道面は恒星の周りの惑星の軌道と一直線になる傾向があると予想されるが、惑星と衛星の距離が小さい場合は傾く可能性がある。ガス惑星の場合、衛星は周惑星円盤内で形成されるため、衛星の軌道は巨大惑星の赤道と一直線になる傾向がある。^[17]

恒星に近い円軌道上の惑星は、自転が遅くなり、潮汐ロックされる傾向がある。惑星の自転が遅くなると、惑星の同期軌道の半径は惑星から外側に移動する。恒星に潮汐ロックされている惑星の場合、衛星が惑星の周りを同期軌道で回る惑星からの距離は、惑星のヒル球の外側になる。惑星のヒル球は、惑星の重力が恒星の重力を支配し、衛星を保持できる領域である。惑星の同期軌道半径の内側にある衛星は、惑星に螺旋状に落ち込む。したがって、同期軌道がヒル球の外側にある場合、すべての衛星が惑星に螺旋状に落ち込む。同期軌道が3体安定でない場合、この半径の外側にある衛星は、同期軌道に到達する前に軌道から脱出する。^[17]

潮汐による移動に関する研究は、太陽系外衛星の不足について、実現可能な説明を提示した。この研究では、ホスト惑星の物理的進化（つまり、内部構造とサイズ）が最終的な運命に大きな役割を果たしていることが示された。同期軌道は一時的な状態になる可能性があり、衛星は半漸近長半径で停止したり、システムから放出されたりすることがあり、他の影響が現れる可能性がある。その結果、これは太陽系外衛星の検出に大きな影響を与えるだろう。^[18]

多くの太陽系外惑星の周りには太陽系外衛星が存在すると理論づけられている。^[14]主星のドップラー分光法を用いた惑星探査の大きな成功にもかかわらず、 ^[19]この技術では太陽系外衛星を見つけることができない。これは、惑星と追加の衛星の存在によって生じた恒星のスペクトルのシフトが、主星の軌道上を移動する単一の質点とまったく同じ挙動を示すためである。この認識に基づいて、太陽系外衛星を検出するための他のいくつかの方法が提案されている。

• 直接画像
• マイクロレンズ
• パルサータイミング
• 通過時間の影響
• トランジット方法

太陽系外惑星を直接撮影することは、恒星と太陽系外惑星の明るさの差が大きいこと、また惑星のサイズと放射照度が小さいことから、極めて困難である。これらの問題はほとんどの場合、太陽系外衛星の場合にさらに大きくなる。しかし、潮汐加熱された太陽系外衛星は、一部の太陽系外惑星と同じくらい明るく輝く可能性があるという理論が立てられている。潮汐力は、太陽系外衛星にかかる力の差によってエネルギーが散逸するため、太陽系外衛星を加熱することができる。木星を周回する潮汐加熱衛星イオには、潮汐力によって動く火山がある。潮汐加熱された太陽系外衛星が十分に潮汐加熱され、月の光がかき消されない程度に恒星から遠い場合、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡などの望遠鏡で撮影することは可能である。^[20]

ドップラー分光法は、軌道を回る惑星に関連する速度シフトと、その結果生じる恒星のスペクトルシフトを測定する間接的な検出方法です。^[21]この方法は、視線速度法としても知られています。主系列星で最も成功しています。太陽系外惑星のスペクトルは、HD 189733 bやHD 209458 bなど、いくつかのケースで部分的に取得することに成功しています。取得されたスペクトルの品質は、恒星のスペクトルよりもノイズの影響を大きく受けます。その結果、スペクトル分解能と取得されたスペクトル特徴の数は、太陽系外惑星のドップラー分光法を実行するために必要なレベルよりもはるかに低くなります。

イオの軌道上では、イオの電離層が木星の磁気圏と相互作用し、摩擦電流を発生させて電波を放射する。これは「イオ制御デカメートル放射」と呼ばれ、研究者たちは、既知の太陽系外惑星の近くで同様の放射を見つけることが、他の衛星の存在場所を予測する鍵になると考えている。^[22]

2002年、チョンホ・ハンとウォンヨン・ハンは、マイクロレンズ効果を利用して系外衛星を検出することを提案した。^[23]著者らは、レンズ効果による光曲線で衛星信号を検出することは、たとえ小さな角半径を持​​つ源星が関与するイベントであっても、厳しい有限源効果によって信号が著しくぼやけてしまうため、非常に困難であることを発見した。

2008年、オーストラリアのモナッシュ大学のルイス、サケット、マードリング^[24]は、パルサータイミングを使用してパルサー惑星の衛星を検出することを提案した。著者らはPSR B1620-26 bのケースにこの方法を適用し、衛星がパルサーの周りの惑星の軌道の約50分の1の距離にあり、惑星に対する質量比が5%以上であれば、この惑星を周回する安定した衛星を検出できることを発見した。

2007年、物理学者のA. Simon、K. Szatmáry、Gy. M. Szabóは、「光度測定による通過タイミングの変化から「系外衛星」の大きさ、質量、密度を決定する」と題する研究ノートを発表しました。^[25]

2009年、デイビッド・キッピングは論文^{[3] [26]}を発表し、中間通過時間の変化（TTV、惑星と月系の重心が視線に対してほぼ垂直に向いているときに、惑星が惑星と月系の重心より先行または後続することによって生じる）と通過時間の変化（TDV、月と惑星の軸が視線にほぼ沿っているときに、惑星が惑星と月系の重心に対して通過の方向の経路に沿って移動することによって生じる）の複数の観測を組み合わせることで、ユニークな系外衛星の特徴がどのように生成されるかを概説しました。さらに、この研究では、2つの効果を使用して系外衛星の質量と惑星からの軌道距離の両方を決定する方法を示しました。

その後の研究では、キッピングは、TTV効果とTDV効果を利用して、 ケプラー宇宙望遠鏡^{[27]によって}ハビタブルゾーンの系外衛星を検出できると結論付けました。

太陽系外惑星が主星の前を通過すると、主星から受ける光に小さな低下が観測されることがあります。トランジット法は現在、太陽系外惑星を検出する最も成功率が高く、応答性の高い方法です。この効果は掩蔽とも呼ばれ、惑星の半径の2乗に比例します。惑星と衛星が主星の前を通過する場合、両方の天体が観測される光に低下を生み出すはずです。^[28]トランジット中に惑星と衛星による日食も発生する可能性がありますが^[29]、このようなイベントの確率は本質的に低いです。

ホスト惑星が直接撮影されれば、系外衛星の通過を観測できる可能性がある。系外衛星がホスト惑星の前を通過すると、直接撮影された惑星から受信する光の小さな低下が検出される可能性がある。^[29]直接撮影された系外惑星と自由浮遊惑星の系外衛星は、通過確率と発生率が高いと予測されている。この方法を使用すると、イオやタイタンのような小さな衛星はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で検出できるはずだが、この探索方法にはかなりの観測時間が必要である。^[13]

ガラス瓶を光にかざすと、ガラスの端よりも中央の方が見やすくなります。同様に、衛星の位置のサンプルのシーケンスは、衛星が惑星を周回する軌道の中央よりも端に集まります。衛星が恒星を通過する惑星を周回する場合、衛星も恒星を通過します。十分な数の測定が行われれば、端でのこの集まりは通過光曲線で検出できる可能性があります。恒星が大きいほど、観測可能な集まりを作成するために必要な測定の数が多くなります。ケプラー望遠鏡のデータには、軌道サンプリング効果を使用して赤色矮星の衛星を検出するのに十分なデータが含まれている可能性がありますが、太陽のような恒星のデータは十分ではありません。^{[30] [31]}

白色矮星の大気は金属で汚染されていることがあり、いくつかのケースでは、白色矮星はデブリディスクに囲まれている。通常、この汚染は小惑星や彗星によって引き起こされるが、過去には潮汐力によって破壊された系外衛星も白色矮星の汚染源として提案された。 ^[32] 2021年にクライン氏と共同研究者らは、白色矮星GD 378とGALEXJ2339が異常に高いベリリウム汚染を受けていることを発見した。研究者らは、このベリリウムの過剰を生み出すには、酸素、炭素、または窒素原子が陽子とMeV衝突したに違いないと結論付けている。 ^{[33]提案されているシナリオの1つでは、ベリリウムの過剰は潮汐力によって破壊された系外衛星によって引き起こされる。このシナリオでは、白色矮星を周回する}巨大惑星の周囲に、衛星を形成する氷のディスクが存在する。このような巨大惑星の強力な磁場は、陽子などの恒星風粒子を加速し、円盤に導きます。加速された陽子は円盤内の水氷と衝突し、核融合反応でベリリウム、ホウ素、リチウムなどの元素を生成します。これら3つの元素は、恒星の核融合の過程で破壊されるため、宇宙では比較的希少です。このような円盤で形成される小衛星は、ベリリウム、ホウ素、リチウムの含有量が多いはずです。この研究では、土星の中型の衛星、例えばミマスは、Be、B、Liに富んでいるはずだと予測しました。^[34]

現在、上で説明した方法のいくつかを使用したいくつかのミッションが進行中であり、これによりさらに多くの系外衛星候補が発見され、いくつかの候補を確認または反証できるようになります。たとえば、 PLATO は2026 年に打ち上げられる予定です。

ケプラー計画の一環として、ケプラーによる系外衛星の探査（HEK）プロジェクトは系外衛星の検出を目的としており、現在でも議論されている候補衛星のいくつかを生成した。^{[35] [36]}

系外衛星の居住可能性については、査読付きジャーナルに掲載された少なくとも 2 つの研究で検討されている。René Heller と Rory Barnes ^{[37] は、}衛星に対する恒星と惑星の照明、および月食が衛星の軌道平均表面照明に与える影響について検討した。また、彼らは潮汐加熱が衛星の居住可能性に対する脅威であると考えた。論文の第 4 節では、衛星の居住可能な軌道を定義するための新しい概念を紹介している。惑星の恒星周回居住可能領域の概念を参照して、彼らは特定の惑星の周りの衛星が居住可能であるための内側の境界を定義し、それを惑星周回「居住可能端」と呼んでいる。居住可能端よりも惑星に近い衛星は居住不可能である。2 番目の研究では、René Heller ^[38]は、この概念に月食の影響と衛星の軌道安定性による制約を含めた。彼は、衛星の軌道離心率に応じて、恒星が居住可能な衛星を宿すための最小質量は太陽の約0.2倍であることを発見した。

地球の1%未満の質量しかない小型のエウロパを例にとると、レマーらは、エウロパが地球の軌道に近づいたとしても、大気を保持できるのは数百万年程度に過ぎないことを発見した。しかし、ガニメデほど大きな衛星が太陽系の居住可能領域に進出した場合、大気と表面水は永久に保持される可能性がある。衛星形成モデルは、ガニメデよりもさらに巨大な衛星が、多くの超木星系外惑星の周囲で一般的に形成されることを示唆している。^[39]

M型矮星の周囲のハビタブルゾーン内にある地球サイズの太陽系外惑星は、多くの場合、主星に潮汐固定されている。このため、一方の半球は常に主星を向き、もう一方の半球は暗闇に包まれている。M型矮星系の太陽系外衛星は、惑星に潮汐固定されており、両半球に光が届くため、この問題は発生しない。Martínez-Rodríguezらは、ハビタブルゾーン内のM型矮星を周回する惑星の周囲に太陽系外衛星が存在する可能性を研究した。彼らは以前の研究からハビタブルゾーン内にある太陽系外惑星を33個発見したが、そのうち0.8 Gyrを超える時間スケールで月からタイタン質量の太陽系外衛星をホストできるのは4個だけだった（HIP 12961 b、HIP 57050 b、グリーゼ876 bおよびc）。この質量範囲では、太陽系外衛星は大気を保持できない可能性が高い。研究者らは系外衛星の質量を増やし、IL Aquarii bとcの周りの火星の質量を持つ系外衛星はハッブル時間を超える時間スケールで安定する可能性があることを発見した。CHEOPSミッションは最も明るいM型矮星の周りの系外衛星を検出でき、ESPRESSOは系外衛星によって引き起こされるロシター・マクラフリン効果を検出できる。どちらの方法も太陽系外惑星が通過する必要があるが、これら4つの候補はそうではない。^[40]

太陽系外惑星と同様に、太陽系外衛星は主星に対して潮汐固定される可能性があります。ただし、太陽系外衛星の主星は太陽系外惑星であるため、潮汐固定された後も主星に対して回転し続け、そのため昼夜サイクルが無期限に発生します。

2MASS J1119-1137ABを通過する可能性のある系外衛星候補は、そのホストの居住可能領域内にあります（少なくとも惑星が冷えるまでは）。しかし、この系はわずか1000万年前に誕生したため、複雑な生命が形成されている可能性は低いです。もし確認されれば、この系外衛星は原始地球に似ている可能性があり、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による大気の特性評価によって、生命形成の時間スケールに制限を設けることができるかもしれません。^[13]

ウィキメディア・コモンズには、太陽系外衛星に関連するメディアがあります。

• シャドームーン：生命を宿すかもしれない未知のサブワールド
• 太陽系外惑星のおそらく初の写真
• 太陽系外惑星に関するワーキンググループ – 「惑星」の定義 惑星の定義に関する立場表明。(IAU)
• ケプラー（HEK）による太陽系外衛星の探査：I. 新しい観測プロジェクトの説明