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系外衛星または太陽系外衛星とは、系外惑星またはその他の非恒星系の太陽系外天体を周回する自然衛星のことである。[ 2 ]
系外衛星は現在の技術では検出や確認が難しく、[ 3 ]現在までに確認された系外衛星の検出例はありません。[ 4 ]しかし、ケプラー などのミッションによる観測では、多くの候補が観測されています。[ 5 ] [ 6 ]浮遊惑星を 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法で検出されています。[ 7 ] [ 8 ] 2019年9月、天文学者たちは、タビー星 の観測された減光は、孤立した系外衛星の破壊によって生じた破片によって引き起こされた可能性があると報告しました。[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]系外衛星の中には、地球外生命の潜在的な生息地となるものもあるかもしれません。[ 2 ]実際に存在すれば居住可能かもしれない系外衛星が、二重浮遊惑星2MASS J11193254−1137466 ABの構成要素の1つの周りに発見されています。 [ 12 ]
従来は衛星は惑星の周りを公転するものとされていましたが、褐色矮星の質量が小さいため、惑星サイズの衛星を持つ褐色矮星の発見により、惑星と衛星の区別が曖昧になっています。この混乱は、国際天文学連合（IAU）の「恒星、褐色矮星、または恒星残骸の周りを公転し、中心天体との質量比がL4/L5不安定性（M/M central < 2/(25+ √ 621 )）を下回る、重水素の熱核融合限界質量以下の真の質量を持つ天体は惑星である」という宣言によって解消されました。[ 13 ]
IAUの定義では、褐色矮星よりも質量が小さく、重水素限界を下回る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、系外衛星と呼ばれる。[ 7 ] [ 8 ] [ 12 ]
系外衛星は、親天体の名前にローマ数字の大文字を付けて命名されます。したがって、Kepler-1625bはKepler-1625 （Kepler-1625aと同義）の周りを公転し、 Kepler-1625b Iがそれ自身の周りを公転している可能性があります（Kepler-1625b IIは知られておらず、Iに副衛星があることも知られていません）。
太陽系外衛星の特性は、太陽系の衛星に見られる多様性と同様に、大きく異なると予想されている。特に、恒星のハビタブルゾーン内を公転する太陽系外巨大惑星は、大きな自然衛星を持つ可能性がある。好条件の下では、地球型惑星に匹敵するほどの質量を持つ衛星は、大気と液体の水を保持することができ、生命を支える可能性のある候補となる。[ 14 ] [ 15 ]
2019年8月、天文学者たちは、WASP-49b系外惑星系にある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 ]
恒星からそれほど遠くない地球型惑星の衝突によって形成された衛星の場合、惑星と衛星の距離が大きいと、恒星からの潮汐力によって衛星の軌道面は惑星の恒星周回軌道と一致する傾向があるが、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、衛星の軌道は惑星周回円盤で形成されたため、巨大惑星の赤道と一致する傾向がある。[ 17 ]
恒星に近い円軌道上の惑星は、自転が減速し、潮汐固定される傾向があります。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します。恒星に潮汐固定された惑星の場合、衛星が惑星の周りを同期軌道で周回する惑星からの距離は、惑星のヒル球の外側になります。惑星のヒル球とは、惑星の重力が恒星の重力よりも優勢で、衛星を保持できる領域のことです。惑星の同期軌道半径の内側にある衛星は、惑星に向かって螺旋状に落下します。したがって、同期軌道がヒル球の外側にある場合、すべての衛星は惑星に向かって螺旋状に落下します。同期軌道が三体安定でない場合、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します。[ 17 ]
潮汐による移動に関する研究は、系外衛星の不足に対する妥当な説明を提供した。この研究では、宿主惑星の物理的進化（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、衛星は半漸近的な長半径で停止したり、システムから放出されたりする可能性があり、その場合、他の影響が現れる可能性がある。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 ]
多くの系外惑星の周囲に系外衛星が存在することは理論的に予測されている。[ 14 ]ドップラー分光法を用いて主星を観測する惑星探査は大きな成功を収めているが、 [ 19 ]この手法では系外衛星は発見できない。これは、惑星と追加の衛星の存在によって生じる恒星スペクトルのシフトが、主星の軌道上を移動する単一の点質量と全く同じように振る舞うためである。このことを認識し、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。
恒星と系外惑星の明るさの差が大きいこと、および惑星のサイズと放射照度が小さいことから、系外惑星を直接画像化することは非常に困難です。ほとんどの場合、これらの問題は系外衛星ではさらに大きくなります。しかし、潮汐加熱された系外衛星は、一部の系外惑星と同じくらい明るく輝く可能性があると理論づけられています。潮汐力は、系外衛星にかかる差次的力によってエネルギーが散逸するため、系外衛星を加熱することができます。木星を周回する潮汐加熱された衛星イオには、潮汐力によって動く火山があります。潮汐加熱された系外衛星が十分に潮汐加熱され、衛星の光がかき消されないほど恒星から十分に離れていれば、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡のような望遠鏡で画像化することが可能になります。[ 20 ]
ドップラー分光法は、軌道を周回する惑星に関連する速度シフトとそれに伴う恒星スペクトルシフトを測定する間接検出法です。[ 21 ]この方法は視線速度法とも呼ばれます。主系列星に対して最も成功しています。HD 189733 bやHD 209458 bなど、いくつかのケースで系外惑星のスペクトルが部分的に取得されています。取得されたスペクトルの品質は、恒星スペクトルよりもノイズの影響をはるかに受けます。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、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っています。
イオの電離層は軌道上で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出します。これらは「イオ制御デカメートル波放射」と呼ばれ、研究者たちは既知の系外惑星の近くで同様の放射を発見することが、他の衛星が存在する場所を予測する鍵になると考えています。[ 22 ]
2002年、Cheongho HanとWonyong Hanは、系外衛星の検出にマイクロレンズ法を用いることを提案した。[ 23 ]著者らは、角半径の小さい光源星が関与する事象であっても、深刻な有限光源効果によって信号が著しくぼやけてしまうため、レンズ光度曲線で衛星信号を検出することは非常に困難であると結論付けた。
2008年、オーストラリアのモナシュ大学のLewis、 Sackett、Mardling [ 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、この方法をPSR B1620-26 bの場合に適用し、衛星がパルサーの周りを公転する惑星の軌道の約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、この惑星を公転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、およびGy. M. Szabóは、「測光トランジットタイミング変動からの「系外衛星」のサイズ、質量、および密度の決定」と題する研究ノートを発表しました。[ 25 ]
2009年、David Kippingは論文[ 3 ] [ 26 ]を発表し、惑星が惑星・衛星系の重心に対して先行または後続する（TTV、惑星と衛星のペアが視線に対してほぼ垂直な向きにある場合）の中間通過時間の変動と、惑星・衛星系の重心に対して惑星が通過方向の経路に沿って移動する（TDV、惑星と衛星の軸が視線にほぼ沿っている場合）の変動の複数の観測を組み合わせることで、独自の系外衛星のシグネチャが生成される方法を概説した。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できることを示した。
後の研究で、キッピングはTTVとTDV効果を利用してケプラー宇宙望遠鏡[ 27 ]でハビタブルゾーンの系外衛星を検出できると結論付けた。
系外惑星が主星の前を通過すると、主星から受け取る光のわずかな減光が観測されることがある。トランジット法は現在、系外惑星を検出する最も成功し、応答性の高い方法である。この効果は掩蔽とも呼ばれ、惑星の半径の二乗に比例する。惑星と衛星が主星の前を通過すると、両方の天体で観測される光の減光が生じるはずである。[ 28 ]トランジット中に惑星と衛星の食が起こることもあるが[ 29 ]、そのような現象は本質的に発生確率が低い。
主惑星が直接撮像されている場合、系外衛星の通過が観測可能になる可能性がある。系外衛星が主惑星の前を通過すると、直接撮像された惑星から受け取る光のわずかな低下が検出される可能性がある。[ 29 ]直接撮像された系外惑星や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。イオやタイタンのような小さな衛星でも、この方法を使えばジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で検出できるはずだが、この探索方法には相当な観測時間が必要となる。[ 12 ]
ガラス瓶を光にかざすと、端の方よりも中央の方が透けて見えやすい。同様に、月の位置のサンプル系列は、惑星の周回軌道の中央よりも端の方に集中する。月が恒星を通過する惑星の周りを公転している場合、月も恒星を通過する。十分な数の測定が行われれば、この端での集中は通過光度曲線で検出できる可能性がある。恒星が大きいほど、観測可能な集中を生み出すために必要な測定の数が多くなる。ケプラー望遠鏡のデータには、軌道サンプリング効果を利用して赤色矮星の周りの月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るが、太陽のような恒星については十分なデータがない。[ 30 ] [ 31 ]
木星の衛星イオとの類似性から、ホットジュピターの周りの潮汐加熱された系外衛星は、地上の分光器で検出できるナトリウムまたはカリウムの明確な外層で覆われており、これらの系外衛星の存在を示す可能性があると理論づけられている。[ 32 ] [ 33 ]
白色矮星の大気は金属で汚染されることがあり、まれに白色矮星がデブリ円盤に囲まれていることがあります。通常、この汚染は小惑星や彗星によって引き起こされますが、過去には潮汐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ていました。 [ 34 ] 2021年、クラインと共同研究者は、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ました。研究者らは、この過剰なベリリウムを生成するために、酸素、炭素、または窒素原子が陽子とのMeV衝突にさらされたに違いないと結論付けています。 [ 35 ]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破壊された系外衛星によって引き起こされています。このシナリオでは、白色矮星を周回する巨大惑星 の周りに衛星形成氷円盤が存在します。このような巨大惑星の強い磁場は、陽子などの恒星風粒子を加速し、円盤へと導きます。加速された陽子は円盤内の水氷と衝突し、核破砕反応によってベリリウム、ホウ素、リチウムなどの元素を生成します。これらの3つの元素は恒星核融合の過程で破壊されるため、宇宙では比較的まれです。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、リチウムの存在量が多くなります。この研究では、土星の中型衛星、例えばミマスは、 Be、B、Liが豊富であるとも予測されています。[ 36 ]
さまざまな方法で報告された系外衛星候補がいくつかあります。たとえば、系外衛星候補のKepler-1625bとKepler-1708bは、二次トランジットとトランジットタイミングの変動によって報告されています。[ 6 ]系外衛星候補のWASP-12 bとWASP-49 Abは、イオに似た火山活動のある衛星に由来する可能性のある、異常に高い濃度のナトリウムの分光学的検出に基づいて報告されています。[ 37 ] [ 38 ]
現在、上記の方法を用いた複数のミッションが進行中であり、これらのミッションによってさらに多くの系外衛星候補が発見され、候補の存在を確認または否定することができるだろう。例えば、 PLATOは2027年初頭に打ち上げられる予定である。
ケプラーミッションの一環として、ケプラーによる系外衛星探索（HEK）プロジェクトは系外衛星を検出することを目的としており、今日でも議論されている候補のいくつかを生み出した。[ 39 ] [ 40 ]
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ます。René Heller と Rory Barnes [ 41 ]は、衛星に対する恒星と惑星の照明、および軌道平均表面照明に対する食の影響を検討しました。また、潮汐加熱が居住可能性に対する脅威となることも検討しました。論文の第 4 節では、衛星の居住可能な軌道を定義する新しい概念を導入しています。惑星の恒星周居住可能領域の概念を参照し、特定の惑星の周囲に衛星が居住可能となる内側の境界を定義し、それを惑星周「居住可能境界」と呼んでいます。居住可能境界よりも惑星に近い衛星は居住不可能です。2 番目の研究では、René Heller [ 42 ]は、この概念に食の影響と衛星の軌道安定性からの制約を含めました。彼は、衛星の軌道離心率にもよるが、恒星が居住可能な衛星を持つためには、最低でも太陽質量の約0.2倍の質量が必要であることを発見した。
地球の質量の 1% 未満という小さな衛星エウロパを例にとると、レーマーらは、エウロパが地球の軌道近くに到達した場合、大気を保持できるのは数百万年程度しかないことを発見した。しかし、ガニメデサイズのより大きな衛星が太陽系のハビタブルゾーンに進出した場合、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質量の大きい衛星の形成が、多くの超木星型系外惑星の周囲で一般的であることを示唆している。[ 43 ]
M型矮星のハビタブルゾーンにある地球サイズの系外惑星は、主星に潮汐固定されていることが多い。このため、片方の半球は常に主星に面しているが、もう片方の半球は暗闇のままである。M型矮星系にある系外衛星は、惑星に潮汐固定されているため、この課題に直面しない。両方の半球に光が当たる。マルティネス・ロドリゲスらは、ハビタブルゾーンにあるM型矮星を周回する惑星の周りに系外衛星が存在する可能性を研究した。彼らは、以前の研究でハビタブルゾーンにある33個の系外惑星を発見したが、0.8 Gyrより長い時間スケールで月質量からタイタン質量の系外衛星を宿すことができるのは4個だけだった（HIP 12961 b、HIP 57050 b、Gliese 876 bおよびc）。この質量範囲では、系外衛星はおそらく大気を保持できないだろう。研究者らは系外衛星の質量を増やし、 IL Aquarii b と c の周囲にある火星質量の系外衛星はハッブル時間よりも長い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 矮星の周囲の系外衛星を検出できる可能性があり、ESPRESSOは系外衛星によって引き起こされるロッシター・マクローリン効果を検出できる可能性がある。どちらの方法もトランジット系外惑星を必要とするが、これら 4 つの候補には当てはまらない。[ 44 ]
系外惑星と同様に、系外衛星も主星に対して潮汐固定される可能性がある。しかし、系外衛星の主星は系外惑星であるため、潮汐固定された後も主星に対して自転を続け、したがって昼夜のサイクルを永久に経験することになる。
2MASS J1119-1137ABをトランジットしている可能性のある系外衛星候補は、その主惑星のハビタブルゾーン内に位置しています (少なくとも惑星が冷えるまでは)。しかし、この系はわずか 1000万年前であるため、複雑な生命が形成されている可能性は低いと考えられます。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、ジェームズ・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約が設けられるかもしれません。[ 12 ]
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