太陽系外惑星の軌道と物理的パラメータ

このページでは太陽系外惑星の軌道と物理的パラメータについて説明します。

既知の太陽系外惑星候補のほとんどは間接的な方法を使用して発見されているため、その物理的および軌道パラメータの一部しか決定できません。たとえば、軌道を定義する 6 つの独立したパラメータのうち、視線速度法では、半長径、離心率、近点経度、近点時刻の 4 つを決定できます。傾斜角と昇交点経度の 2 つのパラメータは不明のままです。

太陽系のどの惑星よりも親星に近い太陽系外惑星もあれば、親星から遠い太陽系外惑星もある。太陽に最も近い惑星である 水星は0.4天文単位（AU）で、一周するのに88日かかるが、太陽系外惑星の最小の軌道はわずか数時間である（超短周期惑星を参照） 。ケプラー11系には、水星よりも小さな軌道を回る惑星が5つある。海王星は太陽から30 AU離れており、一周するのに165年かかるが、 GUうお座bのように、親星から数千AU離れており、一周するのに数万年かかる太陽系外惑星もある。^[1]

視線速度法と通過法は、軌道が小さい惑星に最も敏感です。51 Peg bなどの最も初期の発見は、軌道が数日のガス巨星でした。 ^[2]これらの「ホット ジュピター」は、おそらくさらに外側で形成され、内側に移動しました。

直接撮像法は、軌道の大きい惑星に対して最も感度が高く、惑星と恒星の間の距離が数百 AU の惑星もいくつか発見されている。しかし、原始惑星系円盤の半径は通常 100 AU 程度で、コア集積モデルでは巨大惑星の形成は 10 AU 以内で、円盤が蒸発する前に惑星が十分速く合体できると予測されている。超長周期巨大惑星は、捕獲された放浪惑星であったか、^[3]近距離で形成されて重力で外側に散らばったか、または惑星と恒星が質量不均衡な広い連星系であり、惑星が独自の原始惑星系円盤の主な対象である可能性がある。重力不安定性モデルでは数百 AU 離れた場所に惑星が生成される可能性があるが、それには異常に大きな円盤が必要になる。^{[4] [5]}数十万AUに及ぶ非常に広い軌道を持つ惑星の場合、その惑星が恒星に重力で束縛されているかどうかを観測的に判断することは難しいかもしれない。

発見されている惑星のほとんどは、主星から数 AU 以内の距離にある。これは、最もよく使われている方法 (視線速度法とトランジット法) では、惑星の存在を確認するために複数の軌道を観測する必要があり、これらの方法が最初に使用されて以来、小さな距離をカバーするのに十分な時間しか経過していないためである。より大きな軌道を持つ惑星のいくつかは直接撮影によって発見されているが、太陽系の巨大ガス領域にほぼ相当する中程度の距離の範囲があり、その大部分は未探査である。その領域を探査するための直接撮影装置は、2014 年に運用を開始した 2 つの大型望遠鏡 ( Gemini Planet ImagerとVLT-SPHEREなど) に搭載されている。マイクロレンズ法では、1～10 AU の範囲でいくつかの惑星が検出されている。^[6] ほとんどの太陽系外惑星系には、太陽系の木星や土星に匹敵するサイズの軌道を持つ巨大惑星が 1 つまたは 2 つあると考えられる。かなり大きな軌道を持つ巨大惑星は、少なくとも太陽のような恒星の周りでは稀であることが現在では分かっています。^[7]

恒星から生命居住可能領域までの距離は恒星の種類によって異なり、この距離は恒星の大きさや温度の変化に応じて恒星の寿命の間に変化します。

軌道の離心率は、軌道がどれだけ楕円（細長い）であるかの尺度です。水星を除く太陽系のすべての惑星は、ほぼ円の軌道（e<0.1）を持っています。^[8]公転周期が20日以下の太陽系外惑星のほとんどは、ほぼ円の軌道、つまり非常に低い離心率を持っています。これは、潮汐力による円化、つまり2つの物体間の重力相互作用により、時間の経過とともに離心率が減少するためだと考えられています。ケプラー宇宙船によって発見された、軌道周期が短い惑星のほとんどは、非常に円形の軌道を持っています。 ^[9]対照的に、視線速度法によって発見された、より長い軌道周期を持つ巨大惑星は、かなり離心率の高い軌道を持っています。 (2010年7月現在、そのような太陽系外惑星の55%は離心率が0.2を超えており、17%は離心率が0.5を超えています。^[10] ) 巨大惑星の中程度から高い離心率 (e>0.2) は観測選択効果ではありません。なぜなら、惑星は軌道の離心率に関係なくほぼ同じように検出できるためです。観測された巨大惑星のアンサンブルにおける楕円軌道の統計的有意性はいくぶん意外です。なぜなら、現在の惑星形成理論では、低質量惑星は周囲の原始惑星系円盤との重力相互作用によって軌道離心率が円形になるはずであると示唆されているからです。^{[11] [12]} しかし、惑星がより質量が大きくなって円盤との相互作用が非線形になると、周囲の円盤のガスの離心運動を引き起こし、今度は惑星の軌道離心率を励起する可能性があります。^{[13] [14] [15]} 低い離心率は高い多重度（系内の惑星の数）と相関している。^[16]低い離心率は居住可能性、特に高度な生命にとって必要である。^[17]

現在の検出能力の限界に近い弱いドップラー信号の場合、離心率は十分に制約されず、より高い値に偏ります。低質量の太陽系外惑星について報告されている高い離心率の一部は過大評価されている可能性があることが示唆されています。これは、シミュレーションでは、多くの観測結果が円軌道上の2つの惑星とも一致していることが示されているためです。中程度の離心率の軌道にある単一の惑星の報告された観測では、約15％の確率で惑星のペアである可能性があります。^[18]この誤解は、2つの惑星が2:1の共鳴で軌道を回っている場合に特に起こりやすくなります。 2009年に判明した太陽系外惑星のサンプルを用いて、天文学者のグループは「(1) 公表されている偏心した1惑星解の約35%は、2:1軌道共鳴の惑星系と統計的に区別がつかず、(2) 他の40%は円形軌道解と統計的に区別がつかない」、そして「(3) 偏心したスーパーアースや海王星質量惑星の既知の軌道解の中に、地球に匹敵する質量を持つ惑星が隠れている可能性がある」と推定した。^[19]

視線速度調査により、0.1AUを超える太陽系外惑星の軌道は、特に大きな惑星では偏心していることが判明しました。ケプラー宇宙船によって得られた通過データは視線速度調査と一致しており、小さな惑星は偏心軌道が少ない傾向があることも明らかになりました。^[20]

軌道傾斜角は、惑星の軌道面と別の基準面との間の角度である。太陽系外惑星の場合、傾斜角は通常、地球上の観測者を基準として表される。つまり、惑星の軌道面の法線と地球から恒星への視線との間の角度が使用される。したがって、トランジット法で観測される惑星のほとんどは90 度に近い。^[21]太陽系外惑星の研究では「傾斜角」という言葉がこの視線傾斜角を表すために使用されるため、惑星の軌道と恒星の自転との間の角度には別の言葉が使用され、自転軌道角または自転軌道アラインメントと呼ばれる。ほとんどの場合、恒星の自転軸の向きは不明である。ケプラー宇宙船は数百の多惑星系を発見しており、これらの系のほとんどで、惑星はすべて太陽系と同様にほぼ同じ平面で軌道を回っている。^[9]しかし、天体測定と視線速度測定を組み合わせると、いくつかの惑星系には、軌道面が互いに対して大きく傾いている惑星が含まれていることが示されています。^[22]ホット ジュピターの半数以上は、軌道面が親星の自転と大きくずれています。ホット ジュピターのかなりの割合は逆行軌道、つまり星の自転とは逆方向に公転しています。^[23]惑星の軌道が乱れたのではなく、星の磁場と惑星形成ディスクの相互作用により、星系形成の初期段階で星自体が反転した可能性があります。^[24]

近星歳差運動は、惑星の軌道が軌道面内で回転すること、つまり楕円の軸の方向が変わることである。太陽系では他の惑星からの摂動が主な原因であるが、太陽系に近い太陽系外惑星の場合、最大の要因は恒星と惑星の間の潮汐力である可能性がある。太陽系に近い太陽系外惑星の場合、歳差運動に対する一般相対論的寄与も大きく、水星に対する同じ影響よりも桁違いに大きくなる可能性がある。一部の太陽系外惑星は軌道が大きく偏心しているため、歳差運動を検出しやすくなる。一般相対論の影響は、約10年かそれ以下のタイムスケールで検出できる可能性がある。^[25]

節歳差運動は、惑星の軌道面の回転です。軌道面が恒星の回転に対して傾いている場合、節歳差運動は近星歳差運動と区別して簡単に見分けられます。極端な場合は極軌道です。

WASP-33は、ほぼ極軌道でホットジュピターをホストする高速自転星です。この星の四重極質量モーメントと固有角運動量は、それぞれ太陽の1900倍と400倍です。これにより、ケプラーの法則からの古典的および相対論的な大きな逸脱が生じます。特に、高速自転は、星の扁平性とレンズ・サーリング効果のために、大きな節歳差運動を引き起こします。^[26]

2014年4月、惑星の自転周期の最初の測定結果が発表されました。木星超大型ガス惑星ベータ・ピクトリスbの1日の長さは8時間です（惑星の軸の傾きが小さいという仮定に基づく）。 ^{[27] [28] [29]}赤道面の自転速度は毎秒25kmで、これは太陽系の巨大惑星よりも速く、巨大惑星の質量が大きいほど自転速度が速いという予想と一致しています。ベータ・ピクトリスbの恒星からの距離は9AUです。このような距離であれば、木星系惑星の自転は潮汐の影響で遅くなりません。^[30]ベータ・ピクトリスbはまだ暖かく若い星で、今後数億年かけて冷えて木星くらいの大きさに縮小します。角運動量が保存されれば、縮小するにつれて一日の長さは約3時間に短縮し、赤道面の自転速度は約40km/sに加速します。^[28]ベータ・ピクトリスbの画像は詳細を直接見るには解像度が足りませんが、ドップラー分光法によって惑星のさまざまな部分が異なる速度で反対方向に動いていることが示され、惑星が自転していると推測されました。^[27]次世代の大型地上望遠鏡では、ドップラー画像技術を使用して、 2014年の褐色矮星ルーマン16Bの地図作成のように、惑星の全球地図を作成することが可能です。 ^{[31] [32]} 2017年に行われたいくつかのガス巨星の自転に関する研究では、自転速度と惑星の質量の間に相関関係は見つかりませんでした。^[33]

2024年現在、4つの太陽系外惑星の軸の傾きが測定されており、そのうちの1つであるVHS 1256 bは天王星のような90度±25度の傾きを持っています。^[34]

巨大衝突は、地球型惑星の自転に大きな影響を与える。惑星形成中の最後の数回の巨大衝突が、地球型惑星の自転速度の主な決定要因となる傾向がある。平均して、自転角速度は、惑星が分裂して飛び散る速度の約 70% になる。これは、脱出速度よりわずかに速い速度で惑星胚が衝突した場合の自然な結果である。後期には、地球型惑星の自転は微惑星との衝突によっても影響を受ける。巨大衝突段階では、原始惑星系円盤の厚さは惑星胚のサイズよりもはるかに大きいため、3 次元のどの方向からでも衝突が発生する可能性は同等である。この結果、集積した惑星の軸の傾きは0 度から 180 度の範囲になり、どの方向からでも同様に発生する可能性があり、順行と逆行の両方の自転の確率が同等である。そのため、金星を除く太陽系の地球型惑星に共通する小さな軸の傾きを伴う順行回転は、巨大衝突によって形成された地球型惑星では一般的には一般的ではない。巨大衝突によって決定された惑星の初期の軸の傾きは、惑星が恒星に近い場合は恒星の潮汐によって、惑星に大きな衛星がある場合は衛星の潮汐によって大幅に変化する可能性がある。^[35]

ほとんどの惑星の自転周期と軸の傾き（黄道傾斜角とも呼ばれる）は不明ですが、軌道が非常に短い（潮汐力の影響が大きい）惑星が多数発見されており、これらの惑星はおそらく予測可能な平衡回転（潮汐ロック、自転軌道共鳴、逆行回転などの非共鳴平衡）に達していると考えられます。[ 30 ^]

重力潮汐は軸の傾きをゼロに減らす傾向があるが、自転速度が平衡に達するよりも長い時間スケールで起こる。しかし、系内に複数の惑星が存在すると、軸の傾きがカッシーニ状態と呼ばれる共鳴状態に捕らえられる可能性がある。この状態の周囲には小さな振動があり、火星の場合、これらの軸の傾きの変化は混沌としている。^[30]

ホット ジュピターは主星に近いため、自転軌道の進化は主に主星の重力によるものであり、他の影響によるものではありません。ホット ジュピターの自転速度は、このような流体体が潮汐に反応する方法のため、自転軌道共鳴に取り込まれることはないと考えられています。したがって、このような惑星は、軌道が円形の場合は同期自転に減速し、軌道が偏心している場合は非同期自転に減速します。ホット ジュピターは、惑星移動中に主星から遠く離れていたときにカッシーニ状態にあったとしても、軸傾斜がゼロに向かって進化する可能性があります。ホット ジュピターの軌道は時間の経過とともにより円形になりますが、システム内に偏心軌道にある他の惑星 (地球と同じくらい小さく、居住可能領域と同じくらい遠いものも含む) が存在すると、ホット ジュピターの偏心率は維持され続けるため、潮汐による円形化の期間は数百万年ではなく数十億年になる可能性があります。^[30]

惑星HD 80606 bの自転速度は約1.9日と予測されている。^[30] HD 80606 bはガス惑星であるため、自転軌道共鳴を回避している。その軌道の離心率は、潮汐ロックを回避することを意味している。

視線速度法で惑星が発見された場合、その軌道傾斜角i は未知であり、0 度から 90 度の範囲になります。この方法では惑星の真の質量( M ) を決定することはできませんが、質量の下限値M  sin iが与えられます。いくつかのケースでは、見かけ上の太陽系外惑星が褐色矮星や赤色矮星などのより質量の大きい天体である可能性があります。ただし、 i の値が小さい (たとえば 30 度未満で、真の質量が観測下限値の少なくとも 2 倍になる) 確率は比較的低い (1− √ 3 /2 ≈ 13%) ため、ほとんどの惑星の真の質量は観測下限値にかなり近くなります。^[2]

惑星の軌道が視線に対してほぼ垂直である場合（つまりi が90° に近い場合）、惑星はトランジット法によって検出できます。その後、傾斜角がわかり、傾斜角と視線速度観測によるM  sin i を組み合わせることで、惑星の真の質量が得られます。

また、天体測定による観測や複数惑星系における力学的な考慮により、惑星の実際の質量の上限がわかることもあります。

2013年には、太陽系外惑星の質量は、大気の透過スペクトルから決定できると提案されました。これは、大気の組成、温度、圧力、スケールの高さを個別に制限するために使用できるためです。^[36]しかし、2017年の研究では、透過スペクトルでは質量を明確に決定できないことがわかりました。^[37]

通過タイミングの変化は惑星の質量を見つけるのにも使えます。^[38]

ケプラー宇宙望遠鏡による最近の成果以前は、確認された惑星のほとんどは木星と同程度かそれ以上の大きさのガス惑星であり、それは最も簡単に検出できるためであった。しかし、ケプラーによって検出された惑星のほとんどは海王星と地球の間の大きさである。^[9]

惑星が視線速度法と通過法の両方で検出できる場合、その真の質量と半径、および密度を決定することができます。低密度の惑星は主に水素とヘリウムで構成されていると推測され、中密度の惑星は水を主成分としていると推測されます。高密度の惑星は、地球や太陽系の他の地球型惑星のように岩石質であると推測されます。

高温のガス惑星は、主星に非常に近いため、または形成時から高温で熱によって膨張しているために発生します。低温のガス惑星の場合、質量が木星の数倍に達したときに、木星よりもわずかに大きい最大半径が発生します。この点を超えて質量を追加すると、半径は縮小します。^{[39] [40] [41]}

恒星からの熱を考慮しても、多くのトランジット系外惑星は質量から予想されるよりもはるかに大きく、驚くほど密度が低いことを意味します。^{[42]考えられる説明の1つについては}磁場のセクション を参照してください。

膨張したホットジュピターの他に、低密度の惑星には、地球の数倍の質量しかないが半径が海王星より大きいスーパーパフという別の種類があります。ケプラー51 ^[43]の周りの惑星は、膨張したホットジュピターよりもはるかに密度が低く（はるかに拡散しており）、右側の拡散対半径のプロットで3つのケプラー51惑星が目立っていることがわかります。

ケプラー101bは最初に発見された超海王星である。質量は海王星の3倍だが、密度から、水素とヘリウムが主成分のガス巨星とは異なり、重元素が全質量の60%以上を占めていることが示唆されている。^[44]

惑星の半径や質量が地球と海王星の間である場合、その惑星が地球のように岩石質なのか、海王星のように揮発性物質とガスの混合物なのか、水素/ヘリウムの外殻を持つ小さな惑星（ミニ木星）なのか、あるいは他の組成なのかという疑問が生じます。

ケプラーのトランジット惑星のうち、半径が地球半径の1～4倍の範囲にあるものの一部は、視線速度法またはトランジットタイミング法によって質量が測定されている。計算された密度は、地球半径の1.5倍まではこれらの惑星が岩石質で、重力による圧縮のため半径が大きくなるにつれて密度が増加することを示している。しかし、地球半径の1.5倍から4倍の間では、密度は半径が大きくなるにつれて減少する。これは、地球半径の1.5倍を超えると、惑星の揮発性物質とガスの量が増加する傾向があることを示している。この一般的な傾向にもかかわらず、与えられた半径での質量には大きな幅があり、これはガス惑星が異なる質量と組成の岩石質核を持つことができるためである可能性があり、^{[45]揮発性物質の}光蒸発による可能性もあります。^[46] 熱進化大気モデルは、岩石惑星とガス惑星の境界線として地球の1.75倍の半径を示唆しています。^[47] 恒星からの照射によりガスの外層を失った近距離惑星を除けば、恒星の金属量の研究では、岩石惑星とガス矮星の境界線は地球の半径の1.7倍、ガス矮星とガス巨星の境界線は地球の半径の3.9倍であることが示唆されている。これらの境界線は統計的な傾向であり、普遍的に当てはまるわけではない。なぜなら、金属量以外にも、恒星からの距離など、惑星の形成に影響を与える要因はたくさんあるため、より遠い距離で形成されたより大きな岩石惑星が存在する可能性がある。^[48] データの独立した再分析では、そのような境界線はなく、1地球半径から4地球半径の間で惑星形成が連続しており、原始惑星系円盤内の固体物質の量によってスーパーアースやミニネプチューンが形成されるかどうかが決まると考える理由はないことが示唆されている。^[49] 2016年に300個以上の惑星を対象に行われた研究では、地球の約2倍の質量を持つほとんどの天体は水素とヘリウムの層で覆われていることが示唆されており、岩石質のスーパーアースは稀である可能性がある。^[50]

低密度地球質量惑星ケプラー138dの発見は、岩石惑星と低密度惑星の両方が存在する質量範囲が重なっていることを示している。 ^[51]低質量低密度惑星は、残留水素大気を持つ海洋惑星またはスーパーアース、蒸気大気を持つ高温惑星、水素-ヘリウム大気を持つミニ海王星である可能性がある。^{[52]低質量低密度惑星のもう1つの可能性は、主に}一酸化炭素、二酸化炭素、メタン、または窒素で構成された大規模な大気を持っていることである。^[53]

2014年、ケプラー10cの新しい測定により、この惑星は海王星質量（地球の17倍）で密度が地球よりも高いことが判明しました。これは、ケプラー10cが主に岩石で構成され、最大20％の高圧水氷を含む可能性があるが、水素が優勢な外層を持たないことを示しています。これは、「スーパーアース」という用語に一般的に使用される地球の10倍の質量の上限をはるかに上回っているため、「メガアース」という用語が生まれました。^{[54] [55]}同様に巨大で密度の高い惑星はケプラー131bである可能性がありますが、その密度はケプラー10cほど正確に測定されていません。次に重い既知の固体惑星は、この半分の質量である55 Cancri eとケプラー20bです。^[56]

ガス惑星は大きな固体核を持つことがある。土星質量の惑星HD 149026 bは半径が土星の3分の2しかないため、岩石氷核の質量は地球の60倍以上である可能性がある。^[39] CoRoT-20bは木星の4.24倍の質量を持つが、半径は木星の0.84倍しかない。重元素が核に集中している場合は地球の800倍の金属核を持つ可能性があり、重元素が惑星全体に分散している場合は地球の300倍の核を持つ可能性がある。^{[57] [58]}

通過タイミング変動測定によると、ケプラー52b、ケプラー52c、ケプラー57bの最大質量は地球の30～100倍だが、実際の質量はもっと小さい可能性がある。半径は地球の半径の約2倍^{[59]なので、同じ大きさの}鉄惑星よりも密度が高い可能性がある。これらは恒星に非常に近い軌道を回っているため、蒸発したガス巨星または褐色矮星の残余核（地下惑星）である可能性がある。残余核が十分に重い場合、大気の質量を失ったにもかかわらず、数十億年にわたってそのような状態のままである可​​能性がある。^{[60] [61]}

原始惑星系円盤に十分な重元素が含まれる大質量星（B型およびO型星、太陽の5～120倍の質量）の周囲には、最大で地球の数千倍の質量を持つ固体惑星が形成される可能性がある。また、これらの星は紫外線と風が強く、円盤内のガスを光蒸発させて重元素だけを残す可能性がある。 ^{[62]比較すると、海王星の質量は地球の17倍、木星は地球の318倍、そして国際天文学連合}（IAU）の太陽系外惑星の暫定定義 で使用されている木星質量13倍の限界は地球の約4000倍の質量に相当する。^[62]

冷たい惑星には最大半径がある。その点に質量を加えると、半径が増加する代わりに、惑星が重さで圧縮されるからである。固体惑星の最大半径は、ガス惑星の最大半径よりも小さい。^[62]

惑星の大きさをその半径で表す場合、形状を球で近似していることになる。しかし、惑星は自転によって極で平らになるため、赤道半径は極半径よりも大きくなり、扁平回転楕円体に近くなる。トランジットする太陽系外惑星の扁平度は、トランジット光度曲線に影響を与える。現在の技術の限界では、 HD 189733b は土星よりも扁平ではないことが示されてきた。^[63] 惑星が恒星に近い場合、重力による潮汐力によって惑星は恒星の方向に引き伸ばされ、三軸楕円体に近くなる。^[64]潮汐力による変形は惑星と恒星を結ぶ線に沿って起こるため、トランジット測光から検出するのは困難である。たとえ潮汐力による変形が自転変形よりも大きい場合でも（潮汐固定されたホットジュピターの場合のように）、トランジット光曲線への影響は自転変形による影響よりも一桁小さい。^[63]岩石惑星の物質的な剛性とガス惑星の岩石核は、前述の形状からさらに逸脱する。^[63]不均一に照射された表面によって引き起こされる熱潮汐も別の要因である。^[65]

• 遠く離れた恒星系から地球を検出する

• 宇宙望遠鏡科学研究所によるケプラー公開データアーカイブ
• ストロームグレン星震学と銀河考古学調査

太陽系外惑星のカタログとデータベース

• パリ天文台による太陽系外惑星百科事典
• UPR アレシボによる居住可能な太陽系外惑星カタログ
• NASA/JPL PlanetQuest による新世界地図