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太陽系外惑星は、太陽系の外にある惑星です。太陽系外惑星の最初の証拠は1917年に記録されましたが、当時はそう認識されていませんでした。最初の検出は1992年に確認されました。1988年に初めて検出された別の惑星は、2003年に確認されました。NASAの太陽系外惑星アーカイブの統計によると、2024年10月4日現在、4,304の惑星系に5,765の太陽系外惑星が確認されており、965の系には複数の惑星があります。[3] [4]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（ JWST）は、より多くの太陽系外惑星を発見し、その組成、環境条件、生命の可能性などの特性についてより多くの洞察を与えると期待されています。[5]
太陽系外惑星を検出する方法は数多くある。トランジット測光法とドップラー分光法が最も多く発見されているが、これらの方法は恒星に近い惑星の検出に有利な観測上の偏りが明らかである。そのため、検出された太陽系外惑星の 85% は潮汐ロック領域内にある。[6]恒星の周囲に複数の惑星が観測されているケースもいくつかある。 [7]太陽のような恒星の約 5 分の 1 [a]には、ハビタブルゾーン内に「地球サイズ」の[b]惑星がある。[c] [8] [9]天の川銀河には 2000 億個の恒星があると仮定すると、[d]天の川銀河には 110 億個の地球サイズの居住可能な惑星が存在すると推測でき、多数の赤色矮星を周回する惑星を含めると 400 億個に増える。 [10]
知られている最も質量の小さい太陽系外惑星はドラウグル（PSR B1257+12 AまたはPSR B1257+12 bとしても知られる）で、質量は月の約2倍である。NASAの太陽系外惑星アーカイブに登録されている最も質量の大きい太陽系外惑星はHR 2562 bで、[11] [12] [13]木星の約30倍の質量である。しかし、惑星のいくつかの定義（重水素の核融合に基づく[14]）によれば、この惑星は惑星としては質量が大きすぎ、褐色矮星である可能性がある。太陽系外惑星の公転時間は、1時間未満（恒星に最も近いもの）から数千年まで様々である。一部の太陽系外惑星は恒星から非常に離れているため、恒星の重力に束縛されているかどうかを判断するのが難しい。
これまでに発見された惑星のほとんどは天の川銀河内にあります。しかし、他の銀河に位置する銀河系外惑星が存在する可能性があるという証拠があります。 [15] [16]最も近い太陽系外惑星は地球から4.2光年（1.3パーセク）に位置し、太陽に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリを周回しています。 [17]
太陽系外惑星の発見により、地球外生命の探索への関心が高まっている。恒星のハビタブルゾーン（「ゴルディロックスゾーン」と呼ばれることもある）を周回する惑星には特別な関心が寄せられている。このゾーンでは、私たちが知る生命の前提条件である液体の水が表面に存在できる可能性がある。しかし、惑星の居住可能性の研究では、惑星が生命を宿すのに適しているかどうかを判断するために、他のさまざまな要因も考慮される。[18]
放浪惑星は恒星を周回しない惑星である。このような天体は、特にガス惑星の場合は、準褐色矮星として数えられることが多いため、別のカテゴリーの惑星とみなされる。[19]天の川銀河の放浪惑星の数は、おそらく数十億個以上である。[20] [21]
意味
国際オーグメンテーション
国際天文学連合（IAU）が使用する惑星という用語の公式定義は太陽系のみを対象としており、太陽系外惑星には適用されません。[22] [23] IAUの太陽系外惑星ワーキンググループは2001年に「惑星」の実用的な定義を含む立場表明を発表し、2003年に修正されました。[24]太陽系外惑星は以下の基準で定義されました。
- 重水素の熱核融合の限界質量（現在、太陽の金属量の物体の場合、木星の 13 倍の質量であると計算されている）未満の真の質量を持ち、恒星または恒星の残骸を周回する物体は、「惑星」です（どのように形成されたかは関係ありません）。太陽系外物体が惑星と見なされるために必要な最小質量/サイズは、太陽系で使用されるものと同じである必要があります。
- 重水素の熱核融合の限界質量を超える真の質量を持つ恒星下天体は、どのように形成されたか、どこに位置しているかに関係なく、 「褐色矮星」と呼ばれます。
- 重水素の熱核融合の限界質量未満の質量を持つ若い星団内の浮遊物体は「惑星」ではなく、「亜褐色矮星」（または最も適切な名前）です。
この暫定定義は、2018年8月にIAUの委員会F2「太陽系外惑星と太陽系」によって修正されました。[25] [26]太陽系外惑星の公式の暫定定義は現在、次のようになっています。
- 真の質量が重水素の熱核融合の限界質量（現在、太陽の金属量の天体の場合、木星の13倍の質量と計算されている）を下回り、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不安定性を下回る（M/M中心< 2/(25+ √ 621 )）天体は、「惑星」です（どのように形成されたかは関係ありません）。
- 太陽系外の天体が惑星とみなされるために必要な最小の質量/サイズは、太陽系で使用されるものと同じである必要があります。
代替案
IAU の作業定義が常に使用されているわけではない。別の提案としては、惑星はその形成に基づいて褐色矮星と区別されるべきだというものがある。巨大惑星は核集積によって形成されると広く考えられており、その際に重水素融合閾値を超える質量の惑星が生成されることがある。 [27] [28] [14]その種の大質量惑星はすでに観測されている可能性がある。[29]褐色矮星は恒星のようにガス雲の直接的な重力崩壊によって形成され、この形成メカニズムによって13 M Jup の限界を下回り、1 M Jupほどの質量の天体も生成される。[30]この質量範囲の天体で、恒星から数百または数千天文単位 (AU) の広い距離を周回し、恒星と天体の質量比が大きいものは、褐色矮星として形成された可能性が高い。これらの惑星の大気は、より重い元素が豊富に含まれる降着形成惑星よりも、主星の組成に似ている可能性が高い。2014年4月現在、直接撮影された惑星のほとんどは巨大で軌道が広いため、褐色矮星形成の低質量端を表している可能性が高い。 [31]ある研究では、木星の10 Mを超える天体は重力不安定性によって形成されたため、惑星と考えるべきではないと示唆している。 [ 32 ]
また、13木星質量のカットオフには、正確な物理的意味はありません。そのカットオフ未満の質量を持ついくつかの天体では、重水素の融合が起こる可能性があります。 [14]融合した重水素の量は、ある程度、天体の組成によって異なります。[33] 2011年の時点で、Extrasolar Planets Encyclopaediaには、25木星質量までの天体が含まれており、「観測された質量スペクトルで13 M Jupの周辺に特別な特徴がないという事実は、この質量制限を忘れるという選択を裏付けています」と述べています。 [34] 2016年の時点で、この制限は、質量と密度の関係の研究に基づいて、60木星質量に引き上げられました[35] 。 [36] Exoplanet Data Explorerには、木星質量の 24 倍までの天体が含まれており、次のような注意書きが添えられている。「IAU ワーキング グループによる 13 木星質量の区分は、岩石質の核を持つ惑星では物理的に根拠がなく、sin i の曖昧さのため観測上問題がある。」[37] NASA Exoplanet Archiveには、質量 (または最小質量) が木星質量の 30 倍以下の天体が含まれている。[38]重水素融合、形成過程、または位置ではなく、惑星と褐色矮星を区別するもう 1 つの基準は、核の圧力がクーロン圧力または電子縮退圧力によって支配されているかどうかであり、境界線は木星質量の 5 倍程度である。[39] [40]
命名法
太陽系外惑星の命名規則は、国際天文学連合(IAU) が採用した多重星系の指定に用いられるシステムの拡張である。単一の恒星を周回する太陽系外惑星の場合、IAU の指定は、その親星の指定名または固有名に小文字を追加して形成される。[42]文字は、親星の周りで各惑星が発見された順に付与される。つまり、システム内で最初に発見された惑星は「b」と指定され (親星は「a」とみなされる)、その後の惑星にはそれに続く文字が与えられる。同じシステム内で複数の惑星が同時に発見された場合、その恒星に最も近い惑星に次の文字が与えられ、その後に軌道の大きさの順に他の惑星が続く。周連星系惑星の指定に対応するために、暫定的な IAU 公認の標準が存在する。限られた数の太陽系外惑星には、IAU 公認の固有名が付けられている。他の命名システムも存在する。
検出履歴
何世紀にもわたり、科学者、哲学者、SF作家たちは太陽系外惑星が存在すると疑っていたが、実際に存在するかどうか、どれほどありふれたものなのか、太陽系の惑星とどれほど似ているのかを知る術はなかった。19世紀になされたさまざまな発見の主張は、天文学者によって否定された。
ファン・マーネン2を周回する太陽系外惑星の可能性を示す最初の証拠は1917年に記録されたが、そのように認識されていなかった。後にウィルソン山天文台の所長となった天文学者ウォルター・シドニー・アダムスは、ウィルソン山の60インチ望遠鏡を使用してこの恒星のスペクトルを作成した。彼はそのスペクトルをF型主系列星のものであると解釈したが、現在ではそのようなスペクトルは近くの太陽系外惑星の残骸が恒星の重力によって粉砕され、その結果生じた塵が恒星に落下したことが原因である可能性があると考えられている。[43]
太陽系外惑星が科学的に初めて検出されたと疑われるのは1988年である。その後まもなく、1992年にアレシボ天文台がパルサー PSR B1257+12を周回する地球型質量の惑星をいくつか発見し、最初の検出が確認された。[44]主系列星を周回する太陽系外惑星が初めて確認されたのは1995年で、近くの恒星ペガスス座51番星の周りを4日間で周回する巨大惑星が見つかった。一部の太陽系外惑星は望遠鏡で直接撮影されているが、大多数はトランジット法や視線速度法などの間接的な方法で検出されている。 2018年2月、研究者らはチャンドラX線観測衛星とマイクロレンズ法と呼ばれる惑星検出技術を組み合わせて、遠方の銀河に惑星の証拠を発見し、「これらの太陽系外惑星の中には（比較的）月と同じくらい小さいものもあれば、木星と同じくらい重いものもあります。地球とは異なり、太陽系外惑星のほとんどは恒星にしっかりと結びついていないため、実際には宇宙をさまよったり、恒星の間を緩く周回したりしています。この（遠く離れた）銀河の惑星の数は1兆個以上であると推定できます。」と述べています。[45]
2022年3月21日、太陽系外の5000番目の太陽系外惑星が確認された。[46]
2023年1月11日、NASAの科学者たちは、地球に似た太陽系外惑星であるLHS 475 bを検出したと報告した。これはジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって発見された最初の太陽系外惑星である。[47]
初期の推測
この空間は無限であると私たちは宣言します...そこには私たちの世界と同じ種類の世界が無数にあります。
— ジョルダーノ・ブルーノ（1584）[48]
16 世紀、地球やその他の惑星が太陽の周りを回っているというコペルニクスの理論 (地動説)の初期の支持者であったイタリアの哲学者ジョルダーノ・ブルーノは、恒星は太陽に似ており、同様に惑星を伴うという見解を提唱しました。
18世紀には、アイザック・ニュートンが『プリンキピア』の最後を飾る「一般論」の中で同じ可能性について言及している。太陽の惑星と比較しながら、彼は「恒星が同様のシステムの中心であるならば、それらはすべて同様の設計に従って構築され、一つのものの支配下にあるだろう」と書いている。[49]
最初のホットジュピターが発見される40年以上前の1952年、オットー・シュトルーベは、太陽系の場合よりも惑星が親星にはるかに近づくことができないという説得力のある理由はないと書き、ドップラー分光法とトランジット法によって短軌道のスーパージュピターを検出できると提案しました。 [50]
信用できない主張
太陽系外惑星の発見は19世紀から主張されてきた。最も初期のものには、連星の へびつかい座70番星に関するものがある。1855年、東インド会社のマドラス天文台のウィリアム・スティーブン・ジェイコブは、軌道異常からこの系に「惑星」が存在する可能性が「非常に高い」と報告した。[51] 1890年代、シカゴ大学と米国海軍天文台のトーマス・J・J・シーは、軌道異常からへびつかい座70番星系に恒星の1つを36年周期で周回する暗黒天体が存在することが証明されたと述べた。 [52]しかし、フォレスト・レイ・モールトンは、これらの軌道パラメータを持つ3体系は非常に不安定であることを証明する論文を発表した。[53]
1950年代から1960年代にかけて、スワースモア大学のピーター・ファン・デ・カンプは、今度はバーナード星を周回する惑星の発見について、一連の著名な主張を行った。[54]現在、天文学者の間では、初期の発見報告はすべて誤りであると一般的にみなされている。[55]
1991年、アンドリュー・ライン、M・ベイルズ、SL・シェマーは、パルサーのタイミングの変化を利用して、PSR 1829-10の周りを周回するパルサー惑星を発見したと主張した。 [56]この主張は一時的に大きな注目を集めたが、ラインと彼のチームはすぐに撤回した。[57]
確認された発見
2024年7月24日現在、NASAの太陽系外惑星アーカイブには合計5,765個の確認済み太陽系外惑星がリストされており、その中には1980年代後半の物議を醸した主張を確認したものもいくつか含まれている。[58]その後確認された最初の公表された発見は、1988年にビクトリア大学とブリティッシュコロンビア大学のカナダの天文学者ブルース・キャンベル、GAHウォーカー、スティーブンソン・ヤンによってなされた。[59]彼らは惑星の検出を主張することに慎重だったが、視線速度観測は惑星がガンマ・ケフェウス座の恒星を周回していることを示唆した。当時の観測が機器の能力の限界であったこともあり、天文学者たちはこの観測や他の同様の観測について数年間懐疑的だった。見かけ上の惑星のいくつかは、惑星と恒星の中間の質量を持つ褐色矮星である可能性があると考えられていた。 1990年には、ガンマ・ケフェウス座を周回する惑星の存在を裏付ける追加の観測結果が発表されたが[60]、1992年のその後の研究で再び深刻な疑問が浮上した。[61]最終的に、2003年に技術の進歩により、惑星の存在が確認された。[62]
1992年1月9日、電波天文学者のアレクサンダー・ウォルシュチャンとデール・フレイルは、パルサー PSR 1257+12を周回する2つの惑星を発見したと発表した。[44]この発見は確認され、一般に太陽系外惑星の最初の決定的な発見と考えられている。その後の観測でこの結果は確固たるものとなり、1994年に3つ目の惑星が確認されたことで、この話題は一般紙で再び取り上げられることになった。[63]これらのパルサー惑星は、パルサーを生み出した超新星の異常な残骸から、2回目の惑星形成で形成されたか、あるいは何らかの形で超新星を生き延びて現在の軌道に崩壊した巨大ガス惑星の残りの岩石核であると考えられている。パルサーは攻撃的な恒星であるため、当時はパルサーの軌道上に惑星が形成される可能性は低いと考えられていた。[64]
1990年代初頭、ドナルド・バッカー率いる天文学者のグループは連星パルサー（PSR B1620−26 b）と思われる天体を研究し、観測されたドップラーシフトを説明するには3つ目の天体が必要であると判断した。数年のうちに、パルサーと白色矮星の軌道に対する惑星の重力の影響が測定され、3つ目の天体の質量が恒星としては小さすぎると推定された。3つ目の天体が惑星であるという結論は、1993年にスティーブン・ソーセットと彼の共同研究者によって発表された。 [65]
1995年10月6日、ジュネーブ大学のミシェル・マイヨールとディディエ・ケローは、主系列星であるG型星ペガスス座51番星を周回する太陽系外惑星を初めて確実に検出したと発表した。[66] [67] [68]オートプロヴァンス天文台で行われたこの発見は、太陽系外惑星発見の近代時代の幕開けとなり、2019年のノーベル物理学賞の共同受賞につながった。技術の進歩、特に高解像度分光法の進歩により、多くの新しい太陽系外惑星が急速に発見された。天文学者は、太陽系外惑星が主星の運動に及ぼす重力の影響を測定することで、間接的に太陽系外惑星を検出できるようになった。その後、惑星が主星の前を通過する際に恒星の見かけの明るさが変化するのを観測することで、さらに多くの太陽系外惑星が発見された。[66]
当初、最もよく知られていた太陽系外惑星は、親星のすぐ近くを周回する巨大な惑星でした。惑星形成理論では、巨大惑星は星から遠く離れた場所でのみ形成されるはずとされていたため、天文学者はこれらの「ホット ジュピター」に驚きました。しかし、最終的には他の種類の惑星がさらに発見され、現在ではホット ジュピターが太陽系外惑星の少数派であることが明らかになっています。[66] 1999 年、アンドロメダ座ウプシロン星は、複数の惑星を持つことが知られている最初の主系列星となりました。[69]ケプラー 16には、連星系主系列星を周回する最初の惑星が発見されています。[70]
2014年2月26日、NASAはケプラー宇宙望遠鏡によって305個の恒星の周囲に新たに確認された715個の太陽系外惑星を発見したと発表した。これらの太陽系外惑星は「多重度による確認」と呼ばれる統計的手法を使用して確認された。[71] [72] [73]これらの結果が出る前は、確認された惑星のほとんどは木星と同等かそれ以上の大きさのガス惑星であった。なぜならそれらの方が検出が容易だったからである。しかしケプラーの惑星は主に海王星と地球の間の大きさである。[71]
2015年7月23日、NASAはG2型恒星のハビタブルゾーンを周回する地球に近いサイズの惑星、ケプラー452bを発表しました。 [74]
2018年9月6日、NASAは地球から約145光年離れたおとめ座の太陽系外惑星を発見した。[75]この太陽系外惑星、ウルフ503bは地球の2倍の大きさで、「オレンジ矮星」と呼ばれるタイプの恒星を周回しているのが発見された。ウルフ503bは恒星に非常に近いため、わずか6日で1周する。ウルフ503bは、いわゆる小惑星半径ギャップの近くで発見できる唯一の大きな太陽系外惑星である。このギャップはフルトンギャップとも呼ばれ、[75] [76]地球の半径の1.5倍から2倍の大きさの太陽系外惑星を見つけるのは珍しいという観測結果である。[77]
2020年1月、科学者たちはTESSによって検出されたハビタブルゾーン内の最初の地球サイズの惑星であるTOI 700 dを発見したと発表した。 [78]
候補の発見
2020年1月現在、NASAのケプラーおよびTESSミッションは、まだ確認されていない4374個の惑星候補を特定しており、[79]そのうちのいくつかは地球とほぼ同じ大きさで、居住可能領域に位置しており、太陽のような恒星の周りにあるものもある。[80] [81] [82]
太陽系外惑星の人口 – 2017年6月[83] [84]
2020年9月、天文学者たちは渦巻銀河（M51a）の明るいX線源（XRS）を覆うことで、銀河系外惑星M51-ULS-1bの存在を初めて証明したと報告した。 [85] [86]
また、2020年9月には、マイクロレンズ技術を用いた天文学者が、地球と同質量で恒星に囲われず天の川銀河内で自由に浮遊する惑星を初めて発見したと報告した。[87] [88]
検出方法
直接画像
惑星は、その親星に比べて極めて暗い。例えば、太陽のような星は、その周りを回るどの太陽系外惑星からの反射光よりも約10億倍明るい。このような微弱な光源を検出することは困難であり、さらに、親星はグレアを引き起こし、その光を消し去ってしまう傾向がある。惑星からの光を検出できるようにしながらグレアを減らすには、親星からの光を遮断する必要があるが、これは極めて高い光熱安定性を必要とする大きな技術的課題である。[89]直接撮影されたすべての太陽系外惑星は大きく（木星よりも質量が大きい）、親星から大きく離れている。
ジェミニ・プラネット・イメージャー、VLT-SPHERE、SCExAOなどの特別に設計された直接撮像機器は、数十の巨大ガス惑星を撮像しますが、既知の太陽系外惑星の大部分は間接的な方法でのみ検出されています。
間接的な方法
恒星が惑星の後ろにあるとき、その明るさは暗く見える。
- 惑星が恒星の周りを回ると、恒星もその質量の中心の周りを小さな軌道で回る。恒星の視線速度の変化、つまり地球に近づく速度や地球から離れる速度は、ドップラー効果による恒星のスペクトル線の変位から検出できる。1m/sかそれより若干小さい、極めて小さな視線速度の変化も観測される。[91]
- 通過時刻変動(TTV)
- 複数の惑星が存在する場合、それぞれの惑星は他の惑星の軌道をわずかに乱す。したがって、1つの惑星の通過時間の小さな変化は、それ自体が通過するかどうかにかかわらず、別の惑星の存在を示している可能性がある。たとえば、惑星ケプラー19bの通過時間の変動は、システム内に2番目の惑星、通過しないケプラー19cが存在することを示唆している。[92] [93]
- 惑星が複数の恒星を周回する場合や、惑星に衛星がある場合、その通過時間は通過ごとに大きく変化する可能性があります。この方法で新しい惑星や衛星が発見されたことはありませんが、多くの通過する連星系周回惑星を確認するのに成功しています。[94]
- マイクロレンズ効果は、恒星の重力場がレンズのように作用して、遠くにある背景の恒星の光を拡大するときに発生します。レンズ効果のある恒星を周回する惑星は、時間の経過とともに変化する拡大率に検出可能な異常を引き起こす可能性があります。他のほとんどの方法は、小さな軌道 (または分解画像の場合は大きな軌道) を持つ惑星に検出の偏りがあるのに対し、マイクロレンズ効果法は、 太陽のような恒星から1 ～ 10 AUほど離れた惑星の検出に最も敏感です。
- 天体測定法は、天空の星の位置を正確に測定し、その位置が時間とともにどのように変化するかを観測するものです。惑星の重力の影響による星の動きを観測できる場合があります。しかし、動きが非常に小さいため、この方法は2020年代まではあまり成果を上げませんでした。この方法は、他の方法で発見された惑星の特性を調査するためにうまく使用されてきましたが、確認された発見はわずかしかありませんでした[95] [96] 。
- パルサー（超新星として爆発した恒星の小さく超高密度の残骸）は、自転しながら極めて規則的に電波を放射します。惑星がパルサーを周回すると、観測される電波パルスのタイミングにわずかな異常が生じます。太陽系外惑星の最初の確認された発見は、この方法を使用して行われました。しかし、2011年現在、この方法はあまり成果が上がっておらず、3つの異なるパルサーの周囲で5つの惑星がこの方法で検出されています。
- パルサーのように、周期的な活動を示す他のタイプの恒星もいくつかあります。周期からの逸脱は、その恒星を周回する惑星によって引き起こされる場合があります。2013年現在、この方法でいくつかの惑星が発見されています。[97]
- 惑星が恒星のすぐ近くを周回すると、かなりの量の恒星の光を捉えます。惑星が恒星の周りを周回すると、地球から見た惑星の位相が変化したり、温度差により惑星の片側がもう片側よりも明るく光ったりするため、光の量が変わります。[98]
- 相対論的ビーミングは、恒星の運動による観測されたフラックスを測定する。惑星が主星に近づいたり遠ざかったりすると、恒星の明るさが変化する。[99]
- 主星に近い大質量惑星は、主星の形をわずかに変形させる可能性がある。これにより、主星が地球に対してどのように回転するかに応じて、主星の明るさがわずかに変化する。[100]
- 偏光測定法では、惑星から反射された偏光を恒星から放射される非偏光から分離する。この方法では、すでに発見されている惑星のいくつかは検出されたが、新しい惑星は発見されていない。[101] [102]
- 多くの恒星の周囲には宇宙塵の円盤があり、これは小惑星や彗星の衝突によって生じたものと考えられています。塵は恒星の光を吸収し、赤外線として再放射するため、検出することができます。円盤上の特徴から惑星の存在が示唆される場合もありますが、これは決定的な検出方法とはみなされていません。
形成と進化
惑星は、恒星形成後数百万年から数千万年（あるいはそれ以上）以内に形成されることがある。[103] [104]太陽系 の惑星は現状でしか観測できないが、様々な年齢の異なる惑星系を観測することで、進化の様々な段階にある惑星を観測することができる。観測可能な範囲は、惑星がまだ形成中の若い原始惑星系円盤[105]から、100億年以上経過した惑星系にまで及ぶ。[106]惑星がガス状の原始惑星系円盤内で形成されると、[107]水素/ヘリウムの外層を集積する。[108] [109]これらの外層は時間の経過とともに冷えて収縮し、惑星の質量によっては、水素/ヘリウムの一部または全部が最終的に宇宙に失われる。[107]これは、地球型惑星であっても、十分早く形成されれば、大きな半径で始まる可能性があることを意味する。[110] [111] [112]一例として、ケプラー51bは地球の約2倍の質量しかありませんが、地球の100倍の質量を持つ土星とほぼ同じ大きさです。ケプラー51bは数億歳と非常に若いです。[113]
惑星を宿す恒星
平均して恒星1つにつき少なくとも1つの惑星が存在する。[7]太陽のような恒星 の約5分の1 [a]には、居住可能領域内に「地球サイズ」の[b]惑星が存在する。[115]
知られている太陽系外惑星のほとんどは、太陽とほぼ同じ軌道の恒星、つまりスペクトル分類F、G、またはKの主系列星を周回している。より低質量の恒星（スペクトル分類Mの赤色矮星）には、視線速度法で検出できるほどの質量を持つ惑星が存在する可能性は低い。[116] [117]それにもかかわらず、トランジット法を使用してより小さな惑星を検出するケプラー宇宙望遠鏡によって、赤色矮星の周囲に数十個の惑星が発見されている。
ケプラーのデータを用いたところ、恒星の金属量と木星と同程度の巨大惑星が存在する確率との間に相関関係があることが判明した。金属量の多い恒星は金属量の少ない恒星よりも惑星、特に巨大惑星が存在する可能性が高い。[118]
いくつかの惑星は連星系の一方の恒星を周回しており[119]、連星系の両方の恒星を周回する周連星系惑星もいくつか発見されている。三重星系の惑星がいくつか知られており[120] 、四重星系の惑星ケプラー64も1つ知られている。
軌道と物理的パラメータ
一般的な特徴
色と明るさ
2013年、太陽系外惑星の色が初めて決定された。HD 189733bの最適アルベド測定では、濃い青であることが示唆されている。[121] [122]同年後半には、視覚的にマゼンタ色であるGJ 504 bや[123]、近くで見ると赤みがかった色に見えるカッパアンドロメダbなど、いくつかの他の太陽系外惑星の色が決定された。 [124]ヘリウム惑星は、白色または灰色の外観になると予想されている。[125]
惑星の見かけの明るさ（見かけの等級）は、観測者との距離、惑星の反射率（アルベド）、そして惑星が恒星から受ける光の量によって決まります。これは、惑星が恒星からどれだけ離れているか、そして恒星の明るさによって決まります。そのため、恒星に近いアルベドの低い惑星は、恒星から遠いアルベドの高い惑星よりも明るく見えることがあります。[126]
幾何学的アルベドの観点から最も暗い既知の惑星は、ホットジュピターであるTrES-2bであり、その主星からの光の1%未満を反射するため、石炭や黒いアクリル絵の具よりも反射率が低い。ホットジュピターは大気中のナトリウムとカリウムのために非常に暗いと予想されるが、TrES-2bがなぜそれほど暗いのかはわかっていない。未知の化合物が原因である可能性がある。[127] [128] [129]
巨大ガス惑星の場合、この効果を修正する雲がない限り、幾何学的アルベドは金属量や大気温度の増加とともに一般的に減少する。雲柱の深さが増加すると可視波長でのアルベドは増加するが、一部の赤外線波長では減少する。光学アルベドは年齢とともに増加するが、これは古い惑星ほど雲柱の深さが大きいためである。光学アルベドは質量が増加すると減少するが、これは質量の大きい巨大惑星ほど表面重力が高く、雲柱の深さが低くなるためである。また、楕円軌道は大気の組成に大きな変動を引き起こし、大きな影響を及ぼす可能性がある。[130]
巨大ガス惑星や若いガス惑星では、近赤外線波長域では反射よりも熱放射のほうが多くなります。そのため、光学的な明るさは完全に位相に依存しますが、近赤外線では必ずしもそうとは限りません。[130]
巨大ガス惑星の温度は、時間の経過と恒星からの距離とともに低下する。温度が下がると、雲がなくても光学アルベドが増加する。温度が十分に低いと水雲が形成され、光学アルベドがさらに増加する。さらに低い温度ではアンモニア雲が形成され、ほとんどの可視光線と近赤外線の波長で最高のアルベドが得られる。[130]
磁場
2014年、 HD 209458 bの周囲に磁場があることが、惑星から水素が蒸発している様子から推測された。これは太陽系外惑星の磁場が（間接的に）検出された初めての例である。磁場の強さは木星の10分の1程度と推定されている。[131] [132]
太陽系外惑星の磁場は、 LOFARなどの高感度低周波電波望遠鏡でオーロラ 電波放射によって検出できると考えられているが、まだ発見されていない。[133] [134]電波放射は太陽系外惑星内部の回転速度を測定できるため、雲の動きを調べるよりも太陽系外惑星の回転を測定するより正確な方法となる可能性がある。[ 135]しかし、これまでで最も高感度の電波オーロラ放射探査が行われたアレシボを含む9つの太陽系外惑星でも、何も発見されなかった。[136]
地球の磁場は流動する液体金属核から生じているが、高圧の巨大なスーパーアースでは、地球の条件下で生成されるものとは異なる化合物が形成される可能性がある。化合物はより高い粘性と高い融点を持つ可能性があり、これにより内部が異なる層に分離するのを防ぎ、結果として未分化の核のないマントルが形成される可能性がある。MgSi 3 O 12などの酸化マグネシウムは、スーパーアースで見られる圧力と温度では液体金属である可能性があり、スーパーアースのマントルに磁場を生成する可能性がある。[137] [138]
ホットジュピターは、予想よりも大きな半径を持つことが観測されている。これは、恒星風と惑星の磁気圏との相互作用によって惑星に電流が生じ、それが惑星を加熱（ジュール熱）して膨張を引き起こすためと考えられる。恒星の磁気活動が活発であればあるほど、恒星風が強くなり、電流も大きくなり、惑星の加熱と膨張が進む。この理論は、恒星の活動が惑星の半径の膨張と相関しているという観察結果と一致する。[139]
2018年8月、科学者らは気体の重水素が液体の金属水素に変化したことを発表した。これは、木星、土星、および関連する太陽系外惑星などの巨大ガス惑星には大量の液体金属水素が含まれていると考えられており、それが観測される強力な磁場の原因である可能性があるため、研究者らがこれらの惑星をよりよく理解するのに役立つ可能性がある。[140] [141]
科学者らは以前、近距離にある太陽系外惑星の磁場が、その主星の恒星フレアや黒点の増加を引き起こす可能性があると発表していたが、2019年にこの主張はHD 189733系で誤りであることが実証された。よく研究されているHD 189733系で「恒星と惑星の相互作用」が検出されなかったことで、この効果に関する他の関連する主張にも疑問が投げかけられている。 [ 142]その後、アレシボ電波望遠鏡によって、主星から0.1天文単位以内を周回する8つの太陽系外惑星からの電波放射の探索が行われたが、この磁気的な恒星と惑星の相互作用の兆候も見つからなかった。[143]
2019年には、4つのホットジュピターの表面磁場の強さが推定され、木星の表面磁場4.3ガウスと比較して20〜120ガウスの範囲であった。 [144] [145]
プレートテクトニクス
2007年、2つの独立した研究チームが、より大きなスーパーアースにおけるプレートテクトニクスの可能性について相反する結論に達しました[146] [147]。一方のチームは、プレートテクトニクスは断続的または停滞的であると述べ[148]、もう一方のチームは、惑星が乾燥している場合でも、スーパーアースでプレートテクトニクスが発生する可能性が非常に高いと述べました。[149]
もしスーパーアースが地球の80倍以上の水を持っている場合、それらはすべての陸地が完全に水没した海洋惑星になります。しかし、この限界よりも水が少ない場合は、深層水循環によって海洋とマントルの間で十分な水が移動し、大陸が存在できるようになります。[150] [151]
火山活動
かに座55番星eの表面温度の大きな変動は、火山活動によって大量の塵の雲が放出され、惑星を覆い、熱放射を遮っているためだと考えられている。[152] [153]
リング
1SWASP J140747.93-394542.6という恒星は、土星の環よりもはるかに大きな環系に囲まれた天体によって掩蔽されていた。しかし、この天体の質量は不明であり、惑星ではなく褐色矮星か低質量の恒星である可能性がある。[154] [155]
フォーマルハウトbの光学画像の明るさは、木星の半径の20～40倍の半径を持つ惑星周回環系からの星の光の反射によるものと考えられており、ガリレオ衛星の軌道とほぼ同じ大きさである。[156]
太陽系の巨大ガス惑星の環は、惑星の赤道に沿って一直線に並んでいる。しかし、恒星の近くを周回する太陽系外惑星の場合、恒星からの潮汐力により、惑星の最も外側の環は恒星の周りの惑星の軌道面と一直線に並ぶことになる。惑星の最も内側の環は依然として惑星の赤道に沿って一直線に並んでいるため、惑星の自転軸が傾いている場合、内側の環と外側の環の配置が異なるため、歪んだ環系が形成される。[157]
月
2013年12月、放浪惑星または赤色矮星MOA-2011-BLG-262Lの候補系外衛星が発表されました。[158] 2018年10月3日、ケプラー1625bを周回する大きな系外衛星を示唆する証拠が報告されました。[159]
雰囲気
いくつかの太陽系外惑星の周囲に大気が検出されている。最初に観測されたのは2001年のHD 209458 bである。[161]
2014年2月現在、50以上のトランジット惑星と5つの直接撮影された太陽系外惑星の大気が観測されており、[162]分子スペクトルの特徴の検出、昼夜の温度勾配の観測、大気の垂直構造の制約などが得られている。[163]また、トランジットを起こさないホットジュピターであるタウ・ブーティスbにも大気が検出されている。[164] [165]
2017年5月、地球から100万マイル離れた軌道を周回する衛星からきらめくように見える光の輝きは、大気中の氷の結晶からの反射光であることが判明しました。[166] [167]これを判断するために使用される技術は、太陽系外惑星を含む遠方の世界の大気の研究に役立つ可能性があります。
彗星のような尾
KIC 12557548 bは恒星に非常に近い小さな岩石惑星で、蒸発して彗星のような雲と塵の尾を引いている。[168]塵は火山から噴出した灰が小さな惑星の表面重力が低いために漏れたものかもしれないし、恒星に非常に近いため高温で蒸発した金属蒸気が塵に凝縮したものかもしれない。[169]
2015年6月、科学者らはGJ 436 bの大気が蒸発し、その結果、惑星の周囲に巨大な雲が形成され、主星からの放射線により、長さ1400万km（900万マイル）の長い尾が引きずられていると報告した。[170]
日射パターン
1:1の自転軌道共鳴にある潮汐ロックされた惑星では、恒星は常に真上の一点を照らし、その点は熱く、反対側の半球は光を受けず、凍えるほど寒い。そのような惑星は目玉に似ており、ホットスポットが瞳孔である。[171]偏心軌道を持つ惑星は、他の共鳴に固定される可能性がある。3:2および5:2共鳴では、東半球と西半球の両方にホットスポットがある二重の目玉パターンになる。[172]偏心軌道と傾斜した自転軸の両方を持つ惑星では、より複雑な日射パターンになる。[173]
表面
表面構成
表面の特徴は、放射分光法と反射分光法を透過分光法と比較することで、大気の特徴と区別することができます。太陽系外惑星の中赤外線分光法では岩石の表面を検出でき、近赤外線分光法ではマグマの海や高温の溶岩、水和ケイ酸塩の表面、水氷を特定できるため、岩石惑星とガス惑星を区別する明確な方法が得られます。[174]
表面温度
太陽系外惑星の温度は、親星から受ける光の強度を測定することで推定できる。例えば、惑星OGLE-2005-BLG-390Lbの表面温度はおよそ -220 °C (50 K) と推定されている。しかし、このような推定値は、通常は不明な惑星のアルベドに依存し、温室効果などの要因によって未知の複雑さが生じる可能性があるため、かなり誤差がある可能性がある。いくつかの惑星の温度は、惑星が軌道上を移動し、親星によって隠されるときに赤外線放射の変化を観測することで測定されている。例えば、惑星HD 189733bの平均温度は、昼側で 1,205 K (932 °C)、夜側で 973 K (700 °C) と推定されている。[176]
居住性
より多くの惑星が発見されるにつれて、太陽系外惑星学の分野は太陽系外世界のより深い研究へと成長し続け、最終的には太陽系外の惑星での生命の可能性に取り組むことになるだろう。[177]宇宙の距離では、生命は惑星規模で発達し、惑星環境を大きく変化させ、その変化が古典的な物理化学的プロセス（非平衡プロセス）では説明できない場合にのみ検出される。[177]たとえば、分子状酸素（O
2地球の大気中の酸素は、生きている植物や多くの種類の微生物による光合成の結果であるため、太陽系外惑星に生命が存在することを示す指標として使用できますが、少量の酸素は非生物学的手段によって生成される可能性もあります。[178]さらに、居住可能な可能性のある惑星は、十分な大気圧を持つ惑星質量の物体が表面に液体の水を保持できる距離で安定した恒星を周回する必要があります。 [179] [180]
居住可能領域
恒星の周りのハビタブルゾーンとは、惑星の表面に液体の水が存在できる温度のちょうどよい領域である。つまり、恒星に近すぎて水が蒸発せず、恒星から遠すぎて水が凍らない領域である。恒星が発する熱は恒星の大きさと年齢によって異なるため、ハビタブルゾーンは恒星によって異なる距離にある可能性がある。また、惑星の大気の状態は惑星の熱保持能力に影響を与えるため、ハビタブルゾーンの位置も惑星の種類ごとに異なる。水がほとんどない砂漠惑星（乾燥惑星とも呼ばれる）は、大気中の水蒸気が地球よりも少ないため、温室効果は小さく、砂漠惑星は地球と太陽の間よりも恒星の近くに水のオアシスを維持できる。水がないということは、宇宙に熱を反射する氷が少ないことも意味するため、砂漠惑星のハビタブルゾーンの外縁はさらに外側にある。[181] [182]厚い水素大気を持つ岩石惑星は、地球と太陽の距離よりもはるかに遠くまで表面水を維持できる可能性がある。[183] 質量の大きい惑星は、重力によって水雲の深さが減り、水蒸気の温室効果が減少するため、居住可能領域が広くなり、居住可能領域の内縁が恒星に近づく。[184]
惑星の自転速度は、大気の循環、ひいては雲のパターンを決定する主要な要因の 1 つです。自転速度が遅い惑星は厚い雲を作り、その雲はより多くの光を反射するため、恒星にずっと近い場所でも居住可能です。現在の大気を持つ地球は、金星のように自転速度が遅い場合、金星の軌道上で居住可能です。金星が暴走温室効果により水の海を失った場合、過去には自転速度が速かった可能性があります。あるいは、金星の形成時に水蒸気が宇宙に失われたため、金星に海がなかった可能性があり[185]、歴史を通じて自転速度が遅かった可能性があります。[186]
潮汐固定惑星（別名「目玉」惑星[187]）は、雲の影響により、これまで考えられていたよりも恒星に近い場所で居住可能である可能性がある。恒星の流束が大きい場合、強い対流によって恒星近傍に厚い水雲が生成され、惑星のアルベドが大幅に増加し、表面温度が低下する。[188]
金属量の少ない恒星のハビタブルゾーンにある惑星は、金属量の多い恒星よりも陸上の複雑な生命にとって居住しやすい。これは、金属量の多い恒星の恒星スペクトルがオゾン層の形成を引き起こす可能性が低く、より多くの紫外線が惑星の表面に到達するためである。[189] [190]
ハビタブルゾーンは通常、表面温度で定義されますが、地球のバイオマスの半分以上は地下の微生物に由来しており、[191]温度は深さとともに上昇するため、表面が凍結している場合でも地下は微生物の生命にとって適しており、これを考慮すると、ハビタブルゾーンは恒星からはるかに遠くまで広がります。[192]放浪惑星でさえ、地下の十分な深さに液体の水がある可能性があります。[193]宇宙の初期の時代では、宇宙マイクロ波背景放射の温度により、恒星からの距離に関係なく、存在するすべての岩石惑星の表面に液体の水がありました。[194]木星のような惑星は居住可能ではないかもしれませんが、居住可能な衛星を持つ可能性があります。[195]
氷河期と雪玉州
ハビタブルゾーンの外縁では惑星は完全に凍結しているが、ハビタブルゾーンのかなり内側にある惑星も定期的に凍結することがある。軌道の変動やその他の原因で冷却が起これば、さらに氷ができるが、氷は太陽光を反射してさらに冷却を促し、惑星が完全に、あるいはほぼ完全に凍結するまでフィードバックループが形成される。表面が凍結すると二酸化炭素の風化が止まり、火山からの放出物によって大気中に二酸化炭素が蓄積する。これにより温室効果が生じ、惑星は再び解ける。軸の傾きが大きい惑星[196]はスノーボール状態になりにくく、恒星から離れた場所に液体の水を保持できる。軸の傾きが大きく変動すると、大きな傾きが固定されている場合よりもさらに温暖化効果をもたらす可能性がある。[197] [198]逆説的に、赤色矮星などの低温の恒星を周回する惑星はスノーボール状態になりにくい。これは、低温の恒星が放出する赤外線の波長が主に氷に吸収されて加熱されるためである。[199] [200]
潮汐加熱
惑星が偏心軌道を描いている場合、潮汐加熱は恒星の放射以外に別のエネルギー源を提供する可能性がある。つまり、放射性居住可能領域にある偏心惑星は液体の水には熱すぎる可能性がある。潮汐は時間の経過とともに軌道を円形にするため、居住可能領域にある円形軌道の惑星の中には、かつて偏心軌道を描いていたために水がないものがある可能性がある。[201]居住可能領域より外側にある偏心惑星の表面は依然として凍っているが、潮汐加熱によってエウロパのような地下海が形成される可能性がある。[202]アンドロメダ座ウプシロン星系などの一部の惑星系では、軌道の偏心は、系内の他の惑星からの摂動によって維持されるか、定期的に変化する。潮汐加熱はマントルからのガス放出を引き起こし、大気の形成と補充に寄与する可能性がある。[203]
居住可能な可能性のある惑星
2015年のレビューでは、ケプラー62f、ケプラー186f、ケプラー442bが、潜在的に居住可能な最有力候補として特定されました。[204]これらは、それぞれ1200、490、1120光年の距離にあります。このうち、ケプラー186fは半径1.2地球とほぼ同じ大きさで、赤色矮星の周りの居住可能領域の外側の端の方に位置しています。
最も近い地球型太陽系外惑星候補としては、プロキシマ・ケンタウリbが約4.2光年離れている。その平衡温度は-39℃（234K）と推定されている。[205]
地球サイズの惑星
- 2013年11月、天の川銀河の太陽のような恒星[a]の22±8%には、居住可能な[c]領域に地球サイズの[b]惑星が存在する可能性があると推定されました。[8] [115]天の川銀河に2000億個の恒星があると仮定すると、[d]居住可能な地球の数は110億個となり、赤色矮星を含めると400億個に増加します。[10]
- 赤色矮星のハビタブルゾーンにある半径1.2地球の惑星、ケプラー186fは、2014年4月に報告されました。
- プロキシマ・ケンタウリbは、太陽系に最も近い既知の恒星であるプロキシマ・ケンタウリのハビタブルゾーンにある惑星で、最小質量は地球の1.27倍と推定されています。
- 2013年2月、研究者らは、小型の赤色矮星の最大6%に地球サイズの惑星が存在する可能性があると推測した。これは、太陽系に最も近い赤色矮星が13光年離れている可能性があることを示唆している。95%信頼区間を使用すると、推定距離は21光年に増加する。[206] 2013年3月、改訂された推定では、赤色矮星のハビタブルゾーンにおける地球サイズの惑星の発生率は50%であると示された。[207]
- ケプラー452bは地球の半径の1.63倍で、太陽のようなG2型の恒星の周りの「居住可能領域」で発見された最初の地球に近いサイズの惑星です（2015年7月）。[208]
惑星系
太陽系外惑星は、多くの場合、恒星の周りを回る複数の惑星からなる惑星系のメンバーです。惑星は重力的に相互作用し、時には惑星の軌道周期が整数比になる共鳴系を形成します。ケプラー223系には、8:6:4:3の軌道共鳴にある4つの惑星があります。[209]
ホットジュピターの中には、その恒星の自転方向と逆方向に公転するものもあります。 [210]提案されている説明の1つは、ホットジュピターは密集したクラスターで形成される傾向があり、そこでは摂動がより一般的であり、近隣の恒星による惑星の重力捕獲が可能であるというものです。 [211]
プロジェクトを検索
- CoRoT – 最初のトランジット岩石惑星を発見した宇宙望遠鏡。[212]
- ケプラー– トランジット法を用いて多数の太陽系外惑星を探すミッション。
- TESS – 新しい太陽系外惑星の探索。2年間のミッションの終わりまでに全天の星を観測する。少なくとも3,000個の新しい太陽系外惑星を発見すると期待されている。
- HARPS –チリのラ・シヤ天文台にあるESO の 3.6m 望遠鏡に搭載された高精度エシェル惑星探査分光器。
- ESPRESSO – チリ北部のアタカマ砂漠にあるセロ・パラナルの平坦な山頂に設置された、 ESO の 4 x 8.2m VLT望遠鏡に搭載された岩石惑星の発見と安定した分光観測を行う分光器。
- ANDES – 惑星発見および惑星特性評価用分光器である ArmazoNes 高分散エシェル分光器は、ESO の ELT 39.3m 望遠鏡に搭載される予定です。ANDES は正式には HIRES として知られていましたが、それ自体は、以前の CODEX (光学高解像度) および SIMPLE (近赤外線高解像度) 分光器コンセプトの背後にあるコンソーシアムの合併後に作成されました。
参照
注記
- ^ abc この 5 分の 1 の統計では、「太陽のような」とはG 型の星を意味します。太陽のような星のデータは入手できなかったため、この統計はK 型の星のデータから推定したものです。
- ^ abc この 5 分の 1 という統計では、地球サイズとは地球半径の 1～2 倍を意味します。
- ^ ab この 1 対 5 の統計において、「居住可能領域」とは、地球の恒星の放射量の 0.25 倍から 4 倍 (太陽の場合は 0.5～2 AU に相当) の領域を意味します。
- ^ ab 恒星の約 1/4 は太陽に似た一般相対性理論に基づく恒星です。銀河系の恒星の数は正確にはわかっていませんが、恒星の総数が 2000 億個であると仮定すると、天の川銀河には太陽に似た一般相対性理論に基づく恒星が約 500 億個存在し、そのうち約 5 分の 1 (22%) または 110 億個にはハビタブルゾーン内に地球サイズの惑星が存在することになります。赤色矮星を含めると、この数は 400 億個に増加します。
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さらに読む
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- ドーミニー、ブルース（2001）。『遠い放浪者』。シュプリンガー・フェアラーク。 ISBN 978-0-387-95074-7 (ハードカバー); ISBN 978-1-4419-2872-6 (ペーパーバック)。
- ジャヤワルダナ、レイ（2011年）。『奇妙な新世界：太陽系外惑星と生命の探究』プリンストン、ニュージャージー：プリンストン大学出版局。 ISBN 978-0-691-14254-8（ハードカバー）。
- ペリーマン、マイケル（2011）。太陽系外惑星ハンドブック。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-521-76559-6。
- Seager, Sara編 (2011)。太陽系外惑星。アリゾナ大学出版局。 978-0-8165-2945-2 .
- ヴィラード、レイ; クック、リネット R. (2005)。『無限の世界：太陽系外惑星へのイラスト付き航海』カリフォルニア大学出版局。 978-0-520-23710-0 .
- ヤクーブ、タヒル (2011)。太陽系外惑星と異星太陽系。ニュー・アース・ラボ (教育およびアウトリーチ)。 ISBN 978-0-9741689-2-0（ペーパーバック）。
- van Dishoeck, Ewine F.; Bergin, Edwin A.; Lis, Dariusz C.; Lunine, Jonathan I. (2014). 「水: 雲から惑星へ」。原始星と惑星 VI。p. 835。arXiv : 1401.8103。Bibcode :2014prpl.conf..835V。doi : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240- ch036。ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID 55875067。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、太陽系外惑星に関連するメディアがあります。
Wikiversityには観測天文学/太陽系外惑星に関する学習リソースがあります
Scholia にはExoplanetのトピックプロファイルがあります。
- 太陽系外惑星百科事典 (パリ天文台)
- NASA 太陽系外惑星アーカイブ
