惑星を宿す恒星

惑星を持つ恒星とは、惑星やその他の天体（惑星質量を持つか否かを問わず）を重力によって引きつけ、自身の周りを公転させることで、その恒星を主天体とする惑星系を形成する恒星のことである。恒星の特性と、その周りを公転する惑星の特性の間には相関関係が存在する。

ほとんどの恒星には惑星が伴いますが、遠方の系外惑星を検出する現在の制限により、正確な割合は不明のままです。現在の研究では、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と計算されています。^{[ 1 ] [ 2 ]}太陽のような恒星^{[ a ]}の5つに1つは、ハビタブルゾーンに「地球サイズ」^{[ b ]}の惑星を持つと予想されています。視線速度法とトランジット法（検出された惑星の大部分を占める2つの方法）は、小さな軌道にある大きな惑星に最も敏感です。そのため、既知の系外惑星の多くは「ホットジュピター」、つまり木星質量以上の惑星で、周期がわずか数日の非常に小さな軌道にあります。 2005年に行われた視線速度法で検出された惑星に関する調査では、太陽に似た恒星の約1.2%が「ホットジュピター」を持っていることがわかった。ここで「太陽に似た恒星」とは、近傍に恒星伴星を持たないスペクトル型後期F、G、または初期Kの主系列星を指す。 ^{[ 3 ]}この1.2%は、ケプラー宇宙望遠鏡で検出された「ホットジュピター」の頻度の2倍以上である。その理由として考えられるのは、ケプラーの視野が天の川の異なる領域をカバーしており、そこでは恒星の金属量が異なるためである。^{[ 4 ]}さらに、太陽に似た恒星の3%から4.5%が、公転周期が100日以下の巨大惑星を持っていると推定されている。ここで「巨大惑星」とは、少なくとも地球質量の30倍の惑星を意味する。^{[ 5 ]}

地球とほぼ同じかそれより少し大きい程度の小さな惑星は、巨大惑星よりも一般的であることが知られています。^{[ 6 ]}また、小さな軌道よりも大きな軌道にある惑星の方が多いようです。これに基づいて、太陽のような恒星の約20%が少なくとも1つの巨大惑星を持ち、少なくとも40%が低質量の惑星を持っている可能性があると推定されています。^{[ 5 ] [ 7 ] [ 8 ]} 2002年から2007年の間に収集された重力マイクロレンズデータの 2012年の研究では、惑星を持つ恒星の割合ははるかに高く、天の川銀河では1つの恒星あたり平均1.6個の惑星が0.5～ 10AUの範囲を公転していると推定されています。この研究の著者は、「恒星は例外ではなく、原則として惑星によって公転されている」と結論付けています。^{[ 2 ]} 2013年11月には、^{太陽に似た恒星[ a ]}の22% ± 8%は、ハビタブルゾーン^{[ c ]}内に地球サイズの惑星^{[ b ]}を持っている。^{[ 9 ] [ 10 ]}

恒星のうち惑星を持つものの割合に関わらず、系外惑星の総数は非常に多いはずだ。天の川銀河には少なくとも1000億個の恒星があるため、数百億個、あるいは数百億個の惑星が存在するはずである。

既知の系外惑星のほとんどは、太陽とほぼ同じような恒星、つまりスペクトルカテゴリーF、G、またはKの主系列星を周回しています。その理由の1つは、惑星探査プログラムがそのような恒星に集中する傾向があることです。さらに、統計分析によると、質量の小さい恒星（スペクトルカテゴリーMの赤色矮星）は、視線速度法で検出できるほど質量の大きい惑星を持つ可能性が低いことが示されています。^{[ 5 ] [ 11 ]}それにもかかわらず、赤色矮星の周りの多くの惑星は、より小さな惑星を検出できるトランジット法によってケプラー宇宙望遠鏡によって発見されています。

スペクトルカテゴリーAの恒星は通常、非常に速く自転するため、スペクトル線が非常に幅広くなり、周回する惑星によって引き起こされる小さなドップラーシフトを測定することは非常に困難です。^{[ 12 ]}しかし、この種の質量のある恒星は最終的に、よりゆっくりと自転する低温の赤色巨星に進化するため、視線速度法を使用して測定することができます。^{[ 12 ]} 赤色巨星の周りには数十個の惑星が発見されています。

スピッツァー宇宙望遠鏡による観測では、太陽よりもはるかに高温のスペクトルカテゴリーOの極めて質量の大きい恒星は、惑星形成を阻害する光蒸発効果を生み出すことが示されている。^{[ 13 ]} O型星が超新星爆発を起こすと、恒星質量の喪失により、形成された惑星は自由浮遊状態になるが、結果として生じる残骸の誕生時のキックが脱出する惑星と同じ方向に押し出す場合はこの限りではない。^{[ 14 ]}超新星爆発中に軌道から脱出できなかった物質の フォールバック円盤は、中性子星やブラックホールの周りに惑星を形成する可能性がある。^{[ 15 ]}

さまざまな恒星の周りのドップラーサーベイによると、太陽の2倍の質量を持つ恒星の約6分の1が1つ以上の木星サイズの惑星を周回しているのに対し、太陽のような恒星では16分の1、赤色矮星ではわずか50分の1である。一方、マイクロレンズサーベイによると、長周期の海王星質量の惑星は3分の1の赤色矮星の周りに見られる。^{[ 16 ]} ケプラー宇宙望遠鏡による最大1年の周期を持つ惑星の観測では、M、K、G、F型の恒星の周りの地球から海王星サイズの惑星（地球半径の1～4倍）の出現率は、より低温で質量の小さい恒星に向かって順に高くなっている。^{[ 17 ]}

低質量星形成の端には、水素核融合を起こさない準恒星天体、すなわちスペクトル分類L、T、Yの褐色矮星と準褐色矮星が存在する。褐色矮星の周囲には惑星や原始惑星系円盤が発見されており、準褐色矮星の周囲にも円盤が発見されている（例：OTS 44）。

恒星系から弾き出された浮遊惑星は、衛星系を保持する可能性がある。^{[ 18 ]}

通常の恒星は主に水素とヘリウムという軽元素で構成されています。また、少量の重元素も含まれており、この割合は恒星の金属量と呼ばれます（これらの元素が伝統的な意味での金属でなくても）。 ^{[ 3 ]}は [m/H] と表記され、対数スケールで表されます。ゼロは太陽の金属量です。金属量が高い恒星は、金属量が低い恒星よりも惑星、特に巨大惑星を持つ可能性が高くなります。

2012年のケプラー宇宙望遠鏡のデータに関する研究では、海王星よりも半径の小さい惑星は、金属量が −0.6 < [m/H] < +0.5 (太陽の約 4 分の 1 から 3 倍以上) の範囲にある恒星の周囲で見つかったのに対し、より大きな惑星は、この範囲の上限 (太陽の金属量以上) にある恒星の周囲で主に見つかった。この研究では、太陽よりも^金属量が多い恒星の周囲では、小さな惑星は大きな惑星の約 3 倍の頻度で出現したが、太陽よりも金属量が少ない恒星では、小さな惑星は約 6 倍の頻度で出現した。低金属量の恒星の周囲にガス惑星が少ないのは、原始惑星系円盤の金属量が、惑星核が形成される速度や、ガスが散逸する前にガス外層が集積するかどうかに影響するためかもしれない。しかし、ケプラーは恒星のごく近傍にある惑星しか観測できず、検出された巨大ガス惑星はおそらくもっと外側から移動してきたものなので、低金属量円盤における移動効率の低下もこれらの発見を部分的に説明できる可能性がある。^{[ 19 ]}

2014年の研究では、巨大惑星だけでなく、あらゆるサイズの惑星が、金属に富む恒星の周りでは金属に乏しい恒星の周りよりも出現率が高いことがわかった。ただし、惑星が大きいほど、金属量が増加するにつれてこの増加率は大きくなる。この研究では、惑星を半径に基づいてガス惑星、ガス矮星、地球型惑星の3つのグループに分け、境界線は地球半径の1.7倍と3.9倍とした。これら3つのグループでは、惑星の出現率は、金属に富む恒星の方が金属に乏しい恒星よりもそれぞれ9.30倍、2.03倍、1.72倍高い。金属に富む恒星は大きい傾向があるため、小さな惑星を検出することが難しくなり、小さな惑星の検出に不利なバイアスがかかるため、これらの出現率の増加は下限値である。^{[ 20 ]}

また、惑星を持つ太陽型恒星はリチウムが不足している可能性がはるかに高いことも示されていますが、この相関関係は他のタイプの恒星では全く見られません。^{[ 21 ]}しかし、この主張された関係は惑星天体物理学コミュニティで論争の的となっており、頻繁に否定されています^{[ 22 ] [ 23 ]}が、支持もされています。^{[ 24 ] [ 25 ]}

2025年の研究では、相互傾斜角が大きい短周期の小型惑星は、金属量の多い恒星の周りに多く存在することが判明した。^{[ 26 ]}

恒星の多重度は恒星質量とともに増加する。赤色矮星では恒星が多重系に属する確率は約25%、太陽型恒星では約45%、最も質量の大きい恒星では約80%に上昇する。多重星のうち約75%は連星であり、残りはより高次の多重度である。^{[ 27 ]}

連星系の一方の恒星を周回する惑星は100個以上発見されている（例：55 Cancri、おそらくアルファ・ケンタウリBb）^{[ 28 ]} 。また、連星系の両方を周回する周連星惑星もいくつか発見されている（例：PSR B1620-26 b、ケプラー16b ）。三重星系には数十個の惑星が知られており（例：16 Cygni Bb）^{[ 29 ]} 、四重星系ケプラー64には1つの惑星が知られている^{[ 30 ]}。

ケプラーの観測結果は、周連星系が比較的よく見られることを示している（2013年10月現在、探査機は約1000個の食連星のうち7個の周連星系惑星を発見している）。不可解な発見の一つは、連星の半数は公転周期が2.7日以下であるにもかかわらず、周連星系惑星を持つ連星のどれもが7.4日未満の周期を持たないことである。ケプラーのもう一つの驚くべき発見は、周連星系惑星は恒星の不安定臨界半径に近い軌道を周回する傾向があることである（理論計算によると、最小安定分離距離は恒星間の分離距離の約2～3倍である）。^{[ 31 ]}

2014年に伴星の探索に関する統計的研究から、系外惑星の主星の約半分が伴星を持ち、通常は100AU以内にあると推測されました。^{[ 32 ] [ 33 ]}これは、単独星と考えられていた多くの系外惑星主星が連星であることを意味し、多くの場合、惑星が実際にどちらの星を公転しているかは不明であり、惑星の半径と恒星からの距離は恒星のパラメータから導出されるため、トランジット惑星の公表されたパラメータは著しく不正確である可能性があります。伴星を見つけたり除外したりするには、イメージング（スペックルイメージングなど）による追跡調査が必要であり（非常に近い連星を検出するには視線速度法が必要）、これはほとんどの系外惑星主星ではまだ行われていません。惑星がどちらの恒星を周回しているかが不明な既知の連星の例としては、ケプラー132とケプラー296がある^[ 34 ] 。ただし^、2015年の研究では、ケプラー296の惑星はより明るい恒星を周回している可能性が高いことがわかった^{[ 35 ] 。}

ほとんどの星は散開星団で形成されますが、散開星団で発見された惑星はごくわずかであり、このことから散開星団の環境が惑星形成を阻害するという仮説が立てられました。しかし、2011年の研究では、そのような仮説を立てるには星団の調査数が不十分であると結論付けられました。^{[ 36 ]}調査が不足していたのは、天の川銀河には適した散開星団が比較的少ないためです。散開星団で巨大惑星^{[ 37 ]}と低質量惑星^{[ 38 ]}が最近発見されたことは、散開星団における惑星の発生率がフィールド星の周囲における発生率とほぼ同じであるという考えと一致しています。

散開星団NGC 6811には、ケプラー66とケプラー67という2つの既知の惑星系が含まれている。

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