ホットジュピター

ホットジュピター（ホットサターンとも呼ばれる）は、物理的には木星に似ている（つまり木星類似体）と推測されるガス巨大系外惑星の一種で、公転周期が非常に短い（P < 10 日）という特徴を持つ。^{[ 1 ]}恒星に非常に近く、表面大気温度が高いことから、非公式に「ホットジュピター」と呼ばれている。^{[ 2 ]}

ホットジュピターは、視線速度法で検出するのが最も容易な太陽系外惑星です。これは、ホットジュピターが主星の運動に引き起こす振動が、他の既知のタイプの惑星に比べて比較的大きく速いためです。最もよく知られているホットジュピターの1つは、51 Pegasi bです。1995年に発見されたこの惑星は、太陽に似た恒星を周回する最初の太陽系外惑星でした。51 Pegasi bの公転周期は約4日です。^{[ 3 ]}

ホットジュピターには多様性があるものの、いくつかの共通点も存在する。

• これらの惑星の特徴は、質量が大きく公転周期が短いことであり、 質量は木星の0.36～11.8倍、 公転周期は地球の1.3～111日である。^{[ 5 ]}質量が木星の約13.6倍を超えると、惑星内部の圧力と温度が重水素核 融合を引き起こすほど高くなり、褐色矮星になってしまうため、それ以上の質量を持つことはできない。^{[ 6 ]}
• ほとんどはほぼ円形の軌道（離心率が低い）を描いている。これらの軌道は、近くの恒星からの摂動や潮汐力によって円形化されると考えられている。^{[ 7 ]}これらの円軌道に長期間留まるか、主星と衝突するかは、エネルギー散逸と潮汐変形によって関連付けられる軌道進化と物理的進化の結合に依存する。^{[ 8 ]}
• 多くは異常に低い密度を持っています。これまでに測定された中で最も低いのは、TrES-4bの0.222  g/cm ³です。^{[ 9 ]}ホットジュピターの大きな半径はまだ完全には理解されていませんが、膨張した外層は、高い恒星放射、高い大気不透明度、可能性のある内部エネルギー源、および惑星の外層がロッシュ限界を超えてさらに外側に引っ張られるほど恒星に十分近い軌道に起因すると考えられています。^{[ 9 ] [ 10 ]}
• 通常、それらは潮汐固定されており、片面は常に主星の方を向いている。^{[ 11 ]}
• それらは周期が短く、日が比較的長く、潮汐固定があるため、極端で異質な大気を持つ可能性が高い。^{[ 3 ]}
• 大気力学モデルは、放射強制力と熱と運動量の伝達によって駆動される強い風と超回転する赤道ジェット気流を伴う強い鉛直成層を予測している。^{[ 12 ] [ 13 ]}最近のモデルでは、大気を混合し、高温および低温のガス領域を輸送できるさまざまな嵐（渦）も予測されている。^{[ 14 ]}
• HD 209458 bに基づくモデルでは、光球における昼夜の温度差は相当なものになると予測されており、約500 K (500 °C; 900 °F)である。 ^{[ 13 ]}   
• これらはF型星やG型星の周囲に多く見られ、 K型星の周囲にはあまり見られないようです。赤色矮星の周囲にあるホットジュピターは非常にまれです。^{[ 15 ]}これらの惑星の分布に関する一般化には、さまざまな観測バイアスを考慮に入れる必要がありますが、一般的に、その存在率は恒星の絶対等級の関数として指数関数的に減少します。^{[ 16 ]}

ホットジュピターの起源については、3つの考え方がある。1つは、現在観測されている距離でその場で形成されたという可能性。もう1つは、遠くで形成されたが後に内側に移動したという可能性。このような位置の変化は、太陽星雲段階でのガスや塵との相互作用によって起こる可能性がある。また、木星の軌道を不安定にする別の大きな天体との接近遭遇の結果として起こる可能性もある。^{[ 3 ] [ 17 ] [ 18 ]}

大気からの損失

ホットジュピターの大気が流体力学的脱出によって剥ぎ取られると、その核は地底惑星になる可能性がある。最外層から除去されるガスの量は、惑星の大きさ、外層を形成するガス、恒星からの軌道距離、恒星の光度によって決まる。典型的なシステムでは、主星の周りを 0.02  AU で公転するガス惑星は、その寿命の間に質量の 5～7% を失うが、0.015  AU より近い軌道を公転すると、惑星の質量のかなり大きな割合が蒸発する可能性がある。^{[ 31 ]}このような天体はまだ発見されておらず、仮説上のものに過ぎない。

シミュレーションでは、木星サイズの惑星が内側の原始惑星系円盤（ 恒星から 5 ～ 0.1 AU の領域）を通過する際の破壊的な影響は予想ほど大きくないことが示されています。その領域の固体円盤物質の 60% 以上が微惑星や原始惑星を含めて外側に散乱し、ガス惑星の後に惑星形成円盤が再形成されます。^{[ 33 ]}シミュレーションでは、ホットジュピターが通過し、その軌道が 0.1 AU で安定した後、地球質量の 2 倍までの惑星がハビタブル ゾーン に形成されました。内惑星系の物質と霜線より外側の外惑星系の物質が混ざり合うため、シミュレーションでは、ホットジュピターの通過後に形成された地球型惑星は特に水が豊富になることが示されました。^{[ 33 ]} 2011 年の研究によると、ホットジュピターは内側に移動する際に破壊された惑星になることがあります。これは 、主星から0.2AU以内に「高温」の地球サイズから海王星サイズの惑星が多数存在することを説明できるかもしれない。 ^{[ 34 ]}

こうした種類のシステムの一例として、WASP-47が挙げられる。ハビタブル ゾーンには、3 つの内惑星と外側の巨大ガス惑星がある。最も内側の惑星である WASP-47e は、 質量が地球の 6.83 倍、 半径が地球の 1.8 倍の大きな地球型惑星である。ホット ジュピター b は、木星よりわずかに重いが、半径は約 12.63地球である。最後のホット ネプチューン c は、質量が地球の 15.2 倍、半径が地球の3.6 倍 である。 ^{[ 35 ]}同様の軌道構造は、ケプラー 30 系でも見られる。^{[ 36 ]}  

HD 80606 bのようなホットジュピターのいくつかは、HAT-P-14bのような逆行軌道を持つものを含め、主星と軌道がずれている。^{[ 37 ] [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ]}このずれは、ホットジュピターが周回している光球の熱に関係している可能性がある。なぜこのようなことが起こるのかについては、いくつかの仮説が提案されている。そのような仮説の 1 つは潮汐散逸に関係しており、ホットジュピターを生成する単一のメカニズムがあり、このメカニズムによってさまざまな傾斜角が生じることを示唆している。潮汐散逸が大きい低温の星は傾斜角を減衰させる (低温の星を周回するホットジュピターがよく整列している理由を説明) が、高温の星は傾斜角を減衰させない (観測されたずれを説明)。^{[ 5 ]}別の仮説は、軌道が変化するのではなく、主星が進化の初期に自転を変えることがあるというものである。^{[ 41 ]}もう一つの仮説は、ホットジュピターは摂動がより頻繁に起こり、近隣の恒星による惑星の重力捕獲が可能な高密度の星団で形成される傾向があるというものである。^{[ 42 ]}

超高温木星は、昼側の温度が2,200 K (1,930 °C; 3,500 °F)を超える高温木星です。このような昼側の大気では、ほとんどの分子が構成原子に解離し、夜側に循環して再び分子に再結合します。^{[ 43 ] [ 44 ]}   

一例として、2021年4月に南クイーンズランド大学が発表したTOI-1431bがあり、その公転周期はわずか2日半です。昼側の温度は2,700 K（2,430 °C、4,400 °F）で、銀河系の恒星の40%よりも高温です。^{[ 45 ]}夜側の温度は2,600 K（2,330 °C、4,220 °F）です。^{[ 46 ]}      

超短周期惑星（USP）は、公転周期が1日未満の惑星の一種で、質量が約1.25太陽質量未満の恒星の周りにのみ存在します。^{[ 47 ] [ 48 ]}

Confirmed transiting hot Jupiters that have orbital periods of less than one day include WASP-18b, WASP-19b, WASP-43b, WASP-103b, TOI-1937A b^[49] and TOI-2109b.^[50]

As of 2025, 12 known Jovian USP planets are found.^[50]

Gas giants with a large radius and very low density are sometimes called "puffy planets"^[51] or "hot Saturns", due to their density being similar to Saturn's. Puffy planets orbit so close to their stars that their surface heat combined internal heating from their cores inflate their atmospheres. Six large-radius, low-density planets have been detected with the transit method: HAT-P-1b,^[52][53]CoRoT-1b, TrES-4b, WASP-12b, WASP-17b, and Kepler-7b. Some hot Jupiters detected by their radial-velocity may be puffy planets. Most of these planets are around or below Jupiter's mass, as more mass would give them stronger gravity and compress them to roughly Jupiter's size. Gas giants less massive than Jupiter with temperatures above 1,800 K (1,530 °C; 2,780 °F) are so light that they risk Roche-Lobe overflow and the complete evaporation of their atmosphere.^[54]

Even with surface heating from their star, many transiting hot Jupiters have more volume than expected. This could be caused by interaction between atmospheric winds and the planet's magnetosphere creating an electric current through the planet that heats it up, causing it to expand. A hotter planet had greater atmospheric ionization and thus greater magnitude of the interaction and electric current, creating more heat and expanding the planet. This theory matches the observation that planetary temperature is correlated with inflated planetary radii.^[54]

理論的な研究によると、ホットジュピターはヒル球が小さいことと、周回する恒星の潮汐力によって衛星の軌道が不安定になるため、衛星を持つ可能性は低いとされています。後者のプロセスは衛星が大きいほど強くなります。つまり、ほとんどのホットジュピターにとって、安定した衛星は小惑星サイズの天体ということになります。^{[ 55 ]}さらに、ホットジュピターの物理的進化は、衛星の最終的な運命を決定づける可能性があります。衛星を半漸近的な長半径で停止させるか、システムから放出して他の未知のプロセスを経る可能性があるかです。^{[ 56 ]}それにもかかわらず、WASP-12bの観測では、少なくとも1つの大きな系外衛星が周回していることが示唆されています。^{[ 57 ]}

赤色巨星の周りを木星と同程度の距離で公転するガス惑星は、恒星から受ける強い放射線のためホットジュピターになる可能性があると提唱されている。太陽系では、太陽が赤色巨星に変化した後、木星がホットジュピターになる可能性が非常に高い。^{[ 58 ]}最近発見された、赤色巨星の周りを公転する特に低密度のガス惑星は、この仮説を裏付けている。^{[ 59 ]}

赤色巨星を周回するホットジュピターは、主系列星を周回するものとはいくつかの点で異なり、最も顕著なのは、恒星の恒星風から物質を降着させる可能性があり、高速回転（恒星に潮汐固定されていない）を仮定すると、多くの狭帯ジェットを伴うはるかに均一な熱分布を持つことになる。周回する恒星に比べてサイズが非常に小さいこと、また恒星を通過するのに長い時間（数ヶ月または数年）と恒星に掩蔽されるのに長い時間が必要なため、トランジット法による検出ははるかに困難である。^{[ 58 ]}

2000年以降の理論研究では、「ホットジュピター」は、恒星とその周回する系外惑星の磁場の相互作用、あるいは両者間の潮汐力によって、フレア現象が増加する可能性があることが示唆されている。これらの効果は「恒星・惑星相互作用」（SPI）と呼ばれている。HD 189733系は、この効果が発生すると考えられている系外惑星系の中で最もよく研​​究されている。

2008年、天文学者チームは、恒星HD 189733 Aを周回する系外惑星が軌道上の特定の位置に達すると、恒星のフレアが増加することを初めて報告した。2010年には、別のチームが、系外惑星を軌道上の特定の位置で観測するたびに、X線フレアも検出されることを発見した。2019年、天文学者たちは、アレシボ天文台、MOST、自動光電望遠鏡のデータに加え、電波、可視光、紫外線、X線波長での恒星の過去の観測データも分析し、これらの主張を検証した。その結果、以前の主張は誇張されており、主星は恒星のフレアや太陽活動領域（黒点を含む）に関連する明るさやスペクトル特性の多くを示していないことが判明した。また、統計分析の結果、多くの恒星フレアは系外惑星の位置に関係なく観測されていることも明らかになり、以前の主張は誤りであることが示された。主星と系外惑星の磁場は相互作用せず、この系はもはや「恒星と惑星の相互作用」があるとは考えられていない。^{[ 60 ]}また、一部の研究者は、HD 189733 が、 T タウリ星系の若い原始星の周囲で見られるのと同様の速度で、周回する系外惑星から物質を降着、つまり引き寄せていると示唆していた。後の分析では、「ホットジュピター」の伴星から降着したガスはごくわずか、あるいは全くないことが示された。^{[ 61 ]}

• グランドタック仮説― 木星は初期の太陽系を内側へ移動し、その後土星との軌道共鳴によって現在の位置に引き寄せられたとするモデル。
• ホットネプチューン– 恒星の近くを公転する海王星または天王星サイズの惑星
• 木星類似惑星– 木星に似た系外惑星
• 惑星一覧
• 惑星規模の移住
• 準褐色矮星– 恒星と同様の方法で形成される惑星質量褐色矮星

• ホットジュピターの起源、レベッカ・I・ドーソン、ジョン・アッシャー・ジョンソン、2018年1月18日

• 「様々な惑星が共通の糸で結ばれている」space.com . Inside Exoplanets. 2006年6月5日。
• 「NASA​​が極めて高温の惑星を発見 ― 初の系外惑星気象図を作成」。カリフォルニア工科大学。 2013年6月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。
• Struve, O. (1952). 「1952年にオットー・ストルーヴェによって発表された、ホットジュピターの存在に関する最初の既知の理論的予測」The Observatory . 72 : 199. Bibcode : 1952Obs....72..199S .
• ストルーヴェ、オットー（1952年7月24日）「高精度恒星視線速度測定プロジェクトの提案」
• ケイン、ゲイ（2006年9月）。ホットジュピターとパルサー惑星。astronomycast.com （音声）。太陽系外惑星。