ホットジュピター

ホットジュピター（ホットサターンと呼ばれることもある）は、木星と物理的に似ているが、公転周期が非常に短い（P < 10日）と推定される巨大ガス 惑星の一種である。 ^[1]恒星に非常に近いことと表面大気の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最も簡単に検出できる太陽系外惑星です。これは、ホット ジュピターが親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て速いためです。最もよく知られているホット ジュピターの 1 つが51 Pegasi bです。1995 年に発見され、太陽のような 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りますが、共通する特性もいくつかあります。

• 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す。公転周期は木星質量の0.36～11.8倍、地球日の1.3～111倍です。^[5]質量が木星質量の約13.6倍を超えると、惑星内部の圧力と温度が高くなり、重水素の融合が起こり、惑星は褐色矮星になってしまいます。^[6]
• ほとんどがほぼ円形の軌道（低い離心率）を持っています。軌道が円形になるのは、近くの恒星や潮汐力による摂動によるものと考えられています。^[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、エネルギーの散逸と潮汐変形を通じて関連する軌道と物理的進化の結合に依存します。^[8]
• 多くの惑星は密度が異常に低い。これまでに測定された最も低いものは、TrES-4bの0.222 g/cm ³である。^[9]ホットジュピターの大きな半径はまだ完全には解明されていないが、外殻が膨張している理由は、恒星からの強い放射線、大気の不透明度の高さ、内部エネルギー源の可能性、そして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近い軌道にあるためであると考えられている。^{[9] [10]}
• 通常、それらは潮汐固定されており、片側は常に主星を向いています。^[11]
• これらの惑星は周期が短く、日が比較的長く、潮汐ロックがあるため、極端でエキゾチック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移動によって駆動される強風と超回転赤道ジェットによる強い垂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、高温と低温のガス領域を輸送する可能性のあるさまざまな嵐（渦）も予測されている。^[14]
• HD 209458 bに基づくモデルでは、光球面における昼夜の温度差は約500 K（500 °C、900 °F）とかなり大きくなると予測されている。^[13]
• これらはF型とG型の恒星の周囲でより一般的であり、K型の恒星の周囲ではそれほど一般的ではないようです。赤色矮星の周りの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では、さまざまな観測バイアスを考慮する必要がありますが、一般的にそれらの出現率は絶対的な恒星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 つの説がある。1 つの可能性は、現在観測されている距離でその場で形成されたというものである。もう 1 つの可能性は、離れた場所で形成されたが、後に内側に移動したというものである。このような位置の変化は、太陽系星雲の段階でガスや塵との相互作用によって発生する可能性がある。また、木星の軌道を不安定にする別の大きな物体との接近遭遇の結果として発生する可能性もある。^{[3] [17] [18]}

移動仮説では、ホット ジュピターは、岩石、氷、ガスから、惑星形成の核集積方法を経て、霜線を超えて形成される。その後、惑星は恒星に向かって内側に移動し、最終的に安定した軌道を形成する。 ^{[19] [20]惑星は、}タイプ II軌道移動によって滑らかに内側に移動した可能性がある。^{[21] [22]}または、別の大質量惑星との遭遇中に重力散乱によって偏心軌道になり、その後、恒星との潮汐相互作用によって軌道が円形化および縮小したために、より急激に移動した可能性がある。ホット ジュピターの軌道は、コザイ メカニズムによって変更された可能性があり、これにより傾斜が偏心度に交換され、潮汐摩擦と相まって、高偏心低近日点軌道が生じる。これには、より遠くの傾斜軌道上にある大質量天体 (別の惑星または恒星の伴星) が必要である。ホットジュピターの約50％は、遠方の木星質量以上の伴星を持っており、そのせいでホットジュピターの軌道は恒星の自転に対して傾いている可能性がある。^[23]

タイプIIの移動は、太陽系星雲期、つまりガスがまだ存在するときに起こります。このとき、高エネルギーの恒星光子と強い恒星風が、残っている星雲のほとんどを除去します。^[24]他のメカニズムによる移動は、ガスディスクの消失後に発生する可能性があります。

別の仮説では、ホット ジュピターの核は、内側に移動した巨大ガス惑星ではなく、より一般的なスーパーアースとして始まり、現在の場所でガス外層を獲得して、その場で巨大ガス惑星になったとされています。この仮説の核を提供するスーパーアースは、その場で形成されたか、より遠くで形成され、ガス外層を獲得する前に移動を経た可能性があります。スーパーアースは伴惑星と一緒に発見されることが多いため、その場で形成されたホット ジュピターにも伴惑星があると予想されます。局所的に成長しているホット ジュピターの質量の増加は、近隣の惑星にさまざまな影響を及ぼす可能性があります。ホット ジュピターの離心率が 0.01 を超える場合、広範囲にわたる永年共鳴によって伴惑星の離心率が大きくなり、ホット ジュピターと衝突する可能性があります。この場合、ホット ジュピターの核は異常に大きくなります。ホット ジュピターの離心率が小さいままであれば、広範囲にわたる永年共鳴によって伴星の軌道が傾く可能性もあります。^[25]従来、その場での凝集モードは好まれませんでした。ホット ジュピターの形成に必要な巨大な核の集合には、固体の表面密度が ≈ 10 ⁴ g/cm ²以上必要だからです。^{[26] [27] [28]}しかし、最近の調査では、惑星系の内部領域はスーパー アース タイプの惑星で占められていることが多いことがわかりました。^{[29] [30]これらのスーパー アースがより遠い場所で形成され、より近くに移動した場合、}その場でのホット ジュピターの形成は完全にその場で行われるわけではありません。

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、その中心核は地下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、および恒星の光度に依存する。典型的なシステムでは、親星の周りを0.02 AUで周回するガス巨星は、その寿命の間に質量の5～7％を失うが、0.015 AUよりも近い軌道を周回すると、惑星の質量のかなり大きな部分が蒸発する可能性がある。^[31]そのような天体はまだ発見されておらず、まだ仮説の段階である。

シミュレーションによると、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）を通過しても、予想ほど破壊的では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らばっており、惑星形成円盤がガス巨星の跡で再形成されることを可能にしています。^[32]シミュレーションでは、ホットジュピターが通過して軌道が0.1 AUで安定した後、最大で地球の2倍の質量の惑星がハビタブルゾーンで形成できました。内側の惑星系の物質と霜線を超えた外側の惑星系の物質が混ざるため、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。^[32] 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間に破壊された惑星になる可能性がある。これは、主星から0.2AU以内に地球サイズから海王星サイズの「熱い」惑星が豊富に存在することを説明できるかもしれない。^[33]

こうした種類のシステムの一例は、 WASP-47である。ハビタブルゾーンには3つの内惑星と1つの外惑星ガス巨星がある。最も内側の惑星WASP-47eは、質量が地球の6.83倍、半径が地球の1.8倍の大型地球型惑星である。ホットジュピターbは木星より少し重いが、半径は約12.63倍である。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。^[34]同様の軌道構造は、ケプラー30系にも見られる。^[35]

HD 80606 bなどのホット ジュピターの中には、その軌道が主星とずれているものがあり、その中にはHAT-P-14bのように逆行軌道をとるものもいくつかある。^{[36] [37] [38] [39]}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。これが起こる理由については、いくつかの仮説が提唱されている。その 1 つは潮汐消散に関するもので、ホット ジュピターを生成するメカニズムは 1 つしかなく、このメカニズムによってさまざまな傾斜角が生じると示唆している。潮汐消散が大きい低温の恒星は傾斜角を弱める (これにより、低温の恒星を周回するホット ジュピターの傾斜がよくなる) 一方、高温の恒星は傾斜角を弱めない (これにより、観測されたずれが説明される)。^[5]別の仮説では、軌道が変わるのではなく、主星が進化の早い段階で自転を変えることがあるという。^[40]さらに別の仮説では、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になり、近隣の恒星による惑星の重力捕獲が可能になるという。 ^[41]

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分解し、夜側に循環して再び分子に再結合します。^{[42] [43]}

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は、公転周期がわずか2日半です。昼側の温度は2,700 K（2,430 °C; 4,400 °F）で、銀河系の星の40％よりも高温です。^[44]夜側の温度は2,600 K（2,330 °C; 4,220 °F）です。^[45]

超短周期惑星（USP）は、公転周期が1日未満の惑星の一種で、太陽質量の約1.25倍未満の恒星の周囲にのみ存在する。^{[46] [47]}

軌道周期が1日未満であることが確認されているトランジットホットジュピターには、WASP-18b、バンクシア、アストロボス、WASP-103bなどがある。^[48]

半径が大きく密度が非常に低いガス惑星は、その密度が土星に似ていることから、 「パフィー惑星」 ^{[49]または「ホットサターン」と呼ばれることがある。パフィー惑星は}恒星の近くを公転するため、恒星からの強烈な熱と惑星の内部熱が組み合わさって大気が膨張する。トランジット法によって、半径が大きく密度が低い惑星が6つ発見されている。発見順に、HAT-P-1b、^{[50] [51]} CoRoT-1b、TrES-4b、WASP-12b、WASP-17b、Kepler-7bである。視線速度法で発見されたホットジュピターの中には、パフィー惑星であるものがある。これらの惑星のほとんどは木星と同程度かそれ以下で、より質量の大きい惑星は重力が強く、木星とほぼ同じ大きさに保たれている。実際、木星より質量が小さく、温度が1800ケルビンを超えるホットジュピターは、膨張して膨らみすぎていて、最終的にはロッシュ・ローブの溢れと惑星の大気の蒸発と消失につながる不安定な進化の道をたどっています。^[52]

恒星からの表面加熱を考慮しても、多くのトランジットホットジュピターの半径は予想よりも大きい。これは、大気の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、それが惑星を加熱して膨張させることで起こる可能性がある。惑星が高温になればなるほど、大気のイオン化が大きくなり、したがって相互作用の規模が大きくなり、電流が大きくなり、惑星の加熱と膨張が進む。この理論は、惑星の温度が惑星の膨張した半径と相関しているという観察結果と一致している。^[52]

理論的研究によると、ホット ジュピターには衛星は存在しないとされている。これは、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ことが原因だ。後者の作用は衛星が大きいほど強くなる。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小型天体になるということだ。^[53]さらに、ホット ジュピターの物理的進化によって、衛星の最終的な運命が決まる可能性がある。つまり、半漸近長半径で衛星が停止するか、システムから放出されて他の未知の過程を経るかだ。^{[54]それにもかかわらず、} WASP-12bの観測では、少なくとも 1 つの大型の系外衛星が周回していることが示唆されている。^[55]

木星と同程度の距離で赤色巨星を周回するガス巨星は、主星から受ける強い放射線によりホットジュピターになる可能性があると提案されている。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。^[56]最近、赤色巨星の周りを周回する特に密度の低いガス巨星が発見され、この仮説を裏付けている。^[57]

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ホットジュピターとはさまざまな点で異なるが、最も顕著なのは、主星の恒星風から物質が集積する可能性があることと、高速自転（主星に潮汐固定されていない）を想定すると、多くの狭帯域ジェットで熱がはるかに均等に分散される可能性があることである。ホットジュピターは周回する恒星に比べてサイズが小さいため、また主星を通過するのに長い時間（数か月または数年）かかるため、トランジット法による検出ははるかに困難である。また、主星に掩蔽されるのにも長い時間（数か月または数年）かかる。^[56]

2000 年以降の理論的研究によると、「ホット ジュピター」は、恒星とその周囲を回る太陽系外惑星の磁場の相互作用、またはそれらの間の潮汐力により、フレアの増加を引き起こす可能性があると示唆されています。これらの効果は、「恒星惑星相互作用」または SPI と呼ばれます。HD 189733系は、この効果が発生すると考えられている最もよく研​​究された太陽系外惑星系です。

2008年、天文学者のチームが、HD 189733 Aを周回する太陽系外惑星が軌道上の特定の場所に到達すると、恒星フレアが増加する仕組みを初めて説明した。2010年には、別のチームが、太陽系外惑星を軌道上の特定の位置で観測するたびに、X線フレアも検出することを発見した。2019年、天文学者はアレシボ天文台、MOST、自動光電望遠鏡のデータに加えて、電波、可視光、紫外線、X線波長での恒星の過去の観測を分析し、これらの主張を検証した。彼らは、以前の主張は誇張されており、ホスト恒星は恒星フレアや黒点などの太陽活動領域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を発見した。彼らの統計分析では、多くの恒星フレアは太陽系外惑星の位置に関係なく見られることも判明し、以前の主張が誤りであることが示された。主星と太陽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。^{[58]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に見られるのと同様の速度で、周回する太陽系外惑星から物質を吸収、つまり引き寄せていると示唆していた。その後の分析により、「ホット ジュピター」の伴星からガスはほとんど吸収されていないことが実証された。^[59]

• グランドタック仮説- 木星は初期の太陽系を内側に移動し、その後土星との軌道共鳴の結果とし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
• 惑星のリスト
• 惑星の移動
• 亜褐色矮星

• 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

• 「雑多な世界のクルーが共通の糸を共有」。space.com。太陽系外惑星の内部。2006 年 6 月 5 日。
• 「NASA​​が極度に高温の惑星を発見、初の太陽系外惑星の天気図を作成」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・ストルーベが行ったホット ジュピターの存在に関する最初の理論的予測」。The Observatory。72 : 199。Bibcode : 1952Obs....72..199S。
• シュトルーベ、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。