パルサー惑星

パルサー惑星とは、パルサーの周りを公転する惑星のことです。最初に発見されたパルサー惑星は、1992年にミリ秒パルサーの周囲で発見されたもので、発見が確認された最初の太陽系外惑星でした。パルサーは非常に精密な時計であり、小さな惑星であってもパルサーの特性に検出可能な変化をもたらすことがあります。2025年現在、人類が観測した最も質量の小さい系外惑星はパルサー惑星です。

パルサーは極めて稀で、 NASAの系外惑星アーカイブにはわずか6個しか登録されていません。パルサーの周囲に惑星サイズの伴星が形成されるのは特殊な過程に限られ、その多くは伴星の部分的な破壊によって形成されたダイヤモンドでできた惑星など、異質な天体であると考えられています。パルサーの強烈な放射線と恒星風（電子・陽電子対で構成）は、そのような惑星から大気を剥ぎ取り、表面を恒星の元素にさらす傾向があるため、生命が存在する可能性は極めて低いと考えられます。

惑星の形成には原始惑星系円盤の存在が必要であり、ほとんどの理論では、その中に乱流のない「デッドゾーン」も必要である。そこでは、微惑星が恒星に落ち込むことなく形成され、蓄積することができる。[ ^{1 ]若い}恒星と比較して、パルサーははるかに高い光度を持つため、パルサーの放射による円盤の電離によってデッドゾーンの形成が妨げられ、 ^{[ 2 ]}磁気回転不安定性が乱流を引き起こし、デッドゾーンを破壊する。^{[ 3 ]}したがって、惑星を生み出すためには、円盤は大きな質量を持つ必要がある。^{[ 4 ]}

惑星系を生み出す可能性のあるプロセスはいくつか存在する^{[ a ] 。}

• 「第一世代」の惑星とは、恒星が超新星爆発を起こしてパルサーになる前にその恒星を周回していた惑星のことです。^{[ 6 ]}大質量の恒星は惑星を持たない傾向があり、少なくともそう見えるのは、非常に明るい恒星の周囲では惑星を検出するのが難しいためかもしれませんが、そのような恒星からの放射線が原始惑星系円盤を破壊してしまうためでもあります。恒星から約4天文単位以内を周回する惑星は、恒星が赤色巨星または赤色超巨星になったときに飲み込まれて破壊される危険があります。超新星爆発の間、この系はその質量の約半分を失い、パルサーが超新星爆発時に惑星が移動していたのと同じ方向に放出されない限り、惑星は系から分離する可能性が高いです。既知のパルサー惑星系のいずれも、この過程で形成されたとは考えられていません。^{[ 7 ]}
• 超新星爆発後にパルサーに落下する物質から形成される「第二世代」の惑星：^{[ 6 ]}理論的には、その物質は原始惑星系円盤に匹敵する質量に達する可能性があるが、^{[ 7 ]}惑星形成を可能にするにはあまりにも速く散逸する可能性が高い。若いパルサーの周囲に惑星が存在する例は知られていない。^{[ 8 ] [ 9 ]}
• 「第三世代」の惑星：^{[ 6 ]}パルサーとの相互作用により伴星が破壊され、低質量の円盤が形成される。パルサーは、伴星を加熱する高エネルギー放射線を放出し、ロッシュローブから溢れ出し、最終的に破壊する。別のメカニズムは、重力波の放出であり、伴星（これらの場合、多くの場合白色矮星）が崩壊するまで軌道を縮小させる。^{[ 8 ]}第三のメカニズムでは、パルサーがより大きな星の外層を貫通し、星を崩壊させてパルサーの周りに円盤を形成する^{[ 10 ] 。 [ 11 ]}これらのプロセスで形成された円盤は、フォールバックによって形成された円盤よりもはるかに質量が大きく、そのためより長い期間存続し、惑星の形成を可能にする。^{[ 8 ]}また、惑星の必須構成要素である重元素を含み、円盤の一部はパルサーに降着し、その過程でパルサーを回転させる。^{[ 12 ]}あるいは、軽い白色矮星がより質量の大きい白色矮星との相互作用によって破壊される場合もある。軽い白色矮星はデブリ円盤を形成し、そこから惑星が生成される一方、より大きな白色矮星はパルサーになる。^{[ 13 ]}
• パルサーとの相互作用中に伴星が破壊されて惑星サイズの残骸を残すことがある^{[ 3 ]。}このような系は「ブラックウィドウ」^{[ 14 ]}として知られているが、必ずしもパルサー惑星の一種とはみなされない^{[ 15 ] 。}
• 最後に、伴星や浮遊惑星がパルサーに捕獲される可能性、あるいはパルサーが惑星の元の主星と合体する可能性も考えられます。^{[ 16 ] [ 17 ]}後者のプロセスでは「共通外層」が形成され、それが最終的に崩壊して惑星が発達できる円盤を形成します。^{[ 18 ]}

パルサーは非常に精密な時計であり^{[ 4 ]}、パルサーのタイミングは非常に規則的です。そのため、パルサーのタイミングの変化から、パルサー周辺の非常に小さな物体、大きな小惑星ほどの大きさの物体まで検出することが可能です^{[ 1 ]}。タイミングは、地球と太陽系の運動の影響、パルサーの位置推定の誤差、星間物質を通過する放射線の伝播時間の誤差について補正する必要があります。パルサーは、非常に規則的な方法で時間とともに回転と減速を繰り返します^{[ 4 ]} 。惑星は、パルサーに対する重力の引力によってこのパターンを変化させ、パルスにドップラーシフトを引き起こします^{[ 26 ]} 。この技術は理論的には、パルサー惑星の周りの系外衛星を検出するためにも使用できます^{[ 27 ]} 。ただし、パルサー惑星の可視性には限界があります。パルサーのグリッチや脈動モードの変化は、惑星の存在を模倣する可能性があります^{[ 28 ] 。}

最初に発見された太陽系外惑星（1992年にデール・フレイルとアレクサンダー・ウォルシュチャンによって発見^）は、 PSR B1257 + 12の周りのパルサー惑星であった。^{[ 31 ]}この発見は、系外惑星が地球から検出できることを示し、^{[ 32 ]}太陽系外惑星は珍しいものではないかもしれないという期待につながった。^{[ 4 ]} 2016年現在^{[ 33 ]}既知の太陽系外惑星の中で最も質量が小さいもの（PSR B1257+12 A、わずか0.02太陽_質量）はパルサー惑星である。 ^{[ 34 ]} 

しかし、その大きさや特有の分光学的特性により、そのような惑星を実際に視覚化することは非常に困難です。^{[ 16 ]}惑星を画像化する可能性のある方法の1つは、恒星の前を通過する惑星を検出することです。パルサー惑星の場合、パルサーのサイズが小さいため、惑星がパルサーの前を通過する確率は非常に低くなります。惑星の分光学的分析は、パルサーの複雑なスペクトルによって困難になります。惑星の磁場、パルサー、および惑星の熱放射間の相互作用は、惑星に関する情報を得るためのより可能性の高い方法です。^{[ 35 ]}

パルサー惑星は、軟ガンマ線リピーターからのX線バーストなどの特定の天文現象を説明するために提唱されてきた。^{[ 36 ]}

2022年現在パルサー惑星はわずか6個程度しか知られておらず^{[ c ] 、 [ 11 ]、}これは200個のパルサーにつき1個以下の惑星系しか存在しないことを示唆している^{[ d ] [ 40 ]。}ただし、「惑星」の定義の違いにより、異なる調査では異なる数が報告されている。この希少性は、パルサー惑星の大規模探索の結果によって裏付けられている^{[ 41 ]} 。惑星形成シナリオのほとんどは、前駆星が、一方の星が他方の星よりもはるかに質量が大きい連星であり、その系がパルサーを生成した超新星爆発を生き延びることを必要とする。これらの条件はどちらもめったに満たされないため、パルサー惑星の形成はまれなプロセスである^{[ 3 ]} 。さらに、惑星とその軌道は、 X線、ガンマ線、高エネルギー粒子（「パルサー風」 ）を含む、パルサーから放出される高エネルギー放射線に耐えなければならない。^{[ 6 ]}これは、降着によって回転速度が上がり、X線連星を形成したミリ秒パルサーにとって特に重要となるだろう。このような状況下で放出される放射線は、惑星を蒸発させてしまうだろう。^{[ 42 ]}パルサーは数百万年しか観測できないため、惑星が形成される時間よりも短く、観測できる機会は限られている。^{[ 43 ]}

パルサー惑星の既知の出現率に基づくと、天の川銀河には最大で1000万個ものパルサー惑星が存在する可能性がある。^{[ e ] [ 46 ]}既知のパルサー惑星はすべてミリ秒パルサーの周囲に見られる。^{[ 1 ]}これらは伴星からの質量降着によって回転速度が上昇した古いパルサーである。2015年現在若いパルサーの周りには惑星は知られていない。^{[ 47 ]}それらはミリ秒パルサーよりも規則性が低く、パルサーのタイミング誤差が増加するため、惑星の検出がより困難になる。^{[ 35 ]}

パルサーは通常の恒星とは全く異なる放射スペクトルを放出し、可視光や赤外線の放射はほとんどなく、大量の電離放射線^{[ 46 ]}と、パルサーの自転に伴う磁場によって生成される電子-陽電子対を放出します。さらに、パルサー誕生前の残留熱、パルサー自身の放射による極の加熱、および質量降着過程によって、熱放射とニュートリノの放出が促進されます。^{[ 103 ]}電子-陽電子対とX線は惑星の大気に吸収されて加熱し、激しい大気散逸を引き起こしてそれらを剥ぎ取ってしまうことがあります。^{[ 104 ]}惑星の磁場の存在は、電子-陽電子対の影響を緩和する可能性があります。^{[ 105 ]}

居住可能性は、慣習的に惑星の平衡温度によって定義され、これは入射放射線の量に依存します。惑星は、表面に液体の水が存在できる場合に「居住可能」と定義されます^{[ 106 ]。}ただし、外部エネルギーがほとんどない惑星でも地下生命を宿すことができる場合があります^{[ 107 ]} 。パルサーはサイズが小さいため、大量の放射線を放出しませんが、居住可能領域が恒星に非常に近くなり、潮汐効果によって惑星が破壊される可能性があります[108]。^{さらに、特定}のパルサーがどれだけの放射線を放出し、そのうちどれだけが仮想の惑星の表面に実際に到達できるかは、しばしば不明です。既知のパルサー惑星のうち、居住可能領域に近いのはPSR B1257+12の惑星のみであり^{[ 109 ]}、2015年現在パルサー惑星は、居住可能とは考えられていない。^{[ 4 ] [ 39 ]}追加の熱源としては、パルサーを生み出した超新星爆発で生成されたカリウム40などの放射性同位体^{[ 19 ]}や、軌道が近い惑星の潮汐加熱^{[ 110 ]}などが挙げられる。伴星などの外部源からの放射もエネルギー収支に加わるだろう。^{[ 73 ]}

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