不法惑星

放浪惑星は、自由浮遊惑星（FFP）または孤立惑星質量天体（iPMO）とも呼ばれ、どの恒星や褐色矮星にも重力的に束縛されていない惑星質量の星間天体である。^{[1] [2] [3] [4]}

放浪惑星は、惑星系内で形成され、その後放出された後に発生する場合もあれば、惑星系の外で独自に形成される場合もあります。天の川銀河だけでも数十億から数兆個の放浪惑星が存在する可能性があり、今後予定されているナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡によってその範囲を絞り込むことができる可能性があります。^{[5] [6]}

いくつかの惑星質量の天体は恒星と似た方法で形成された可能性があり、国際天文学連合はそのような天体を準褐色矮星と呼ぶことを提案している。^[7]可能性のある例としてはCha 110913−773444があり、これは放出されて放浪惑星になったか、独自に形成されて準褐色矮星になった可能性がある。^[8]

最初の2つの発見論文では、孤立惑星質量天体（iPMO）^[9]と自由浮遊惑星（FFP）^[10]という名称が使われている。ほとんどの天文学論文では、これらの用語のいずれかが使われている。[ ^{11] [12] [13]マイクロレンズ研究では、放浪惑星という用語はより頻繁に使われており、FFPという用語もよく使われている。 [14] [15]}一般向けのプレスリリースでは、別の名称が使われることもある。例えば、2021年に少なくとも70個のFFPが発見されたが、異なるプレスリリースでは、放浪惑星^{[16] 、星のない惑星[17]}、放浪惑星^[18]、自由浮遊惑星^[19]という用語が使われた。

孤立惑星質量天体（iPMO）は、2000年にイギリスのチームLucas & RocheとUKIRTによってオリオン星雲で初めて発見されました。^[10]同じ年にスペインのチームZapatero Osorioらは、ケック分光法を使用してオリオン座σ星団でiPMOを発見しました。^[9]オリオン星雲の天体の分光法は2001年に発表されました。^[20]両方のヨーロッパのチームは、現在では準同時発見で知られています。^[21] 1999年に日本のチームOasaらはカメレオンIで天体を発見しました^{[22]これは数年後の2004年に}アメリカのチームLuhmanらによって分光学的に確認されました。^[23]

自由浮遊惑星を発見する方法には、直接撮影とマイクロレンズ法の 2 つがあります。

大阪大学の天体物理学者、角隆浩氏と、天体物理学におけるマイクロレンズ観測と光学重力レンズ実験の共同研究を行う同僚らは、2011年にマイクロレンズ効果に関する研究を発表した。彼らは、ニュージーランドのマウント・ジョン天文台の1.8メートル（5フィート11インチ）MOA-II望遠鏡と、チリのラス・カンパナス天文台の1.3メートル（4フィート3インチ）ワルシャワ大学望遠鏡を使用して、天の川銀河の5千万個の恒星を観測した。彼らは474件のマイクロレンズ効果を発見し、そのうち10件は、近傍に関連する恒星のない、木星程度の大きさの惑星に相当するほど短時間の現象だった。研究者らは、観測結果から、天の川銀河の恒星1個につき、木星質量の放浪惑星がほぼ2個あると推定した。^{[24] [25] [26]}ある研究では、木星よりもはるかに小さい仮想的な天体を対象にしながらも、天の川銀河の恒星の数より最大10万倍も多い放浪惑星の存在を示唆した。^[27]ワルシャワ大学天文台のPrzemek Mróz氏らによる2017年の研究では、2011年の研究より6倍大きな統計を用いて、天の川銀河の主系列恒星1個あたりの木星質量の自由浮遊惑星または広軌道惑星の上限は0.25個であると示唆している。^[28]

2020年9月、天文学者たちはマイクロレンズ技術を用いて、どの恒星にも束縛されず天の川銀河内で自由に浮遊している地球質量の放浪惑星（OGLE-2016-BLG-1928と命名）を初めて検出したと報告した。^{[15] [29] [30]}

マイクロレンズ惑星はマイクロレンズ現象によってのみ研究できるため、惑星の特性評価は困難です。そのため、天文学者は直接撮像法で発見された孤立惑星質量天体 (iPMO) に目を向けます。褐色矮星または iPMOの質量を決定するには、たとえば天体の明るさと年齢が必要です。^{[31]低質量天体の年齢を決定することは困難であることが判明しています。iPMO の大部分が、天文学者が年齢を知っている若い近傍の}星形成領域内で発見されているのは驚くことではありません。これらの天体は 2 億年未満で、大質量 (>5 M _J )であり^{[4] 、} L 型およびT 型矮星に属します。^{[32] [33]}ただし、推定質量が 8-20 M _{Jの冷たく古い}Y 型矮星の小規模なサンプルが増加しています。^[34]スペクトル型Yの近傍の放浪惑星候補としては、距離1.5kmのWISE 0855−0714がある。7.27 ± 0.13光年。^[35]このY型矮星のサンプルをより正確な測定で特徴づけることができたり、それらの年齢をより正確に特徴づける方法が見つかったりすれば、古くて冷たいiPMOの数は大幅に増加する可能性があります。

最初のiPMOは、2000年代初頭に若い星形成領域内での直接撮影によって発見されました。^{[36] [9] [20]}直接撮影によって発見されたこれらのiPMOは、おそらく恒星（亜褐色矮星と呼ばれることもある）のように形成されました。惑星のように形成され、その後放出されるiPMOもあるかもしれません。ただし、これらの天体は、その出生時の星形成領域とは運動学的に異なり、星周円盤に囲まれておらず、金属量が高いはずです。^[21]若い星形成領域内で発見されたiPMOのいずれも、その星形成領域に比べて高い速度を示していません。古いiPMOの場合、冷たいWISE J0830+2837 ^[37]は約100 km/sのV _tanを示しており、これは高い値ですが、それでも私たちの銀河系での形成と一致しています。WISE 1534–1043 ^[38]については、別のシナリオでは、約200 km/s という高い V _tanのため、この天体は放出された太陽系外惑星であると説明されているが、その色は、金属の少ない古い褐色矮星であることを示唆している。大質量 iPMO を研究しているほとんどの天文学者は、これが星形成プロセスの低質量の終わりを表していると考えている。^[21]

天文学者たちはハーシェル宇宙望遠鏡と超大型望遠鏡を使って、非常に若い浮遊惑星質量天体OTS 44を観測し、典型的な恒星のような形成様式を特徴付けるプロセスが、木星質量の数倍の孤立した天体にも当てはまることを実証した。ハーシェルの遠赤外線観測では、OTS 44 は少なくとも地球の10倍の質量の円盤に囲まれており、最終的には小さな惑星系を形成する可能性があることが示された。 ^[39]超大型望遠鏡の SINFONI 分光器による OTS 44 の分光観測では、円盤は若い恒星の円盤と同様に、活発に物質を集積していることが明らかになった。^[39]

惑星質量連星として最初に発見されたのは2MASS J1119–1137ABである。しかし、2MASS J1553022+153236AB、^{[40] [41]} WISE 1828+2650、WISE 0146+4234、WISE J0336−0143 （褐色矮星と惑星質量天体（BD+PMO）の連星である可能性もある）、NIRISS-NGC1333-12 ^[42]や、Zhangらが発見したいくつかの天体など、他の連星も知られている。^[41]

オリオン星雲では、40 個の広い連星系と 2 つの三重連星系が発見されました。これは 2 つの理由で驚くべきことでした。褐色矮星の連星系の傾向から、質量が減少するにつれて低質量天体間の距離が短くなることが予測されていました。また、連星の割合が質量とともに減少することも予測されていました。これらの連星は木星質量連星 (JuMBO) と名付けられました。これらは iPMO の少なくとも 9% を占め、分離は 340 AU未満です。^[43]これらの JuMBO がどのように形成されたかは不明ですが、広範な研究では、恒星のようにその場で形成されたと主張されています。^[44]これらが恒星のように形成された場合、形成を可能にする未知の「余分な成分」があるに違いありません。これらが惑星のように形成され、後に放出された場合、これらの連星が放出プロセス中にバラバラにならなかった理由を説明する必要があります。JWST による将来の測定により、これらの天体が放出された惑星として形成されたのか、恒星として形成されたのかが判明する可能性があります。^[43]ケビン・ルーマンによる研究では、 NIRCamデータを再解析し、ほとんどのジュムボが彼の恒星下天体のサンプルには現れなかったことを発見した。さらに、色は赤くなった背景源または低信号対雑音源と一致していた。この研究では、ジュムボ29のみが有力候補として特定された。^{[45]ジュムボ29は}NIRSpecでも観測され、1つの成分が若いM8源であると特定された。^[46]このスペクトル型は、オリオン星雲の年齢にしては質量が小さいことと一致している。^[45]

^{おそらく、iPMOの候補として知られているものは数百[47] [43]}あり、スペクトルを持つ天体は100 ^{[48] [49] [50]}以上あり、マイクロレンズ法で発見された候補天体の数は少ないながらも増え続けています。大規模な調査には以下のものがあります。

2021年12月現在、推定年齢に応じて少なくとも70個、最大で170個の、史上最大の放浪惑星のグループが発見されました。これらは、さそり座上部とへびつかい座のOB連星系で発見され、質量は4〜13 M _J、年齢は約300万〜1000万年で、ガス雲の重力崩壊、または原始惑星系円盤内での形成後に動的不安定性により放出されたことによって形成された可能性が高い。^{[47] [16] [51] [18]}すばる望遠鏡とカナリア大望遠鏡による分光法による追跡観測では、このサンプルの汚染は非常に低い（≤6%）ことが示されました。16個の若い天体の質量は3〜14 M _Jで、確かに惑星質量の天体であることが確認されました。^[50]

2023年10月、JWSTによって、トラペジウム星団とオリオン星雲の内側に、さらに大きな540個の惑星質量候補天体群が発見されました。これらの天体の質量は13～0.6 M _Jです。これらの天体のうち驚くべき数は、予想外に広い連星を形成していました。^[43]

一般的に、孤立した惑星質量天体（iPMO）の形成には2つのシナリオがあります。恒星の周りを惑星のように形成され、その後放出される場合と、低質量の恒星または褐色矮星のように孤立して形成される場合です。これは、その構成と運動に影響を与える可能性があります。^[21]

2001年のモデルでは、少なくとも1木星質量の質量を持つ天体は、分子雲の崩壊と断片化によって形成できると考えられていました。 ^[52] JWST以前の観測では、3-5 M _J未満の天体は自然に形成される可能性は低いことが示されています。^[4] 2023年のJWSTによる台形星団の観測では、0.6 M _Jほどの質量の天体は、急激なカットオフ質量を必要とせずに自然に形成される可能性があることが示されています。^[43]グロビュレットと呼ばれる特定のタイプの球状星団は、褐色矮星や惑星質量の天体の誕生の場であると考えられています。グロビュレットは、ロゼット星雲やIC 1805で発見されています。^[53]若いiPMOはまだ、系外衛星を形成できるディスクに囲まれていることがあります。このタイプの系外衛星は主惑星の周りを密接な軌道で周回するため、通過する可能性は10～15％と高い。 [ ^54]

非常に若い星形成領域（通常は500万年未満）には、赤外線超過と集積の兆候がある孤立した惑星質量の天体が含まれることがあります。最もよく知られているのは、カメレオンIにあるディスクを持つことが発見されたiPMO OTS 44です。カメレオンIとIIには、ディスクを持つ他のiPMOの候補があります。^{[55] [56] [32]}ディスクや集積があるiPMOのある他の星形成領域には、おとめ座I、^[56]ローへびつかい座雲複合体、^[57]シグマオリオン星団、^[58]オリオン大星雲、 [ ^59]おうし座、^{[57] [60]} NGC 1333 ^[61]およびIC 348 ^[62]があります。ALMAによる褐色矮星とiPMOの周りのディスクの大規模な調査により、これらのディスクは地球質量の惑星を形成できるほど質量が小さいことがわかりました。ディスクにすでに惑星が形成されている可能性もまだある。^[57]赤色矮星の研究では、比較的古い年齢でガスが豊富なディスクを持つものもあることがわかっている。これらのディスクはピーターパンディスクと呼ばれ、この傾向は惑星質量領域まで続く可能性がある。ピーターパンディスクの1つは、45百万年も前の褐色矮星2MASS J02265658-5327032で、質量は約13.7 M _Jで、惑星質量領域に近い。^[63]近くにある惑星質量の天体2MASS J11151597+1937266の最近の研究では、この近くにあるiPMOがディスクに囲まれていることが判明した。この天体はディスクからの集積の兆候と赤外線超過を示している。^[64]

放出される惑星は主に低質量（<30 M _E図 1 Ma et al.）^[65]であると予測されており、その平均質量はホスト星の質量に依存します。Ma et al. ^[65]によるシミュレーションでは、1 M _☉の恒星の17.5%が恒星あたり合計16.8 M _Eを放出し、個々の自由浮遊惑星（FFP）の典型的な（中央）質量は0.8 M _Eであることが示されました。質量が0.3 M _{☉の低質量}赤色矮星の場合、12%の恒星が恒星あたり合計5.1 M _Eを放出し、個々のFFPの 典型的な質量は0.3 M _Eです。

ホンら^[66]は、系外衛星が惑星間相互作用によって散乱し、放出された系外衛星になる可能性があると予測した。より高質量（0.3-1 M _{J ）の放出FFPが発生する可能性もあると予測されているが、これもまれであると予測されている。} ^[65]惑星の放出は、惑星間散乱または恒星のフライバイによって発生する可能性がある。別の可能性としては、円盤の破片が放出され、それが惑星質量の天体になるというものである。^{[67]提案されている別のシナリオは、傾斜した}連星軌道上の惑星の放出である。中心連星と惑星同士の相互作用により、システム内の低質量惑星が放出される可能性がある。^[68]

恒星または褐色矮星の胚が集積停止を経験すると、惑星質量の天体になるのに十分な低質量のままになる可能性があります。このような集積停止は、胚が放出された場合、またはその恒星周ディスクがO型星の近くで光蒸発を経験した場合などに発生する可能性があります。胚放出シナリオで形成された天体は、ディスクが小さいかディスクがないため、そのような天体では連星の割合が減少します。また、シナリオの組み合わせから、自由浮遊する惑星質量の天体が発生する可能性もあります。^[67]

孤立した惑星質量の物体のほとんどは、恒星間空間に永久に漂い続けるでしょう。

一部の iPMO は惑星系と接近遭遇する。このまれな遭遇には 3 つの結果が考えられる。iPMO は束縛されないまま、恒星に弱く束縛される、または太陽系外惑星を「追い出して」置き換わる。シミュレーションでは、これらの遭遇の大半は捕獲イベントに終わり、iPMO は低い重力結合エネルギーと細長く非常に偏心した軌道で弱く束縛される。これらの軌道は安定しておらず、これらのオブジェクトの 90% は惑星間遭遇によりエネルギーを得て、星間空間に放出される。すべての恒星のうち 1% だけがこの一時的な捕獲を経験する。^[69]

恒星間惑星はほとんど熱を発生せず、恒星によって加熱されることはない。^[70]しかし、1998年にデイビッド・J・スティーブンソンは、恒星間空間を漂う惑星サイズの物体の中には、凍結しない厚い大気を維持しているものがあると理論化した。彼は、これらの大気は、厚い水素含有大気の圧力によって引き起こされる遠赤外線放射の不透明度によって維持されるだろうと提唱した。^[71]

惑星系の形成中に、いくつかの小さな原始惑星が系から放出される可能性がある。^[72]放出された天体は、大気のより軽い元素をはぎ取る恒星から発生する紫外線をより少なく受け取るだろう。地球サイズの天体でさえ、大気中の水素とヘリウムの流出を防ぐのに十分な重力を持っているだろう。 ^{[71]地球サイズの天体では、残留核放射性同位元素の崩壊による}地熱エネルギーが、表面温度を水の融点以上に維持し、 ^[71]液体の水の海が存在することを可能にする。これらの惑星は、長期間にわたって地質学的に活発な状態を維持する可能性がある。もし、それらが地磁気ダイナモによって作られた保護磁気圏と海底火山活動を持っているならば、熱水噴出孔が生命にエネルギーを供給する可能性がある。^{[71]これらの天体は、地球から1,000}天文単位未満の天体からの反射太陽放射と遠赤外線熱放射を検出できるかもしれないが、熱マイクロ波放射の放出が弱いため検出は難しいだろう。^{[73]月サイズの}天然衛星を持つ地球サイズの惑星のうち、約5％が放出された後も衛星を保持する。大きな衛星は、地質学的潮汐加熱の大きな原因となるだろう。^[74]

下の表は、発見された、確認済みまたは疑わしい放物惑星の一覧です。これらの惑星が恒星の周りを回っていたときに放出されたのか、あるいは亜褐色矮星として自力で形成されたのかはまだわかっていません。例外的に質量の小さい放物惑星（OGLE-2012-BLG-1323やKMT-2019-BLG-2073など）が自力で形成される可能性があるかどうかは、現在のところわかっていません。

これらの天体は直接撮像法で発見されました。多くは若い星団や恒星団で発見され、いくつかは古いものも知られています ( WISE 0855−0714など)。リストは発見年順に並べられています。

これらの天体はマイクロレンズ効果によって発見された。マイクロレンズ効果によって発見された放浪惑星は、レンズ効果によってのみ研究することができる。それらのいくつかは、目に見えない恒星の周りを広い軌道で周回する太陽系外惑星である可能性もある。^[103]

• 銀河間星 – 重力的にどの銀河にも縛られていない星
• 星間物体– 恒星の重力に縛られていない星間空間の天体
• オウムアムア– 2017年に太陽系を通過した恒星間物体
• 放浪ブラックホール– 重力に束縛されないブラックホール
• 銀河系外の放浪惑星– 天の川銀河の外にある放浪惑星
• 潮汐力で分離した系外衛星– 元々衛星であった惑星

• バケツ一杯の空気（1951年）— フリッツ・ライバーのSF短編小説
• レミナ(2004–2005) –伊藤潤二によるホラー漫画
• メランコリア（2011年） –ラース・フォン・トリアー監督のSF映画
• ダーク・エデン（2012年） –クリス・ベケットによる社会SF小説
• 流浪地球（2019年） –フラント・グウォ監督のSF映画
• ジェミニ・ホーム・エンターテインメント（2019年現在） - レミー・アボードによるホラーアンソロジーウェブシリーズ
• キャロルと世界の終わり（2023年） –ダン・グターマンによる大人向けアニメコメディミニシリーズ