Loading article…
惑星はどれも、その親星に比べると極めて微弱な光源です。例えば、太陽のような星は、その周りを周回するどの惑星からの反射光よりも約 10 億倍明るいです。このような微弱な光源を検出することは本質的に難しいことに加え、親星からの光がグレアを引き起こし、その光を消してしまいます。これらの理由から、2024 年 1 月時点で報告されている太陽系外惑星のうち、直接観測されたものはごくわずかで、主星から分離したものはさらに少ないです。 [アップデート]
その代わりに、天文学者は太陽系外惑星を発見するために、一般的に間接的な方法に頼らざるを得ませんでした。2016 年現在、いくつかの異なる間接的な方法が成功を収めています。
確立された検出方法
以下の方法は、新しい惑星を発見したり、すでに発見されている惑星を検出したりするのに少なくとも 1 回は成功したことが証明されています。
視線速度
惑星を持つ恒星は、惑星の重力に応じて自身の小さな軌道上を動きます。これにより、恒星が地球に近づいたり遠ざかったりする速度が変化します。つまり、変化は地球に対する恒星の視線速度です。視線速度は、ドップラー効果による親恒星のスペクトル線の変位から推測できます。[1]視線速度法は、連星質量関数を使用して惑星の存在を確認するために、これらの変化を測定します。
質量中心の周りの恒星の速度は惑星の速度よりもはるかに小さい。質量中心の周りの恒星の軌道半径が非常に小さいためである。(たとえば、太陽は木星の影響で約 13 m/s 移動するが、地球の影響で約 9 cm/s しか移動しない)。しかし、チリのラ・シヤ天文台にあるESO 3.6 メートル望遠鏡のHARPS (高精度視線速度惑星探査装置) 分光計、ケック望遠鏡のHIRES 分光計、ローウェル・ディスカバリー望遠鏡のEXPRESなどの最新の分光計を使用すれば、3 m/s またはそれより多少低い速度変化も検出できる。視線速度を測定する特に単純で安価な方法は、「外部分散干渉法」である。[ 2]
2012 年頃までは、視線速度法 (ドップラー分光法とも呼ばれる) が、惑星ハンターが使用する圧倒的に最も生産性の高い手法でした (2012 年以降は、ケプラー宇宙望遠鏡のトランジット法が数でこれを追い抜きました)。視線速度信号は距離に依存しませんが、高精度を達成するには高い信号対雑音比のスペクトルが必要なので、通常は地球から約 160 光年離れた比較的近くの恒星で低質量の惑星を見つけるためにのみ使用されます。また、1 つの望遠鏡で一度に多くの対象恒星を同時に観測することもできません。木星質量の惑星は、数千光年離れた恒星の周りまで検出できます。この方法は、恒星に近い大質量惑星を簡単に見つけます。最新の分光器は、親恒星から10天文単位離れた木星質量の惑星も簡単に検出できますが、それらの惑星を検出するには何年もの観測が必要です。地球質量の惑星は現在、プロキシマ bなどの低質量の恒星の周りの非常に小さな軌道でのみ検出可能です。
低質量の恒星の周囲にある惑星は、2 つの理由から検出が容易です。まず、これらの恒星は、惑星の重力による影響をより受けます。2 つ目の理由は、低質量の主系列恒星は一般に比較的ゆっくりと回転することです。高速回転では、恒星の半分が観測者の視点から遠ざかり、もう半分が近づくため、スペクトル線データが不明瞭になります。主系列を離れた恒星の方が、より質量の大きい恒星の周囲にある惑星の検出が容易です。主系列を離れると、恒星の自転が遅くなるためです。
ドップラー分光法では、特に複数の惑星や複数の恒星がある場合に、誤った信号が生成されることがあります。磁場や特定の種類の恒星活動も誤った信号を生成する可能性があります。ホスト星に複数の惑星がある場合、恒星は一般的に連続的に観測されないため、データが不十分なために誤った信号が発生することもあります。[3]誤った信号の一部は、惑星系の安定性を分析し、ホスト星の光度測定分析を行い、その自転周期と恒星の活動周期を知ることで排除できます。
地球からの視線に対して大きく傾いた軌道を持つ惑星は、目に見える揺れが小さくなるため、検出がより困難になります。視線速度法の利点の1つは、惑星の軌道の離心率を直接測定できることです。視線速度法の主な欠点の1つは、惑星の最小質量（）しか推定できないことです。傾斜角iの事後分布は、惑星の真の質量分布に依存します。[4]ただし、比較的近い軌道を周回し、十分な質量を持つ惑星がシステム内に複数ある場合、軌道安定性解析により、これらの惑星の最大質量を制限できます。視線速度法は、トランジット法による調査結果を確認するために使用できます。両方の方法を組み合わせて使用すると、惑星の真の質量を推定できます。
恒星の視線速度は惑星の最小質量しか与えないが、惑星のスペクトル線を恒星のスペクトル線と区別できれば、惑星自体の視線速度がわかり、惑星の軌道の傾斜角がわかる。これにより、惑星の実際の質量を測定できる。また、これにより誤検出が排除され、惑星の構成に関するデータも得られる。主な問題は、そのような検出が、惑星が比較的明るい恒星の周りを公転し、多くの光を反射または放射する場合にのみ可能であることである。[5]
トランジット測光
テクニック、利点、欠点
視線速度法では惑星の質量に関する情報が得られるが、測光法では惑星の半径を判定できる。惑星が親星の円盤の前を横切る（通過する）と、観測される恒星の視覚的な明るさは、恒星と惑星の相対的な大きさに応じてわずかに低下する。[6]たとえば、 HD 209458の場合、恒星は1.7%暗くなる。しかし、ほとんどの通過信号はかなり小さく、たとえば、地球サイズの惑星が太陽のような恒星を通過すると、わずか80パーツパーミリオン（0.008%）の減光しか生じない。
理論的なトランジット系外惑星の光度曲線モデルは、観測された惑星系の以下の特性を予測します：トランジット深度 (δ)、トランジット継続時間 (T)、進入/退出継続時間 (τ)、および系外惑星の周期 (P)。ただし、これらの観測量はいくつかの仮定に基づいています。計算の便宜上、惑星と恒星は球形、恒星の円盤は均一、軌道は円形であると仮定します。観測されたトランジット系外惑星が恒星をトランジットする際の相対的な位置に応じて、光度曲線の観測された物理的パラメータは変化します。トランジット光度曲線のトランジット深度 (δ) は、トランジット中の恒星の正規化されたフラックスの減少を表します。これは、恒星の半径と比較した系外惑星の半径の詳細を示します。たとえば、系外惑星が太陽半径サイズの恒星をトランジットする場合、半径が大きい惑星はトランジット深度が増加し、半径が小さい惑星はトランジット深度が減少します。太陽系外惑星の通過時間 (T) は、惑星が恒星を通過するのに要する時間の長さです。この観測パラメータは、惑星が恒星を通過する際の軌道上の移動速度に応じて変化します。通過光曲線の進入/退出時間 (τ) は、惑星が恒星を完全に覆う (進入) のと恒星を完全に覆わない (退出) のにかかる時間を表します。惑星が恒星の直径の一方の端からもう一方の端まで通過する場合、惑星が恒星を完全に覆うのにかかる時間が短いため、進入/退出時間は短くなります。惑星が直径以外の他の点を基準として恒星を通過する場合、直径から離れるほど進入/退出時間は長くなります。これは、惑星が通過中に恒星を部分的に覆う時間が長くなるためです。[7]これらの観測可能なパラメータから、さまざまな物理パラメータ (半長径、恒星の質量、恒星の半径、惑星の半径、離心率、傾斜角) が計算によって決定されます。恒星の視線速度の測定値を組み合わせることで、惑星の質量も決定されます。
この方法には、2 つの大きな欠点があります。まず、惑星のトランジットは、惑星の軌道が天文学者の視点から見てたまたま完全に一直線になっている場合にのみ観測できます。惑星の軌道面が恒星への視線上に直接ある確率は、恒星の直径と軌道の直径の比です (小さな恒星では、惑星の半径も重要な要素です)。軌道が小さい惑星の約 10% がこのような一直線になっていますが、軌道が大きい惑星ではその割合は減少します。太陽サイズの恒星を 1 AUで周回する惑星の場合、ランダムな一直線によってトランジットが発生する確率は 0.47% です。したがって、この方法では、特定の恒星が惑星のホストではないことを保証することはできません。ただし、トランジット調査では、数千、数十万の恒星を含む空の広い領域を一度にスキャンするため、視線速度法よりも多くの太陽系外惑星を見つけることができます。[8]地上のMEarthプロジェクト、SuperWASP、KELT、HATNet、宇宙のCOROT、Kepler、TESSミッションなど、いくつかの調査でこのアプローチが採用されています。トランジット法には、数千光年離れた恒星の周りの惑星を検出できるという利点もあります。いて座窓食太陽系外惑星探索によって検出された最も遠い惑星は、銀河中心近くに位置しています。しかし、現在の技術ではこれらの恒星の信頼性の高い追跡観測はほぼ不可能です。
この方法の2つ目の欠点は、誤検出率が高いことです。2012年の研究では、ケプラー計画で観測されたトランジットの誤検出率は、単一惑星系では40%にも達する可能性があることがわかりました。[9] このため、トランジットが1回検出された恒星は、通常、視線速度法または軌道輝度変調法による追加の確認が必要です。視線速度法は、木星サイズ以上の惑星の場合に特に必要です。そのサイズの天体には、惑星だけでなく、褐色矮星や小さな恒星も含まれるためです。2つ以上の惑星候補を持つ恒星では誤検出率が非常に低いため、このような検出は多くの場合、大規模な追跡観測を行わなくても検証できます。トランジットタイミング変動法によって確認できるものもあります。[10] [11] [12]
空の多くの光点は明るさの変化があり、フラックス測定によってトランジット惑星として現れることがあります。トランジット測光法による偽陽性は、混合食連星系、かすめ食連星系、惑星サイズの恒星によるトランジットの 3 つの一般的な形式で発生します。食連星系は通常、太陽系外惑星のトランジットとは区別される深い食を生成します。これは、惑星が通常約 2R Jよりも小さいためです[13]。しかし、混合食連星系またはかすめ食連星系の場合、食は浅くなります。
混合食連星系は、通常の食連星と、同じ視線上にある通常は異なる距離にある3番目の（通常はより明るい）恒星が混合したものから構成されます。3番目の恒星の一定の光により、測定された食の深さが薄まるため、光度曲線はトランジット系外惑星の光度曲線に似たものになることがあります。これらの場合、ターゲットには、大きな主系列主星と小さな主系列副星、または巨星と主系列副星が含まれていることがほとんどです。[14]
かすめる食連星系とは、一方の天体がもう一方の天体の縁をかろうじてかすめるような系です。このような場合、光度曲線の最大通過深度は、2 つの星の半径の 2 乗の比に比例せず、主星が伴星に遮られるわずかな割合のみに依存します。測定された光束のわずかな低下は、太陽系外惑星の通過のそれを模倣することができます。このカテゴリの偽陽性のケースの一部は、食連星系が円軌道を持ち、2 つの伴星の質量が異なる場合、簡単に見つけることができます。軌道の周期的な性質により、2 つの食イベントが発生し、1 つは主星が伴星を掩蔽し、その逆もあります。2 つの星の質量が大幅に異なり、半径と光度が異なる場合、これらの 2 つの食の深度は異なります。この浅い通過と深い通過の繰り返しは簡単に検出できるため、この系を掩蔽食連星系として認識できます。ただし、2 つの恒星の質量がほぼ同じである場合、これら 2 つの食は区別がつかず、通過測光測定のみを使用して掩蔽食連星系が観測されていることを示すことは不可能になります。
最後に、巨大ガス惑星とほぼ同じ大きさの恒星には、白色矮星と褐色矮星の 2 種類があります。これは、巨大ガス惑星、白色矮星、褐色矮星はすべて縮退した電子圧によって支えられているためです。光度曲線は通過する天体のサイズのみに依存するため、質量を区別しません。可能な場合は、視線速度測定を使用して、通過または食天体が惑星質量、つまり 13M J未満であることを確認します。通過時間の変化によって M P を決定することもできます。視線速度軌道がわかっているドップラー断層撮影により、最小 M Pと投影された単一軌道配置を取得できます。
赤色巨星分枝星の場合、周囲の惑星を検出する上で別の問題がある。これらの星の周りの惑星は、星のサイズが大きいため、通過する可能性がはるかに高いが、赤色巨星は数時間から数日周期で頻繁に明るさが変動するため、これらの通過信号を主星の明るさの光度曲線から分離することが難しい。これは、準巨星で特に顕著である。さらに、これらの星ははるかに明るく、通過する惑星がこれらの星から来る光を遮る割合ははるかに小さい。対照的に、惑星は中性子星や白色矮星などの非常に小さな星を完全に掩蔽することができ、この現象は地球から簡単に検出できる。しかし、星のサイズが小さいため、惑星がそのような恒星残骸と一列に並ぶ可能性は極めて小さい。
トランジット法の主な利点は、光度曲線から惑星の大きさを決定できることです。視線速度法（惑星の質量を決定する）と組み合わせると、惑星の密度を決定でき、惑星の物理的構造について何かを知ることができます。両方の方法で研究された惑星は、既知の太陽系外惑星の中では群を抜いて最も特徴が明らかになっています。[15]
トランジット法では、トランジットする惑星の大気を調べることも可能です。惑星が恒星を通過すると、恒星からの光が惑星の上層大気を通過します。高解像度の恒星スペクトルを注意深く調べることで、惑星の大気中に存在する元素を検出できます。惑星の大気、そして惑星自体も、恒星の光が惑星の大気を通過したり、惑星の大気から反射したりするときに、その偏光を測定することで検出できます。[16]
さらに、二次日食（惑星が恒星に遮られる現象）により、惑星の放射を直接測定することができ、他の惑星の存在を必要とせずに惑星の軌道離心率を制限するのに役立つ。二次日食中の恒星の光度測定強度をその前後の強度から差し引くと、惑星によって引き起こされた信号のみが残る。その後、惑星の温度を測定し、惑星上に雲が形成される兆候を検出することさえ可能になる。 2005年3月、2つの科学者グループがスピッツァー宇宙望遠鏡を使用してこの技術を使用した測定を行った。デビッド・シャルボノー率いるハーバード・スミソニアン天体物理学センターとLDデミング率いるゴダード宇宙飛行センターの2つのチームは、それぞれ惑星TrES-1とHD 209458bを調査した。測定により、惑星の温度が明らかになりました。TrES -1 では1,060 K (790° C )、HD 209458b では約 1,130 K (860 °C) です。 [17] [18]さらに、高温の海王星グリーゼ 436 b は二次食に入ることが知られています。ただし、一部のトランジット惑星は地球に対して二次食に入らない軌道を回っており、HD 17156 b は後者の 1 つである可能性が 90% 以上あります。
歴史
トランジットが観測された最初の太陽系外惑星は、視線速度法で発見されたHD 209458 bである。これらのトランジットは、1999年にデビッド・シャルボノーとグレゴリー・W・ヘンリーが率いる2つのチームによって観測された。[19] [20] [21]トランジット法で発見された最初の太陽系外惑星は、2002年にOGLEプロジェクトによって発見されたOGLE-TR-56bである。[22] [23] [24]
フランス宇宙機関のミッションであるCoRoTは、大気のシンチレーションがないため精度が向上する軌道上から惑星の通過を探索するために2006年に開始されました。このミッションは「地球の数倍から数倍の大きさ」の惑星を検出できるように設計されており、「予想よりも良い」成果を上げ、2008年初頭の時点で2つの太陽系外惑星[25]（どちらも「ホットジュピター」タイプ）を発見しました。2013年6月、CoRoTの太陽系外惑星の数は32で、まだいくつかが確認されていません。衛星は2012年11月に予期せずデータの送信を停止し（ミッションが2度延長された後）、2013年6月に退役しました。[26]
2009年3月、NASAのケプラー計画は、はくちょう座の多数の恒星を地球サイズの惑星の検出と特徴づけができるほどの測定精度でスキャンするために打ち上げられた。NASAのケプラー計画は、トランジット法を用いて10万個の恒星をスキャンして惑星を探す。3年半のミッションの終わりまでに、この衛星は地球よりもさらに小さな惑星を発見するのに十分なデータを収集すると期待されていた。10万個の恒星を同時にスキャンすることで、地球サイズの惑星を検出できるだけでなく、太陽のような恒星の周りのそのような惑星の数の統計も収集できた。[27]
2011年2月2日、ケプラーチームは1,235個の太陽系外惑星候補のリストを公開した。このうち54個は生命居住可能領域内にある可能性がある。2011年12月5日、ケプラーチームは2,326個の惑星候補を発見したと発表した。そのうち207個は地球と同サイズ、680個は超地球サイズ、1,181個は海王星サイズ、203個は木星サイズ、55個は木星より大きい。2011年2月の数字と比較すると、地球サイズと超地球サイズの惑星の数はそれぞれ200%と140%増加している。さらに、調査した恒星の生命居住可能領域内で発見された惑星候補は48個で、2月の数字より減少している。これは12月のデータでより厳しい基準が使用されたためである。 2013年6月までに、惑星候補の数は3,278個に増加し、確認された惑星の中には地球よりも小さいものや火星ほどの大きさのもの（ケプラー62cなど）、水星よりもさらに小さいもの（ケプラー37b）もあった。[28]
トランジット系外惑星サーベイ衛星は2018年4月に打ち上げられました。
反射と発光の変調
恒星の周りを近い軌道で公転する短周期惑星は、月のように満ち欠けから新月、そしてまた満ち欠けへと変化するため、反射光が変化する。さらに、これらの惑星は多くの恒星の光を受け取るため加熱され、熱放射が検出できる可能性がある。望遠鏡は恒星から惑星を分離できないため、合成された光しか見えず、主星の明るさは各軌道で周期的に変化するように見える。影響は小さいが（必要な測光精度は、太陽型の恒星を横切る地球サイズの惑星を検出するのとほぼ同じ）、軌道周期が数日の木星サイズの惑星は、ケプラー宇宙望遠鏡などの宇宙望遠鏡で検出可能である。トランジット法と同様に、親星の近くを公転する大型惑星は親星からより多くの光を受け取るため、他の惑星よりも検出しやすい。惑星のアルベドが高く、比較的明るい恒星の周囲にある場合、その光の変化は可視光で検出しやすく、暗い惑星や低温の恒星の周囲の惑星は、この方法で赤外線で検出しやすくなります。長期的には、この方法で、そのミッションで発見される惑星のほとんどが見つかる可能性があります。これは、反射光の軌道位相による変化が軌道傾斜角にほとんど依存せず、惑星が恒星の円盤の前を通過する必要がないためです。反射光の量は軌道中に変化しないため、地球から見て正面を向いた円形の軌道を持つ惑星は、まだ検出できません。
巨大惑星の位相関数は、その熱特性と大気（もしあれば）の関数でもある。したがって、位相曲線は、大気粒子のサイズ分布など、他の惑星特性を制約する可能性がある。惑星が恒星を通過しているのが見つかり、そのサイズがわかっている場合、位相変化曲線は惑星のアルベドを計算または制約するのに役立ちます。非常に高温の惑星の場合は、アルベドを計算する際に惑星の輝きが干渉する可能性があるため、計算はより困難です。理論的には、複数の波長で光の変化を観測すると、トランジットしていない惑星でもアルベドを見つけることができます。これにより、科学者は惑星が恒星を通過していなくても、惑星のサイズを見つけることができます。[29]
太陽系外惑星から反射される可視光のスペクトルの初めての直接検出は、2015年に国際天文学者チームによって行われた。天文学者たちは、チリにあるヨーロッパ南天天文台のラ・シヤ天文台の高精度視線速度惑星探査装置（HARPS）を使用して、主系列星（太陽のような恒星）を周回する最初の太陽系外惑星として発見された51ペガスス座bからの光を研究した。[30] [31]
CoRoT [32]とケプラー[33]はどちらも惑星からの反射光を測定しました。しかし、これらの惑星は主星を通過する時点ですでに知られていました。この方法で発見された最初の惑星は、ケプラーによって発見されたケプラー70bとケプラー70cです。[34]
相対論的ビーミング
光の変化から太陽系外惑星を検出する別の新しい方法は、恒星の運動による観測されたフラックスの相対論的ビーミングを使用する。これはドップラービーミングまたはドップラーブースティングとしても知られている。この方法は、 2003年にエイブラハム・ローブとスコット・ガウディによって初めて提案された。 [35]惑星が重力で恒星を引っ張ると、光子の密度、したがって観測者の観点から見た恒星の見かけの明るさが変化する。視線速度法と同様に、この方法を使用して、惑星の軌道離心率と最小質量を決定できる。この方法を使用すると、これらの要因が恒星の運動を増大させるため、恒星に近い大質量惑星をより簡単に検出できる。視線速度法とは異なり、恒星の正確なスペクトルを必要としないため、高速で回転する恒星やより遠い恒星の周りの惑星をより簡単に見つけることができる。
この方法の最大の欠点の 1 つは、光の変化の影響が非常に小さいことです。太陽のような恒星から 0.025 AU 離れたところを周回する木星質量の惑星は、軌道が真横であってもほとんど検出できません。これは、惑星から放射および反射される恒星光の量が、相対論的ビームによる光の変化より通常はるかに大きいため、新しい惑星を発見するための理想的な方法ではありません。ただし、視線速度観測によるフォローアップ データ収集を必要とせずに惑星の質量を測定できるため、この方法は依然として有用です。
この方法を用いた最初の惑星の発見（ケプラー76b）は2013年に発表されました。[36] [37]
楕円体の変化
巨大な惑星は、その主星にわずかな潮汐力による歪みを引き起こす可能性がある。星がわずかに楕円形をしている場合、その見かけの明るさは、星の扁平部分が観測者の視点に向いているかどうかによって変化する。相対論的ビーミング法と同様に、この方法は惑星の最小質量を決定するのに役立ち、その感度は惑星の軌道傾斜角に依存する。星の見かけの明るさへの影響の範囲は、相対論的ビーミング法よりもはるかに大きくなる可能性があるが、明るさの変化サイクルは2倍速くなる。さらに、惑星の長半径と恒星の半径の比が低く、恒星の密度が低い場合、惑星は星の形状をより歪ませる。このため、この方法は主系列を離れた星の周りの惑星を見つけるのに適している。[38]
パルサータイミング
パルサーは中性子星です。超新星として爆発した星の小さく超高密度の残骸です。パルサーは回転しながら極めて規則的に電波を発します。パルサーの本来の回転は非常に規則的なので、観測される電波パルスのタイミングのわずかな異常を利用してパルサーの動きを追跡することができます。通常の星と同様に、パルサーは惑星を持っている場合、独自の小さな軌道を移動します。パルスタイミング観測に基づく計算により、その軌道のパラメータを明らかにすることができます。[39]
この方法はもともと惑星の検出用に設計されたものではありませんが、非常に感度が高いため、他の方法よりもはるかに小さい、地球の 10 分の 1 未満の質量の惑星を検出できます。また、惑星系のさまざまなメンバー間の相互重力摂動を検出できるため、それらの惑星とその軌道パラメータに関する詳細な情報が得られます。さらに、パルサーから比較的遠くにある惑星も簡単に検出できます。
パルサータイミング法には2つの主な欠点があります。パルサーは比較的まれであり、パルサーの周りに惑星が形成されるには特別な状況が必要です。したがって、この方法で多数の惑星が発見される可能性は低いです。[40]さらに、パルサーを周回する惑星では周囲の放射線の強度が高いため、生命が生存できない可能性があります。
1992年、アレクサンダー・ウォルシュチャンとデール・フレイルはこの方法を使ってパルサーPSR 1257+12の周囲に惑星を発見した。[41]彼らの発見は1994年までに確認され、太陽系外惑星の最初の確認となった。[42]
変光星のタイミング
パルサーと同様に、他のタイプの脈動変光星の中には、分光法を必要とせずに、脈動周波数のドップラーシフトから純粋に測光的に視線速度を決定できるほど規則的なものがある。[43] [44]この方法は、周期的な活動がより長く、不規則であるため、パルサータイミング変動法ほど感度が高くない。変光星の周りの惑星を検出する容易さは、星の脈動周期、脈動の規則性、惑星の質量、およびホスト星からの距離に依存する。
この方法の最初の成功は2007年に起こり、脈動する準矮星の周囲にV391ペガスス座bが発見されたときでした。 [45]
通過時間
トランジットタイミング変動法は、トランジットが厳密な周期性を持って発生するか、変動があるかを検討する。複数のトランジット惑星が検出された場合、トランジットタイミング変動法で確認できることが多い。これは、信号対雑音比が低いため視線速度法では検出できない、太陽から遠く離れた惑星系で有用である。トランジット法で惑星が検出された場合、トランジットのタイミングの変動は、その系内の地球と同等の質量を持つトランジット以外の惑星をさらに検出する極めて感度の高い方法となる。惑星の軌道が比較的近く、少なくとも1つの惑星がより質量が大きく、より質量の小さい惑星の軌道周期がより乱れる場合、トランジットタイミングの変動を検出するのはより容易である。[46] [47] [48]
通過タイミング法の主な欠点は、通常、惑星自体についてあまり情報が得られないことです。通過タイミングの変化は、惑星の最大質量を決定するのに役立ちます。ほとんどの場合、物体が惑星質量を持っているかどうかを確認できますが、その質量に狭い制約を課すことはできません。ただし、例外があり、ケプラー 36およびケプラー 88システムの惑星は、質量を正確に決定できるほど十分に近くを周回します。
TTVを用いた非トランジット惑星の最初の重要な検出は、NASAのケプラー宇宙望遠鏡によって行われた。トランジット惑星ケプラー19bは、振幅5分、周期約300日のTTVを示しており、トランジット惑星の周期のほぼ有理数倍の周期を持つ2番目の惑星ケプラー19cの存在を示している。 [49] [50]
周連星系惑星の場合、通過タイミングの変動は、他の惑星による重力摂動ではなく、主に恒星の軌道運動によって引き起こされます。これらの変動により、自動化された方法でこれらの惑星を検出することが難しくなります。ただし、いったん検出されると、これらの惑星を確認するのは簡単になります。[引用が必要]
通過時間の変化
「継続時間の変化」とは、通過にかかる時間の変化を指します。継続時間の変化は、系外衛星、同じ系内の別の惑星による離心率の高い惑星の遠心歳差運動、または一般相対性理論によって引き起こされる可能性があります。[51] [52]
トランジット法で連星系周回惑星が発見された場合、トランジット時間変化法で簡単に確認できます。[53]近接連星系では、恒星が伴星の動きを大きく変えるため、トランジットする惑星はトランジット時間に大きな変化があります。このような確認はケプラー16bで初めて行われました。[53]
食連星極小期のタイミング
連星系が、地球から見て、軌道上で星が互いの前を通過するように配置されている場合、その系は「食連星」と呼ばれます。より明るい表面を持つ星が他の星の円盤によって少なくとも部分的に隠される最小光量の時間は、主食と呼ばれ、約半周後に、より明るい表面領域の星が他の星の一部を隠す二次食が発生します。これらの最小光量の時間、つまり中心食は、パルサーからのパルスによく似たシステムのタイムスタンプを構成します(ただし、フラッシュではなく明るさの低下です)。連星の周りを周回軌道で周回する惑星がある場合、星は連星惑星の質量の中心の周りでオフセットされます。連星内の星は惑星によって前後に移動されるため、食の最小時間の時間は変化します。このオフセットの周期性は、近接連星系の周りの太陽系外惑星を検出する最も信頼性の高い方法である可能性があります。[54] [55] [56]この方法では、惑星がより質量が大きく、システムの周りを比較的近くを公転し、恒星の質量が小さいほど、惑星はより簡単に検出されます。
食のタイミング法では、トランジット法よりも主星から遠く離れた惑星の検出が可能です。しかし、惑星の存在を示唆する激変星の周りの信号は、不安定な軌道と一致する傾向があります。 [説明が必要] [57] 2011年、ケプラー16bは、食連星のタイミング変動によって明確に特徴付けられた最初の惑星となりました。[58]
重力マイクロレンズ効果
重力マイクロレンズ効果は、星の重力場がレンズのように作用し、遠くの背景の星の光を拡大するときに発生します。この効果は、2 つの星がほぼ正確に一直線に並んでいる場合にのみ発生します。2 つの星と地球は互いに相対的に動いているため、レンズ効果は短時間で、数週間または数日間続きます。過去 10 年間で、このような現象が 1,000 回以上観測されています。
手前のレンズ効果のある星に惑星がある場合、その惑星自体の重力場がレンズ効果に検出可能な寄与をする可能性があります。そのためには非常にあり得ない配置が必要となるため、惑星のマイクロレンズ効果の寄与を妥当な割合で検出するには、非常に多くの遠方の星を継続的に監視する必要があります。この方法は、銀河の中心が多数の背景星を提供しているため、地球と銀河の中心の間にある惑星に最も効果的です。
1991年、天文学者のシュデ・マオとボフダン・パチンスキは、重力マイクロレンズ効果を利用して連星の伴星を探すことを提案し、その提案は1992年にアンディ・グールドとエイブラハム・ローブによって太陽系外惑星を検出する方法として改良された。この方法の成功は、ポーランドの天文学者グループ（ワルシャワのアンジェイ・ウダルスキ、マルチン・クビアク、ミハウ・シマンスキ、ボフダン・パチンスキ）がOGLEプロジェクト（光学重力レンズ実験）中に実用的な技術を開発した2002年にまで遡る。1か月の間に、彼らはいくつかの惑星の可能性のあるものを発見したが、観測の限界により明確な確認はできなかった。それ以来、マイクロレンズ効果を使用していくつかの確認された太陽系外惑星が検出されている。これは、通常の主系列星の周りで地球のような質量の惑星を検出できる最初の方法であった。[59]
小さな軌道（または解像画像の場合は大きな軌道）を持つ惑星に対して検出バイアスを持つ他のほとんどの方法とは異なり、マイクロレンズ法は、太陽のような恒星から約 1 ～ 10 天文単位離れた惑星の検出に最も敏感です。
この方法の顕著な欠点は、偶然の整列が二度と起こらないため、レンズ効果を繰り返すことができないことである。また、検出された惑星は数キロパーセク離れている傾向があるため、他の方法による追跡観測は通常不可能である。さらに、マイクロレンズ効果によって決定できる唯一の物理的特性は、緩い制約内での惑星の質量である。軌道特性も不明瞭になる傾向があり、直接決定できる唯一の軌道特性は親星からの現在の長半径であり、惑星が偏心軌道をたどる場合、これは誤解を招く可能性がある。惑星が主星から遠く離れている場合、この方法で検出可能な状態で惑星が過ごす軌道のほんの一部であるため、惑星の公転周期は簡単には決定できない。また、重力マイクロレンズ効果は惑星と主星の質量比とともに増加するため、低質量の星の周りの惑星は検出が容易である。
重力マイクロレンズ法の主な利点は、低質量惑星（原理的には、ローマン宇宙望遠鏡などの将来の宇宙プロジェクトでは火星質量まで）を検出できること、視線速度法やトランジット法では軌道周期が長すぎる土星や天王星に匹敵する広い軌道にある惑星を検出できること、非常に遠い恒星の周りの惑星を検出できることである。十分な背景星を十分な精度で観測できれば、この方法によって、銀河系内に地球のような惑星がどのくらい多く存在するかが最終的に明らかになるはずである。[要出典]
観測は通常、ロボット望遠鏡のネットワークを使用して実行されます。欧州研究会議が資金提供している OGLEに加えて、天体物理学におけるマイクロレンズ観測(MOA) グループがこのアプローチの完成に取り組んでいます。
PLANET ( Probing Lensing Anomalies NETwork )/RoboNetプロジェクトはさらに野心的です。このプロジェクトでは、世界中に広がる望遠鏡ネットワークによるほぼ24時間の連続観測が可能になり、地球と同じくらいの質量を持つ惑星からのマイクロレンズ効果を捉える機会が提供されます。この戦略は、広い軌道上にある最初の低質量惑星の検出に成功し、OGLE-2005-BLG-390Lbと命名されました。[59]
2027年に打ち上げが予定されているNASAのローマ宇宙望遠鏡には、3つの主要プロジェクトの1つとしてマイクロレンズ惑星探査が含まれています。
直接画像
惑星は恒星に比べると極めて微弱な光源であり、そこから発せられるわずかな光は親星のまぶしさに埋もれてしまう傾向がある。そのため、一般に、惑星を主星から直接検出して分解するのは非常に難しい。分解できるほど恒星から遠く離れた軌道を周回する惑星は恒星の光をほとんど反射しないため、代わりに熱放射によって惑星が検出される。惑星系が太陽に比較的近く、惑星が特に大きく（木星よりもかなり大きい）、親星から大きく離れており、強い赤外線を放射するほど高温である場合は、画像を取得するのが容易である。その場合、画像は赤外線で撮影され、可視波長よりも惑星が明るくなる。コロナグラフは、恒星からの光を遮断しながら惑星を見えるようにするために使用される。地球のような太陽系外惑星を直接撮影するには、極めて高い光熱安定性が必要である。[60]惑星形成の集積段階では、恒星と惑星のコントラストは赤外線よりもHアルファでさらに良好になる可能性があり、現在Hアルファ調査が進行中である。[61]
直接画像化では、恒星の年齢と惑星の温度から得られる惑星の質量について、大まかな制約しか得られません。惑星は恒星の形成から数百万年後に形成されることもあるため、質量は大きく変化する可能性があります。惑星の温度が低いほど、惑星の質量は小さくて済みます。場合によっては、惑星の温度、見かけの明るさ、地球からの距離に基づいて、惑星の半径に妥当な制約を与えることができます。惑星から放射されるスペクトルは恒星から分離する必要がないため、惑星の化学組成の決定が容易になります。
惑星が褐色矮星ではないことを確かめるために、複数の波長での観測が必要になることがあります。直接撮像は、恒星の周りの惑星の軌道を正確に測定するために使用できます。他のほとんどの方法とは異なり、直接撮像は、端面軌道よりも正面軌道の惑星のほうが適しています。正面軌道の惑星は、惑星の軌道全体にわたって観測できますが、端面軌道の惑星は、親星からの見かけ上の分離が最も大きい期間に最も簡単に観測できます。
直接撮像によって検出された惑星は、現在 2 つのカテゴリに分類されます。1 つ目は、太陽よりも質量が大きく、原始惑星系円盤を持つほど若い恒星の周囲で発見された惑星です。2 つ目のカテゴリは、非常に暗い恒星の周囲で発見された準褐色矮星、または親恒星から少なくとも 100 AU 離れた褐色矮星の可能性があります。
恒星の重力に束縛されていない惑星質量の物体も、直接撮影によって発見されます。
初期の発見
2004年、天文学者のグループがチリにあるヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡アレイを使用して、褐色矮星2M1207の伴星である2M1207bの画像を作成しました。 [64]翌年、伴星が惑星であることが確認されました。[65]この惑星は木星の数倍の質量があり、軌道半径は40 AUを超えると推定されています。
2008年11月6日[66]に、2008年4月に初めて撮影された天体が公開されました。この天体は、2008年9月8日にすでに発表されていた恒星1RXS J160929.1−210524から330AUの距離にあります。 [67]しかし、それが偶然の配置ではなく、恒星の伴惑星であることが確認されたのは2010年になってからでした。[68]伴惑星の質量が重水素燃焼限界を超えているか下回っているかはまだ確認されていません。
2008年11月13日に発表された最初の複数惑星系は、ケック天文台とジェミニ天文台の両方の望遠鏡を使用して2007年10月の画像で初めて確認されました。 HR 8799 を周回する3つの惑星が直接観測され、その質量は木星の約10倍、10倍、7倍です。[69] [70]同じ日、2008年11月13日、ハッブル宇宙望遠鏡がフォーマルハウトを周回する質量が3 M J以下の太陽系外惑星を直接観測したことが発表されました。[71]両方の系は、カイパーベルトに似た円盤に囲まれています。
2008年12月11日にオンラインで公開された編集者への投書が受理されてから3日後の2008年11月21日、[72] 2003年に遡る画像の分析により、がか座ベータ星を周回する惑星が明らかになったことが発表されました。[73]
2012年に、ハワイのすばる望遠鏡を使用して、アンドロメダ座カッパ星を周回する質量約12.8 M Jの「スーパージュピター」惑星が直接撮影されたことが発表されました。 [74] [75]この惑星は、約55 AUの距離で親星を周回しており、これは太陽から 海王星 までの距離のほぼ2倍です。
2009年11月にはすばる望遠鏡のHiCIAO装置を使った研究チームによって、追加の系であるGJ 758が撮影されたが、褐色矮星であった。[76]
直接撮影された可能性のある他の太陽系外惑星としては、GQ Lupi b、AB Pictoris b、SCR 1845 bなどがあります。[77] 2006年3月現在、惑星として確認されたものはなく、小さな褐色矮星である可能性があります。[78] [79]
画像機器
大型地上望遠鏡には、ジェミニ惑星イメージャー、VLT-SPHERE、すばる望遠鏡の極限コロナグラフ補償光学（SCExAO）装置、パロマー計画1640など、惑星を撮影できる装置がいくつか搭載されている。宇宙には現在、専用の太陽系外惑星撮影装置はない。JWSTには太陽系外惑星を撮影する機能があるが、その目的のために特別に設計・最適化されたものではない。RSTは、専用の太陽系外惑星撮影装置を搭載した初の宇宙観測所となる。この装置は、地球のような太陽系外惑星の撮影を主要な科学的目標の1つとする将来の大型宇宙観測所の実証機としてJPLによって設計された。LUVOIRやHabExなどの概念は、 2020年の天文学および天体物理学10年計画サーベイの準備として提案されている。
2010年、 NASA ジェット推進研究所のチームは、渦コロナグラフによって小型望遠鏡で惑星を直接撮影できることを実証した。 [81]彼らは、ヘール望遠鏡のわずか1.5メートル幅の部分を使用して、以前に撮影されたHR 8799惑星を撮影することでこれを実現した。
もう一つの有望なアプローチはヌル干渉法である。[82]
また、鏡の代わりにゾーンプレートを使用して光を集光する宇宙望遠鏡は、より高コントラストの画像を提供し、軽量の箔製ゾーンプレートを折りたたむことができるため、宇宙への打ち上げコストが安くなるという提案もある。 [83]もう一つの可能性は、ニューワールドミッションのように、近くの恒星の光を遮るように設計された宇宙の大型オカルターを使用して、その周りを回る惑星を観測することです。
データ削減技術
観測データの後処理により、軸外天体 (つまり太陽系外惑星) の信号強度を高める方法はさまざまです。すべての方法は、中心星と太陽系外惑星の伴星のデータに多様性があることに基づいています。この多様性は、スペクトル、角度位置、軌道運動、偏光、または光のコヒーレンスの違いから生じます。最も一般的な手法は、角度差分画像法 (ADI) です。この手法では、異なる視差角位置で露出を取得し、観測された中心星の周りを空が回転するようにします。露出は平均化され、各露出は平均によって減算され、その後、回転 (逆回転) されて、微弱な惑星信号がすべて 1 か所に集まります。
スペクトル差分イメージング (SDI) は、角度の変化ではなく、明るさの放射状の変化 (スペクトルまたは波長の関数として) に対して同様の手順を実行します。
これら2つを組み合わせることも可能である（ASDI、SADI、または複合差分画像法「CODI」）。[84]
偏光測定
星から発せられる光は非偏光であり、つまり光波の振動方向はランダムである。しかし、光が惑星の大気で反射されると、光波は大気中の分子と相互作用し、偏光する。[ 85]
惑星と恒星の複合光の偏光を分析することで (約 100 万分の 1)、偏光測定は地球の大気の安定性に制限されないため、原理的には非常に高い感度で測定できます。もう 1 つの主な利点は、偏光測定によって惑星の大気の組成を決定できることです。主な欠点は、大気のない惑星を検出できないことです。より大きな惑星やアルベドの高い惑星は、より多くの光を反射するため、偏光測定によって検出しやすくなります。
偏光測定に使用される天文装置は偏光計と呼ばれ、偏光を検出し、非偏光ビームを除去することができます。ZIMPOL /CHEOPS [86]やPlanetPol [87]などのグループは現在、偏光計を使用して太陽系外惑星を探索しています。この方法を使用して太陽系外惑星の最初の検出に成功したのは2008年で、 3年前に発見された惑星であるHD 189733 bが偏光測定を使用して検出されました。[88]しかし、この方法を使用して新しい惑星はまだ発見されていません。
天体測量
この方法は、天空における恒星の位置を正確に測定し、その位置が時間とともにどのように変化するかを観察することから成ります。当初、これは手書きの記録を用いて視覚的に行われていました。19 世紀末までに、この方法は写真乾板を使用するようになり、測定の精度が大幅に向上し、データ アーカイブも作成されました。恒星に惑星がある場合、惑星の重力の影響により、恒星自体は小さな円または楕円軌道上を動きます。実際には、二体問題の解で説明されるように、恒星と惑星はそれぞれ相互の質量の中心 (重心) の周りを公転します。恒星の質量ははるかに大きいため、その軌道ははるかに小さくなります。[89]多くの場合、相互の質量の中心は大きい天体の半径内にあります。その結果、低質量の恒星、特に褐色矮星の周りの惑星を見つける方が簡単です。
天体測定法は太陽系外惑星を探す最も古い方法であり、もともとは天体測定による連星系の特徴づけに成功したことから人気があった。この方法は、少なくとも18世紀後半のウィリアム・ハーシェルの発言にまで遡る。ハーシェルは、見えない伴星が、自分がへびつかい座70番星としてカタログ化した恒星の位置に影響を与えていると主張した。太陽系外惑星に関する最初の正式な天体測定法の計算は、 1855年にウィリアム・スティーブン・ジェイコブがこの恒星に対して行ったものである。[90]同様の計算がその後半世紀にわたって他の人々によって繰り返されたが[91]、20世紀初頭に最終的に反証された。[92] [93] 2世紀にわたって、近くの恒星系の周りを周回する見えない伴星 の発見に関する主張が出回っており、それらはすべてこの方法を使用して発見されたと報告されている。[91] 1996年には、ジョージ・ゲートウッドが近くの恒星ラランド21185を周回する複数の惑星について著名な発表を行った。[94] [95]これらの主張はどれも他の天文学者による精査に耐えられず、この手法は評判を落とした。[96]残念ながら、恒星の位置の変化は非常に小さく、大気と系統的な歪みは非常に大きいため、地上の最高の望遠鏡でさえ十分に正確な測定を行うことができない。この方法を使用して1996年以前に行われた、惑星の質量が太陽の0.1倍未満の伴惑星であるという主張はすべて偽りである可能性が高い。 2002年、ハッブル宇宙望遠鏡は、星グリーゼ876の周りにある以前に発見された惑星を天体測定法で特徴付けることに成功した。[97]
2013年に打ち上げられた宇宙観測衛星ガイアは、天体測定によって何千もの惑星を発見すると期待されているが、ガイアの打ち上げ以前には、天体測定によって発見された惑星は確認されていなかった。SIM PlanetQuestは、ガイアと同様の太陽系外惑星発見能力を持つはずだった米国のプロジェクト（2010年に中止）だった。
天文測量法の潜在的な利点の 1 つは、軌道の大きい惑星に最も敏感であることです。これは、軌道の小さい惑星に最も敏感な他の方法の補完となります。ただし、天文測量法で検出できるほど恒星から遠い惑星は、軌道を一周するのに長い時間がかかるため、観測には非常に長い時間 (数年、場合によっては数十年) が必要になります。連星系の恒星の 1 つを周回する惑星は、恒星自体の軌道に摂動を引き起こすため、検出が容易です。ただし、この方法では、惑星がどの恒星を周回しているかを判断するために、追跡観測が必要です。
2009年、天文測量によるVB 10bの発見が発表された。低質量の赤色矮星VB 10を周回するこの惑星は、木星の7倍の質量があると報告されている。もし確認されれば、これは天文測量によって発見された最初の太陽系外惑星となり、長年にわたって主張されてきた多くの太陽系外惑星の中で最初のものとなる。[98] [99]しかし、最近の視線速度独立研究では、主張されている惑星の存在は否定されている。[100] [101]
2010年、6つの連星が天体測定された。そのうちの1つの恒星系、HD 176051には、惑星が存在する可能性が「高い確率」で発見された。[102]
2018年、ガイア宇宙船の観測とヒッパルコスのベータ・ピクトリス星系のデータを比較した研究により、ベータ・ピクトリスbの質量が測定され、11 ± 2木星質量。[103]これは、これまでのおよそ13木星質量という質量推定値とよく一致している。
2019年には、ガイア探査機とその前身であるヒッパルコスのデータがHARPSデータで補完され、 εインディAbが木星に2番目に近い、質量が木星3個分、公転周期が45年のわずかに偏心した軌道上にある木星型太陽系外惑星であるというより詳細な説明が可能になった。 [104]
2022年現在[アップデート]、特にガイアのおかげで、視線速度法と天体測定法の組み合わせが、木星に最も近い木星類似体であるεエリダニbとεインディAbを含む多数の木星系惑星の検出と特徴付けに使用されています。 [105] [106] [107] [108] [ 109] [ 104]さらに、VLBAを使用した電波天体測定法は、 TVLM 513-46546とEQペガスス座Aの周りを周回する惑星の発見に使用されています。 [110] [111]
X線日食
2020年9月、渦巻銀河の高質量X線連星M51-ULS-1を周回する候補惑星の検出が発表された。この惑星は、恒星残骸（中性子星またはブラックホール）と大質量星（おそらくB型超巨星）で構成されるX線源の食によって検出された。これは、他の銀河の惑星を検出できる唯一の方法である。[112]
ディスク運動学
形成中の惑星は、その誕生時の原始惑星系円盤に残る痕跡によって検出できる。原始惑星系円盤内のガスの速度を観測することができ、その形態から惑星の存在が明らかになる。惑星はケプラーの運動から大きな変化を刻み込むことでガスの速度を乱す。[113] [114]この方法は現在「円盤運動学」と呼ばれている。若い恒星の周りの原始惑星系円盤で、惑星が埋め込まれた痕跡を持つ注目すべき例としては、HD 97048、[115] HD 163296 [116] [117]および HD 100546 [118]がある。
その他の可能な方法
フレアと変動エコー検出
フレアなどの非周期的な変動イベントは、太陽系外惑星や恒星系内の他の散乱媒体で反射すると、光曲線に極めて微かなエコーを生成する可能性があります。[119] [120] [121] [122] 最近では、計測機器や信号処理技術の進歩により、M型矮星などの活動的な恒星系の高頻度の測光および分光測定から太陽系外惑星からのエコーを回復できると予測されています。[123] [124] [125]これらのエコーは理論的にはすべての軌道傾斜角で観測可能です。
トランジットイメージング
光学/赤外線干渉計アレイ（例えば、ビッグフリンジ望遠鏡の16干渉計アレイ[126]）は、同等サイズの望遠鏡1台ほどの光を集められないが、アレイと同じサイズの望遠鏡1台分の解像度を持つ。明るい恒星の場合、この分解能を使用して、トランジットイベント中の恒星の表面を撮影し、トランジットする惑星の影を観測することができる。これにより、惑星の角半径を直接測定でき、視差を介して実際の半径も測定できる。これは、トランジット測光法に基づく半径推定よりも正確である。トランジット測光法は恒星の半径推定に依存し、恒星の半径推定は恒星の特性モデルに依存する。また、画像化により、測光法よりも正確な傾斜角の決定が可能になる。[127]
磁気圏（オーロラ）電波放射
太陽系外惑星の磁気圏からのオーロラ電波放射は、電波望遠鏡で検出できる。この放射は、太陽系外惑星の磁場が恒星風、隣接するプラズマ源（木星の火山衛星イオが磁気圏を通過するなど）と相互作用することで発生するか、磁場と星間物質との相互作用で発生する可能性がある。これまでにいくつかの発見が主張されているが、いずれも検証されていない。太陽系外惑星の磁場からの直接電波放射、または太陽系外惑星の磁場が主星の磁場と相互作用することで発生する電波放射の最も感度の高い探索は、アレシボ電波望遠鏡で実施されている。[128] [129]
電波放射は太陽系外惑星の磁場の研究を可能にするだけでなく、太陽系外惑星の内部回転速度を測定するためにも使用される可能性がある。[130]
光干渉法
2019年3月、ESOの天文学者たちは、超大型望遠鏡干渉計（VLTI）のGRAVITY装置を使用して、光干渉法を用いて太陽系外惑星HR 8799 eを初めて直接検出したと発表しました。[131]
改良干渉法
フーリエ変換分光計を用いて干渉縞の揺れを観察することで、地球のような惑星からの微弱な信号を検出するための感度を高めることができる。[132]
ラグランジアン点の周囲に閉じ込められたダストの検出
原始惑星系円盤に沿った塵の塊の特定は、ラグランジュ点の周囲に微量の塵が蓄積していることを示しています。この塵の検出から、それらの蓄積を作り出した惑星が存在すると推測できます。[133]
重力波
重力波を観測するレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、白色矮星連星を周回する大型惑星や褐色矮星の存在を検出することが期待されている。天の川銀河におけるそのような惑星の検出数は、悲観的なシナリオでは17個、楽観的なシナリオでは2000個以上と推定されており、マゼラン雲における銀河系外惑星の検出も可能かもしれない。これは、現在の他の検出方法の能力をはるかに超えている。[134] [135] [136]
太陽系外小惑星とデブリディスクの検出
恒星周円盤
多くの恒星は宇宙塵の円盤（デブリ円盤）で囲まれている。塵は恒星の通常の光を吸収し、赤外線として再放射するため、検出することができる。塵粒子の総質量が地球よりはるかに小さい場合でも、その総表面積は十分に大きく、赤外線波長では親星よりも明るくなることがある。[137]
ハッブル宇宙望遠鏡は、 NICMOS（近赤外線カメラと多天体分光計）装置で塵の円盤を観測することができます。姉妹装置であるスピッツァー宇宙望遠鏡と、ハッブルよりもはるかに深い赤外線波長を観測できる欧州宇宙機関のハーシェル宇宙望遠鏡によって、さらに優れた画像が撮影されました。塵の円盤は現在、太陽のような近くの恒星の15％以上の周りに発見されています。[138]
塵は彗星や小惑星の衝突によって生成されると考えられている。恒星からの放射圧は比較的短い時間スケールで塵粒子を星間空間へと押しやる。したがって、塵の検出は新たな衝突による継続的な補充を示し、親星を周回する彗星や小惑星のような小天体の存在の強力な間接的証拠となる。 [138]例えば、タウ・クジラ星の周りの塵の円盤は、その星に太陽系のカイパーベルトに類似した天体の集団があることを示しているが、少なくとも10倍の厚さがある。[137]
より推測的に言えば、塵の円盤の特徴は、時にはフルサイズの惑星の存在を示唆する。一部の円盤には中央に空洞があり、実際にはリング状になっている。中央の空洞は、惑星が軌道内の塵を「一掃」することで生じた可能性がある。他の円盤には、惑星の重力の影響によって生じたと思われる塊がある。これらの両方の特徴は、エリダヌス座イプシロン星の周りの塵の円盤に存在し、軌道半径が約 40 AUの惑星の存在を示唆している(視線速度法で検出された内側の惑星に加えて)。[139] こうした惑星と円盤の相互作用は、衝突グルーミング技術を使用して数値的にモデル化できる。[140]
恒星大気の汚染
白色矮星の大気のスペクトル分析では、マグネシウムやカルシウムなどのより重い元素による汚染がしばしば発見される。これらの元素は恒星の中心核から発生することはなく、より大きな惑星との重力相互作用によってこれらの恒星に近づきすぎた小惑星（ロッシュ限界内）が恒星の潮汐力によって引き裂かれたことが汚染の原因である可能性が高い。若い白色矮星の最大50％がこのように汚染されている可能性がある。[141]
さらに、大気汚染の原因となる塵は、主系列星の周りの破片円盤の検出と同様に、十分な量が存在する場合、赤外線放射によって検出される可能性があります。スピッツァー宇宙望遠鏡のデータによると、白色矮星の1〜3％に検出可能な恒星周塵があることが示唆されています。[142]
2015年、白色矮星WD 1145+017を通過する小惑星が発見されました。[143]この物質は約4.5時間の周期で公転しており、通過光曲線の形状は、より大きな天体が崩壊し、白色矮星の大気の汚染に寄与していることを示唆しています。
宇宙望遠鏡
確認されている太陽系外惑星のほとんどは、宇宙望遠鏡を使って発見されている（2015年1月現在）。[144] [更新が必要]大気のもやや乱気流を避けることができる宇宙望遠鏡を使えば、多くの検出方法をより効果的に行うことができる。COROT （2007-2012）とKeplerは、トランジットを使って太陽系外惑星を探す宇宙ミッションだった。COROTは約30個の新しい太陽系外惑星を発見した。Kepler （2009-2013）とK2（2013- ）は、2000個以上の確認済みの太陽系外惑星を発見した。[145]ハッブル宇宙望遠鏡とMOSTも、いくつかの惑星を発見または確認している。赤外線スピッツァー宇宙望遠鏡は、太陽系外惑星のトランジットだけでなく、惑星の主星による掩蔽や位相曲線の検出にも使用されている。[17] [18] [146]
2013年12月に打ち上げられたガイアミッション[147]は、天体測定法を使用して、近くにある1000個の太陽系外惑星の真の質量を決定します。[148] [149] 2018年に打ち上げられたTESS、 2019年に打ち上げられたCHEOPS、 2026年に打ち上げられたPLATOは、トランジット法を使用します。
一次検出と二次検出
検証と偽造の方法
- 多重性による検証[152]
- トランジットカラーシグネチャー[153]
- ドップラー断層撮影[154]
- 動的安定性試験[155]
- 惑星と恒星の活動の区別[156]
- トランジットオフセット[157]
特性評価方法
- 透過分光法
- 発光分光法、[158]位相分解[159]
- スペックルイメージング[160] /ラッキーイメージング[161]は、惑星が主星の代わりに周回している可能性のある伴星を検出し、恒星パラメータから導出される惑星パラメータを変更する。
- 光偏心効果[162]
- ロシター・マクラフリン効果
参照
参考文献
- ^ リンデグレン、レナート;デイニス・ドラヴィンズ (2003 年 1 月 31 日)。 「「動径速度」の基本的な定義」。天文学と天体物理学。401 (3): 1185–1201。arXiv : astro-ph/0302522。ビブコード:2003A&A...401.1185L。土井: 10.1051/0004-6361:20030181。
- ^ 「外部分散干渉計」。SpectralFringe.org。LLNL / SSL 。 2006年6月。 2009年12月6日閲覧。
- DJ Erskine、J. Edelstein、D. Harbeck、J. Lloyd (2005)。「惑星研究のための外部分散干渉計」(PDF)。Daniel R. Coulter (編)。SPIE議事録: 太陽系外惑星検出のための技術と計測 II。第 5905 巻。249 ～ 260 ページ。
- ^ Auriere, Michel; Konstantinova-Antova, Renada; Espagnet, Olivier; Petit, Pascal; Roudier, Thierry; Charbonnel, Corinne; Donati, Jean-Francois; Wade, Gregg A. (2013). 「ポルックス: 安定した弱い双極磁場だが惑星はない?」国際天文学連合紀要. 9 : 359–362. arXiv : 1310.6907 . Bibcode :2014IAUS..302..359A. doi :10.1017/S1743921314002476. S2CID 85549247.
- ^ Stevens, Daniel J.; Gaudi, B. Scott (2013). 「事後通過確率」.太平洋天文学会刊行物. 125 (930): 933–950. arXiv : 1305.1298 . Bibcode :2013PASP..125..933S. doi :10.1086/672572. S2CID 118494470.
- ^ フロリアン・ロドラー;ロペス・モラレス、メルセデス。リバス、イグナシ (2012)。 「非通過熱木星タウBOO bの重さを量る」。天体物理学ジャーナル。753 (1): L25。arXiv : 1206.6197。ビブコード:2012ApJ...753L..25R。土井：10.1088/2041-8205/753/1/L25。S2CID 119177983。
- ^ 「惑星を見つける5つの方法」exoplanets.nasa.gov . 2018年11月20日閲覧。
- ^ ジョンソン、ジョン（2015）。太陽系外惑星を見つけるには？プリンストン、ニュージャージー：プリンストン大学出版局。pp. 60–68。ISBN 978-0-691-15681-1。
- ^ Hidas, MG; Ashley, MCB; Webb, JK; et al. (2005). 「ニューサウスウェールズ大学による太陽系外惑星探査：NGC 6633を中心としたフィールドからの方法と最初の結果」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (2): 703–717. arXiv : astro-ph/0501269 . Bibcode :2005MNRAS.360..703H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x . S2CID 197527136.
- ^ Santerne, A.; Díaz, RF; Moutou, C.; Bouchy, F.; Hébrard, G.; Almenara, J.-M.; Bonomo, AS; Deleuil, M.; Santos, NC (2012). 「SOPHIE 速度測定によるケプラー通過候補天体」.天文学と天体物理学. 545 : A76. arXiv : 1206.0601 . Bibcode :2012A&A...545A..76S. doi :10.1051/0004-6361/201219608. S2CID 119117782.
- ^ O'Donovan; et al . (2006). 「 TrESトランジット惑星サーベイからの天体物理学的誤検出の排除：GSC 03885-00829の例」。The Astrophysical Journal。644 ( 2): 1237–1245。arXiv ：astro-ph/0603005。Bibcode：2006ApJ ...644.1237O。doi ： 10.1086/503740。S2CID 119428457 。
- ^ [NULL] (2015年3月31日). 「ケプラー：トランジットタイミング変動（TTV）惑星発見技術が開花し始める」。2013年1月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ 「NASAのケプラーミッションが惑星大発見、715個の新しい世界を発見」NASA 2015年4月13日。2014年2月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年2月28日閲覧。
- ^ ハスウェル、キャロル (2010)。トランジット系外惑星。ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局。p. 79。ISBN 978-0-521-13938-0。
- ^ コリンズ、カレン（2018年9月20日）。「KELTフォローアップネットワークとトランジット偽陽性カタログ：TESSの事前審査済み偽陽性」。アストロフィジカルジャーナル。156 （5）：234。arXiv ： 1803.01869。Bibcode ： 2018AJ .... 156..234C。doi ： 10.3847 / 1538-3881 /aae582。S2CID 119217050。
- ^ Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). 「太陽系外惑星が親星を通過するとき」。原始星と惑星 V。アリゾナ大学出版局。arXiv : astro - ph/0603376。Bibcode : 2007prpl.conf..701C。
- ^ Burrows, Adam S. (2014年9月). 「太陽系外惑星の大気研究におけるハイライト」. Nature . 513 (7518): 345–352. arXiv : 1409.7320 . Bibcode :2014Natur.513..345B. doi :10.1038/nature13782. ISSN 0028-0836. PMID 25230656. S2CID 4469063.
- ^ ab Charbonneau; et al. (2005). 「太陽系外惑星からの熱放射の検出」. The Astrophysical Journal . 626 (1): 523–529. arXiv : astro-ph/0503457 . Bibcode :2005ApJ...626..523C. doi :10.1086/429991. S2CID 13296966.
- ^ ab Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. (2005). 「太陽系外惑星からの赤外線放射」(PDF) . Nature . 434 (7034): 740–743. arXiv : astro-ph/0503554 . Bibcode :2005Natur.434..740D. doi :10.1038/nature03507. PMID 15785769. S2CID 4404769. 2006年9月27日時点のオリジナル(PDF)よりアーカイブ。
- ^ Charbonneau, David; et al. (2000). 「太陽のような恒星を通過する惑星の検出」.アストロフィジカルジャーナルレター. 529 (1): 45–48. arXiv : astro-ph/9911436 . Bibcode :2000ApJ...529L..45C. doi :10.1086/312457. PMID 10615033. S2CID 16152423.
- ^ Henry, Gregory W.; et al. (2000). 「通過する51番ペグのような惑星」.アストロフィジカルジャーナルレター. 529 (1): 41–44. Bibcode :2000ApJ...529L..41H. doi : 10.1086/312458 . PMID 10615032. S2CID 18193299.
- ^ 「歴史年表」
- ^ Udalski, A .; et al. (2002). 「光学重力レンズ実験。銀河系円盤における惑星および低光度物体の通過の探索。2001 年キャンペーンの結果 - 補足」。Acta Astronomica。52 ( 2 ) : 115–128。arXiv : astro-ph/0207133。Bibcode :2002AcA....52..115U。
- ^ ハーバード大学およびスミソニアン協会(2003年1月8日)。「鉄の雨の新世界」。アストロバイオロジー誌。2010年1月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年1月25日閲覧。
{{cite journal}}: CS1 メンテナンス: 不適切 URL (リンク) - ^ Cromie, William J. (2003年1月16日). 「新たな遥か遠くの惑星が発見される」. Harvard Gazette . ハーバード大学. 2009年8月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年7月21日閲覧。
- ^ 「COROT は打ち上げから 1 年後に驚きの成果をあげた」、ESA プレスリリース 2007 年 12 月 20 日
- ^ 「2014年1月 – CoRoT: 衝突回避と廃止」、CNES CoRoT ニュース
- ^ ケプラーミッションのページ
- ^ 「NASA太陽系外惑星アーカイブ」。
- ^ Jenkins, JM; Laurance R. Doyle (2003 年 9 月 20 日). 「宇宙ベースの光度計を使用した近距離巨大惑星からの反射光の検出」. Astrophysical Journal . 1 (595): 429–445. arXiv : astro-ph/0305473 . Bibcode :2003ApJ...595..429J. doi :10.1086/377165. S2CID 17773111.
- ^ physicsworld.com 2015-04-22 太陽系外惑星から直接検出された最初の可視光
- ^ Martins, JHC; Santos, NC; Figueira, P.; Faria, JP; Montalto, M.; et al. (2015). 「51 Pegasi b からの反射光の分光直接検出の証拠」.天文学と天体物理学. 576 : A134. arXiv : 1504.05962 . Bibcode :2015A&A...576A.134M. doi :10.1051/0004-6361/201425298. S2CID 119224213.
- ^ スネレン、IAG; De Mooij、EJW & Albrecht、S. (2009)。 「太陽系外惑星CoRoT-1bの変化する段階」。自然。459 (7246): 543–545。arXiv : 0904.1208。Bibcode :2009Natur.459..543S。土井：10.1038/nature08045. PMID 19478779。S2CID 4347612 。
- ^ Borucki, WJ; et al. (2009). 「ケプラーの太陽系外惑星 HAT-P-7b の光学位相曲線」. Science (投稿原稿). 325 (5941): 709. Bibcode :2009Sci...325..709B. doi :10.1126/science.1178312. PMID 19661420. S2CID 206522122.
- ^ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P.; Green, EM; et al. (2011). 「かつての赤色巨星の周囲にある小型惑星の密集系」Nature . 480 (7378): 496–499. Bibcode :2011Natur.480..496C. doi :10.1038/nature10631. PMID 22193103. S2CID 2213885.
- ^ Loeb, Abraham; Gaudi, B. Scott (2003). 「惑星の伴星によって誘発される反射ドップラー効果による恒星の周期的フラックス変動」.天体物理学ジャーナル. 588 (2): L117. arXiv : astro-ph/0303212 . Bibcode :2003ApJ...588L.117L. doi :10.1086/375551. S2CID 10066891.
- ^ Faigler, Simchon; Tal-Or, Lev; Mazeh, Tsevi; Latham, Dave W.; Buchhave, Lars A. (2013). 「BEERによるケプラーおよびCoRoT光度曲線の分析：I. ケプラー76bの発見：超回転の証拠があるホットジュピター」。The Astrophysical Journal。771 ( 1 ): 26。arXiv ： 1304.6841。Bibcode ：2013ApJ ...771...26F。doi ：10.1088/0004-637X/771/1/26。S2CID 119247392 。
- ^ 惑星を発見する新しい方法が初の発見を記録、phys.org、2013年5月
- ^ 「相対性理論とBEERを使って太陽系外惑星を発見 - Universe Today」。Universe Today。2013年5月13日。
- ^ Townsend, Rich (2003年1月27日). 「太陽系外惑星の探査」.ユニバーシティ・カレッジ・ロンドン(講義). 2005年9月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年9月10日閲覧。
- ^ Sinukoff, E.; Fulton, B.; Scuderi, L.; Gaidos, E. (2013). 「地球質量の1倍以下：地球外惑星の検出、形成、特性」.宇宙科学レビュー. 180 (1–4): 71. arXiv : 1308.6308 . Bibcode :2013SSRv..180...71S. doi :10.1007/s11214-013-0019-1. S2CID 118597064.
- ^ A. WolszczanおよびDA Frail、Frail (1992 年 1 月 9 日)。「ミリ秒パルサー PSR1257+12 周辺の惑星系」。Nature。355 ( 6356): 145–147。Bibcode :1992Natur.355..145W。doi : 10.1038 /355145a0。S2CID 4260368。2007年4月 30日閲覧。
- ^ Wolszczan, A. (1994). 「ミリ秒パルサーPSR B1257+12を周回する地球質量惑星の確認」(PDF) . Science . 264 (5158): 538–542. Bibcode :1994Sci...264..538W. doi :10.1126/science.264.5158.538. PMID 17732735. S2CID 19621191. 2011年7月20日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。
- ^ 柴橋弘本; ドナルド W. カーツ (2012)。「FM 星: 脈動連星のフーリエ表示、光度測定による視線速度測定の新技術」。王立天文学会月報。422 ( 1 ) : 738。arXiv : 1202.0105。Bibcode :2012MNRAS.422..738S。doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20654.x。S2CID 54949889。
- ^ “NASA - Mission Manager Update”. 2020年8月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2012年7月25日閲覧。
- ^ Silvotti, R. (2007). 「極水平枝星 V 391 Pegasi を周回する巨大惑星」(PDF) . Nature . 449 (7159): 189–191. Bibcode :2007Natur.449..189S. doi :10.1038/nature06143. PMID 17851517. S2CID 4342338.
- ^ Miralda-Escude (2001). 「通過惑星の軌道摂動: 恒星四極子を測定し、地球質量惑星を検出する可能性のある方法」. The Astrophysical Journal . 564 (2): 1019–1023. arXiv : astro-ph/0104034 . Bibcode :2002ApJ...564.1019M. doi :10.1086/324279. S2CID 7536842.
- ^ Holman、Murray (2005)。「トランジットタイミングを使用した、地球と同程度の質量を持つ太陽系外惑星の検出」。Science。307 ( 5713 ) : 1288–1291。arXiv : astro-ph/0412028。Bibcode : 2005Sci ...307.1288H。doi : 10.1126/science.1107822。PMID 15731449。S2CID 41861725 。
- ^ Agol; Sari; Steffen; Clarkson (2005). 「巨大惑星の通過タイミングによる地球型惑星の検出について」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 359 (2): 567–579. arXiv : astro-ph/0412032 . Bibcode :2005MNRAS.359..567A. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x . S2CID 16196696.
- ^ 目に見えない世界を発見、NASA ケプラーニュース、2011 年 9 月 8 日
- ^ Sarah Ballard、Daniel Fabrycky、Francois Fressin、David Charbonneau、他 (2011)。「ケプラー 19 システム: 通過する 2.2 R_Earth 惑星と通過タイミングの変動によって検出された 2 番目の惑星」。天体物理学ジャーナル。743 (2): 200。arXiv : 1109.1561。Bibcode : 2011ApJ ...743..200B。doi : 10.1088/0004-637X/743/2/ 200。S2CID 42698813 。
- ^ Nascimbeni、Piotto、Bedin、Damasso (2008)。「TASTE: 太陽系外惑星の通過変動のタイミングを測るAsiago Survey」。arXiv : 1009.5905 [astro- ph.EP ]。
- ^ Pal; Kocsis (2008). 「一般相対性理論レベルでの太陽系外惑星系の近点歳差測定」.王立天文学会月報. 389 (2008): 191–198. arXiv : 0806.0629 . Bibcode :2008MNRAS.389..191P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x . S2CID 15282437.
- ^ ab Welsh, William F.; Orosz, Jerome A.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C. (2013). 「周連星系惑星に関するケプラーの最近の成果」国際天文学連合紀要. 8 : 125–132. arXiv : 1308.6328 . Bibcode :2014IAUS..293..125W. doi :10.1017/S1743921313012684. S2CID 119230654.
- ^ Doyle, Laurance R.; Deeg, Hans-Jorg (2002). 「食連星惑星と通過する太陽系外衛星のタイミング検出」. Bioastronomy . 7:80 . arXiv : astro-ph/0306087 . Bibcode :2004IAUS..213...80D.「バイオ天文学 2002: 星々の中の生命」IAU シンポジウム 213、RP Norris および FH Stootman (編)、ASP、カリフォルニア州サンフランシスコ、80–84 ページ。
- ^ Deeg, Hans-Jorg; Doyle, Laurance R.; Kozhevnikov, VP; Blue, J. Ellen; Martín, L.; Schneider, J. (2000). 「日食極小期のタイミングを用いた CM Draconis 周辺の木星質量惑星の探索」.天文学と天体物理学. 358 (358): L5–L8. arXiv : astro-ph/0003391 . Bibcode :2000A&A...358L...5D.
- ^ Doyle, Laurance R., Hans-Jorg Deeg, JM Jenkins, J. Schneider, Z. Ninkov, RPS Stone, JE Blue, H. Götzger, B, Friedman, MF Doyle (1998). 「小さな食連星系周辺での木星から褐色矮星質量の伴星の検出可能性」。褐色矮星と太陽系外惑星、ASP カンファレンス プロシーディングス、褐色矮星と太陽系外惑星、R. Rebolo、EL Martin、MRZ Osorio (編)、ASP カンファレンス シリーズ 134、サンフランシスコ、カリフォルニア州、224–231。
- ^ Horner, Jonathan; Wittenmyer, Robert A.; Tinney, Chris G.; Robertson, Paul; Hinse, Tobias C.; Marshall, Jonathan P. (2013). 「多惑星系外惑星システムの動的制約」. arXiv : 1302.5247 [astro-ph.EP].
- ^ Doyle, Laurance R.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C.; Slawson, Robert W.; Howell, Steve B.; Winn, Joshua N.; Orosz, Jerome A.; Přsa, Andrej; Welsh, William F.; Quinn, Samuel N.; Latham, David; Torres, Guillermo; Buchhave, Lars A.; Marcy, Geoffrey W.; Fortney, Jonathan J.; Shporer, Avi; Ford, Eric B.; Lissauer, Jack J.; Ragozzine, Darin; Rucker, Michael; Batalha, Natalie; Jenkins, Jon M.; Borucki, William J.; Koch, David; Middour, Christopher K.; Hall, Jennifer R.; McCauliff, Sean; Fanelli, Michael N.; Quintana, Elisa V.; Holman, Matthew J.; Caldwell, Douglas A.; Still, Martin; Stefanik, Robert P.; Brown, Warren R.; Esquerdo, Gilbert A.; Tang, Sumin; Furesz, Gabor; Geary, John C.; Berlind, Perry; Calkins, Michael L.; Short, Donald R.; Steffen, Jason H.; Sasselov, Dimitar; Dunham, Edward W.; Cochran, William D.; Boss, Alan; Haas, Michael R.; Buzasi, Derek; Fischer, Debra (2011). 「Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet」. Science . 333 (6049): 1602–1606. arXiv : 1109.3432 . Bibcode :2011Sci...333.1602D. doi :10.1126/science.1210923. PMID 21921192. S2CID 206536332.
- ^ ab J.-P. Beaulieu; DP Bennett; P. Fouque; A. Williams; et al. (2006). 「重力マイクロレンズ効果による地球質量の 5.5 倍の低温惑星の発見」Nature . 439 (7075): 437–440. arXiv : astro-ph/0601563 . Bibcode :2006Natur.439..437B. doi :10.1038/nature04441. PMID 16437108. S2CID 4414076.
- ^ Brooks, Thomas; Stahl, HP; Arnold, William R. (2015). 「Advanced Mirror Technology Development (AMTD) thermal trade studies」. Kahan, Mark A; Levine-West, Marie B (eds.). Optical Modeling and Performance Predictions VII . Vol. 9577. p. 957703. doi :10.1117/12.2188371. hdl :2060/20150019495. S2CID 119544105.
- ^ 閉じて、LM;フォレット、KB;男性、JR。パグリシ、A.ソンペロ、M.アパイ、D.ナジタ、J.ワインバーガー、AJ。モルジンスキー、Ｋ．テネシー州ロディガス。ヒンツ、P.ベイリー、V.ブリグッリオ、R. (2014)。 「遷移円盤HD142527のギャップ内部の近縁天体からのH-アルファ放射の発見」。天体物理学ジャーナル。781 (2)：L30。arXiv : 1401.1273。ビブコード:2014ApJ...781L..30C。土井：10.1088/2041-8205/781/2/L30。S2CID 118654984。
- ^ 「ラ・シヤでの惑星ハンターExTrAの初観測」www.eso.org 。 2018年1月24日閲覧。
- ^ 「VLTが異国の太陽系外惑星を「初めて」撮影」 。 2016年6月15日閲覧。
- ^ G. Chauvin; AM Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; et al. (2004). 「若い褐色矮星の近くにある巨大惑星候補」. Astronomy & Astrophysics . 425 (2): L29–L32. arXiv : astro-ph/0409323 . Bibcode :2004A&A...425L..29C. doi :10.1051/0004-6361:200400056. S2CID 15948759. 2006年9月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年10月4日閲覧。
- ^ 「はい、これは太陽系外惑星の画像です（プレスリリース）」ESO ウェブサイト2005 年 4 月 30 日2010 年7 月 9 日閲覧。
- ^ Lafrenière, David; Jayawardhana, Ray; van Kerkwijk, Marten H. (2008年12月20日). 「若い太陽類似体の惑星質量候補の直接撮像と分光法」. The Astrophysical Journal . 689 (2): L153–L156. arXiv : 0809.1424 . Bibcode :2008ApJ...689L.153L. doi :10.1086/595870. ISSN 0004-637X.
- ^ 「太陽系外惑星が通常の恒星の周りを周回」BBCニュース2008年9月15日。2008年9月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年9月17日閲覧。
- ^ 天文学者が直接撮影した惑星を確認 Archived 30 June 2010 at the Wayback Machine
- ^ Marois, Christian; MacIntosh, B.; et al. (2008年11月). 「恒星HR 8799を周回する複数の惑星の直接撮影」. Science . 322 (5906): 1348–52. arXiv : 0811.2606 . Bibcode :2008Sci...322.1348M. doi :10.1126/science.1166585. PMID 19008415. S2CID 206516630.(exoplanet.eu のプレプリント、 Wayback Machineで 2008 年 12 月 17 日にアーカイブ)
- ^ 「天文学者、新たに発見された太陽系の初画像を撮影」（プレスリリース）。WMケック天文台。2008年10月13日。2013年11月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年10月13日閲覧。
- ^ 「ハッブル宇宙望遠鏡、別の恒星を周回する惑星を直接観測」2008年11月13日閲覧。
- ^ ラグランジュ、A.-M.;グラタドゥール、D.ショーヴァン、G.ファスコ、T.エーレンライヒ、D.ムイエ、D.ルセット、G.ルーアン、D.アラード、F.ジェンドロン、é;チャートン、J.ミュニエ、L.ラボー、P.モントリ、J. Lacombe、F. (2009 年 1 月 2 日)。 「βピクトリス円盤で撮影された可能性のある巨大惑星：VLT/NaCo深部L'バンド画像」。天文学と天体物理学。493 (2): L21 ～ L25。arXiv : 0811.3583。ビブコード:2009A&A...493L..21L。doi :10.1051/0004-6361: 200811325.ISSN0004-6361 .
- ^ 「ベータ ピクトリス惑星、ついに画像化されるか?」 (プレスリリース)。ESO。2008 年 11 月 21 日。2009 年 2 月 8 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年11 月 22 日閲覧。
- ^ 「巨大恒星の周囲を周回する超木星の直接撮影」2012年11月19日閲覧。
- ^ フランシス・レディ (2012年11月19日). 「NASA – 天文学者が巨大恒星の『スーパー木星』を直接撮影」NASA.com . 2012年11月19日閲覧。
- ^ Thalmann, Christian; Joseph Carson; Markus Janson; Miwa Goto; et al. (2009). 「太陽のような恒星の最も冷たい画像化された伴星の発見」. The Astrophysical Journal . 707 (2): L123–L127. arXiv : 0911.1127 . Bibcode :2009ApJ...707L.123T. doi :10.1088/0004-637X/707/2/L123. S2CID 116823073.
- ^ R. Neuhauser; EW Guenther; G. Wuchterl; M. Mugrauer; et al. (2005). 「GQ Lup の共動する恒星下系伴星の証拠」. Astronomy & Astrophysics . 435 (1): L13–L16. arXiv : astro-ph/0503691 . Bibcode :2005A&A...435L..13N. doi :10.1051/0004-6361:200500104. S2CID 7444394. 2006年5月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年10月4日閲覧。
- ^ 「これは褐色矮星か、それとも太陽系外惑星か?」ESO ウェブサイト2005 年 4 月 7 日。2012 年 9 月 16 日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年7 月 4 日閲覧。
- ^ M. Janson; W. Brandner; T. Henning; H. Zinnecker (2005). 「Early ComeOn+ adaptive optics observer of GQ Lupi and its substellar companion」. Astronomy & Astrophysics . 453 (2): 609–614. arXiv : astro-ph/0603228 . Bibcode :2006A&A...453..609J. doi :10.1051/0004-6361:20054475. S2CID 18024395. 2012年5月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年10月4日閲覧。
- ^ 「これまで撮影された中で最も軽い太陽系外惑星？」ESOプレスリリース。 2013年6月5日閲覧。
- ^ Thompson, Andrea (2010年4月14日). 「新しい手法で地球のような惑星を撮影できる可能性」. space.com .
- ^ 「ニュース - 地球のような惑星が接近観測の準備ができているかもしれない」NASA/JPL。2011年10月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年6月23日閲覧。
- ^ きらきら星、エコノミスト、2012年6月9日
- ^ Keifer, Sven (2021年8月). 「SPHERE/IFSによるスペクトルおよび角度差分イメージング。PSF減算に対するさまざまなPCAベースのアプローチのパフォーマンスの評価」.天文学と天体物理学. 652 :10. arXiv : 2106.05278 . Bibcode :2021A&A...652A..33K. doi :10.1051/0004-6361/202140285. S2CID 235390892. 2023年1月9日閲覧。
- ^ Schmid, HM; Beuzit, J.-L.; Feldt, M.; et al. (2006). 「偏光測定による太陽系外惑星の探索と調査」。太陽系外惑星の直接撮像: 科学と技術。IAUコロキウム#200の議事録。1 ( C200 ): 165–170。Bibcode :2006dies.conf..165S。doi : 10.1017 /S1743921306009252。
- ^ Schmid, HM; Gisler; Joos; et al. (2004). 「ZIMPOL/CHEOPS: 太陽系外惑星を直接検出するための偏光イメージャー」。天文偏光測定: 現状と将来の方向性 ASP カンファレンス シリーズ。343 : 89。Bibcode : 2005ASPC..343...89S。
- ^ Hough, JH; Lucas, PW; Bailey, JA; Tamura, M.; et al. (2006). 「PlanetPol: 非常に高感度な偏光計」.太平洋天文学会刊行物. 118 (847): 1302–1318. Bibcode :2006PASP..118.1302H. doi : 10.1086/507955 .
- ^ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (2008年1月20日). 「太陽系外大気からの偏光散乱光の最初の検出」. The Astrophysical Journal . 673 (1): L83. arXiv : 0712.0193 . Bibcode :2008ApJ...673L..83B. doi :10.1086/527320. S2CID 14366978.
- ^ Alexander, Amir. 「宇宙の話題: 太陽系外惑星の天体測定: 惑星探査の過去と未来」. 惑星協会. 2006年3月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年9月10日閲覧。
- ^ Jacob, WS (1855年6月)。「連星へびつかい座70番星に見られる特定の異常について」。王立天文学会月報。15 ( 9 ):228–230。Bibcode :1855MNRAS..15..228J。doi : 10.1093/mnras/15.9.228。
- ^ ab Thomas Jefferson Jackson (1896) を参照。「へびつかい座 F.70 の軌道と、目に見えない物体の作用によって生じるシステムの運動の周期的摂動に関する研究」。天文学ジャーナル。16 :17。Bibcode : 1896AJ .....16...17S。doi :10.1086/102368 。
- ^ Sherrill, Thomas J. (1999). 「論争のキャリア: TJJ See の異常」(PDF) .天文学史ジャーナル. 30 : 25–50. Bibcode :1999JHA....30...25S. doi :10.1177/002182869903000102. S2CID 117727302. 2007年8月27日閲覧。
- ^ Heintz, WD (1988年6月). 「The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited」. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 82 (3): 140. Bibcode :1988JRASC..82..140H.
- ^ Gatewood, G. (1996年5月). 「Lalande 21185」.アメリカ天文学会紀要. 28 : 885.書誌コード:1996AAS...188.4011G.
- ^ ジョン・ウィルフォード (1996 年 6 月 12 日)。「データは太陽系がほぼ近傍にあることを示しているようだ」ニューヨーク・タイムズ、p. 1。2009年5 月 29 日閲覧。
- ^ アラン・ボス（2009年2月2日）『混雑した宇宙』ベーシックブックス。ISBN 978-0-465-00936-7。
- ^ Benedict; et al. (2002). 「ハッブル宇宙望遠鏡の高精度誘導センサー3天体測定と高精度視線速度から決定された太陽系外惑星グリーゼ876bの質量」。天体物理学ジャーナルレター。581 (2): L115–L118。arXiv : astro-ph/0212101。Bibcode : 2002ApJ ...581L.115B。doi :10.1086/346073。S2CID 18430973 。
- ^ Pravdo, Steven H.; Shaklan, Stuart B. (2009). 「超低温星の候補惑星」(PDF) . The Astrophysical Journal . 700 (1): 623–632. arXiv : 0906.0544 . Bibcode :2009ApJ...700..623P. doi :10.1088/0004-637X/700/1/623. S2CID 119239022. 2009年6月4日時点の オリジナル(PDF)からアーカイブ。 2009年5月30日閲覧。
- ^ 「初の惑星探索法がついに成功」NASA PlanetQuest。2009年5月28日。2009年9月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年5月29日閲覧。
- ^ Bean, J.; Andreas Seifahrt; Henrik Hartman; Hampus Nilsson; et al. (2009). 「VB 10を周回する巨大惑星は存在しない」。The Astrophysical Journal。711 ( 1 ) : L19。arXiv : 0912.0003。Bibcode : 2010ApJ ...711L..19B。doi :10.1088/2041-8205/711/1/L19。S2CID 122135256 。
- ^ Anglada-Escude, G.; Shkolnik; Weinberger; Thompson; et al. (2010). 「ドップラー分光法を用いた VB 10 周辺の推定惑星候補に対する強力な制約」The Astrophysical Journal . 711 (1): L24. arXiv : 1001.0043 . Bibcode :2010ApJ...711L..24A. doi :10.1088/2041-8205/711/1/L24. S2CID 119210331.
- ^ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Kulkarni, SR; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, MM; Shao, M.; Hartkopf, William I.; Boss, Alan P.; Williamson, M. (2010). 「PHASES 差分天体測定データ アーカイブ。V. 連星系の候補恒星下系」。天文学ジャーナル。140 ( 6 ) : 1657。arXiv : 1010.4048。Bibcode : 2010AJ ....140.1657M。doi :10.1088/0004-6256/140/6/1657。S2CID 59585356 。
- ^ Snellen, Ignas; Brown, Anthony (2018年8月20日). 「若い惑星 Pictoris b の質量とホスト星の天体測定学的運動」. Nature Astronomy . 2 (11): 883–886. arXiv : 1808.06257 . Bibcode :2018NatAs...2..883S. doi :10.1038/s41550-018-0561-6. ISSN 2397-3366. S2CID 118896628.
- ^ ab Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh RA; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (2019年10月14日)、「視線速度と天体測定データにおける最も近い木星類似体の検出」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、490 (4): 5002–5016、arXiv : 1910.06804、Bibcode :2019MNRAS.490.5002F、doi : 10.1093/mnras/stz2912、S2CID 204575783
- ^ Feng, Fabo; Butler, R Paul; Jones, Hugh R A.; Phillips, Mark W.; et al. (2021). 「最小の冷たい木星の検出と7つの低質量伴星の確認のためのガイア–ヒッパルコス天文測定法の最適化モデル化」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。507 (2): 2856–2868。arXiv : 2107.14056。Bibcode : 2021MNRAS.507.2856F。doi : 10.1093 /mnras/stab2225。
- ^ Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Brandt, G. Mirek; Dupuy, Trent J.; Michalik, Daniel; Jensen-Clem, Rebecca; Zeng, Yunlin; Faherty, Jacqueline ; Mitra, Elena L. (2021). 「9つの視線速度系外惑星の正確な質量と軌道」.天文学ジャーナル. 162 (6): 266. arXiv : 2109.10422 . Bibcode :2021AJ....162..266L. doi : 10.3847/1538-3881/ac27ab . S2CID 237592581.
- ^ Feng, Fabo; Butler, R. Paul; et al. (2022年8月). 「近傍恒星の167個の恒星下伴星の3D選択」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 262 (21): 21. arXiv : 2208.12720 . Bibcode :2022ApJS..262...21F. doi : 10.3847/1538-4365/ac7e57 . S2CID 251864022.
- ^ Winn, Joshua N. (2022年9月). 「Gaia DR3とドップラーデータによる太陽系外惑星軌道の共同制約」.天文学ジャーナル. 164 (5): 196. arXiv : 2209.05516 . Bibcode :2022AJ....164..196W. doi : 10.3847/1538-3881/ac9126 . S2CID 252211643.
- ^ ロップ・セイソン、ホルヘ;ワン、ジェイソン・J。ルフィオ、ジャン＝バティスト。マウェット、ディミトリ。ら。 （2021年10月6日）。 「動径速度、ヒッパルコス IAD-ガイア DR2 天文法、およびマルチエポック渦コロナグラフィーの上限によるエリダヌスε b の軌道と質量の制約」。天文ジャーナル。162 (5): 181.arXiv : 2108.02305。ビブコード:2021AJ....162..181L。土井：10.3847/1538-3881/ac134a。eISSN 1538-3881。ISSN 0004-6256。S2CID 236924533。
- ^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Torres, Rosa M. (2020). 「M9矮小TVLM 513–46546の天体測定上の惑星候補」.天文学ジャーナル. 160 (3): 97. arXiv : 2008.01595 . Bibcode :2020AJ....160...97C. doi : 10.3847/1538-3881/ab9e6e . S2CID 220961489.
- ^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Sanchez-Bermudez, Joel (2022年9月). 「矮小連星系とその伴惑星の3D軌道構造」.天文学ジャーナル. 164 (3): 93. arXiv : 2208.14553 . Bibcode :2022AJ....164...93C. doi : 10.3847/1538-3881/ac7c66 . S2CID 251953478.
- ^ Di Stefano, R.; et al. (2020年9月18日). 「M51-ULS-1b: 外部銀河系における惑星の第一候補」. arXiv : 2009.08987 [astro-ph.HE].
- ^ Perez, Sebastian; Dunhill, A.; Casassus, S.; Roman, P.; Szulágyi, J.; Flores, C.; Marino, S.; Montesinos, M. (2015年9月14日). 「惑星形成の道標：ガス運動学による周惑星円盤の観測可能性」.アストロフィジカルジャーナル. 811 (1): L5. arXiv : 1505.06808 . Bibcode :2015ApJ...811L...5P. doi :10.1088/2041-8205/811/1/L5. ISSN 2041-8213.
- ^ ペレス、セバスティアン; カサス、S; ベニテス-ランベイ、P (2018年10月11日). 「CO運動学における惑星–円盤相互作用の観測可能性」.王立天文学会月報: レター. 480 (1): L12–L17. arXiv : 1806.05125 . doi : 10.1093/mnrasl/sly109 . ISSN 1745-3925.
- ^ ピンテ、C.ファン・デル・プラス、G.メナール、F.プライス、DJ。クリスティアン、V.ヒル、T.メンティプレイ、D.ギンスキー、C.ショケ、E.ベーラー、Y.デュシェーヌ、G.ペレス、S.カサスス、S. (2019 年 8 月 12 日)。 「原始惑星系円盤に隙間を刻む惑星の運動学的検出」。自然天文学。3 (12): 1109 ～ 1114 年。arXiv : 1907.02538。Bibcode :2019NatAs...3.1109P。土井：10.1038/s41550-019-0852-6。ISSN 2397-3366。
- ^ Teague, Richard; Bae, Jaehan; Bergin, Edwin A.; Birnstiel, Tilman; Foreman-Mackey, Daniel (2018年6月10日). 「HD 163296に埋め込まれた2つの木星質量惑星の運動学的検出」. The Astrophysical Journal Letters . 860 (1): L12. arXiv : 1805.10290 . Bibcode :2018ApJ...860L..12T. doi : 10.3847/2041-8213/aac6d7 . ISSN 2041-8205.
- ^ Pinte, C.; Price, DJ; Ménard, F.; Duchêne, G.; Dent, WRF; Hill, T.; Gregorio-Monsalvo, I. de; Hales, A.; Mentiplay, D. (2018年6月10日). 「恒星周縁ディスクに埋め込まれた原始惑星の運動学的証拠」.アストロフィジカルジャーナルレター. 860 (1): L13. arXiv : 1907.02538 . Bibcode :2019NatAs...3.1109P. doi : 10.3847/2041-8213/aac6dc . ISSN 2041-8205.
- ^ Casassus, Simon; Pérez, Sebastián (2019年10月1日). 「原始惑星の運動学的検出：HD 100546のディスクにおけるドップラー反転」.アストロフィジカルジャーナルレター. 883 (2): L41. arXiv : 1906.06302 . Bibcode :2019ApJ...883L..41C. doi : 10.3847/2041-8213/ab4425 . ISSN 2041-8205.
- ^ アーガイル、エドワード (1974)。「太陽系外惑星系の観測可能性について」。イカロス。21 ( 2 )。エルゼビア BV: 199–201。Bibcode : 1974Icar ...21..199A。doi : 10.1016/0019-1035(74)90138-9。ISSN 0019-1035 。
- ^ Bromley, Benjamin C. (1992). 「恒星フレアの光曲線におけるかすかなエコーの検出」.太平洋天文学協会刊行物. 104. IOP 出版: 1049. Bibcode :1992PASP..104.1049B. doi : 10.1086/133089 . ISSN 0004-6280. S2CID 121521634.
- ^ Gaidos, Eric J. (1994). 「フレア星の周りの恒星周ディスクの光エコー検出」. Icarus . 109 (2). Elsevier BV: 382–392. Bibcode :1994Icar..109..382G. doi :10.1006/icar.1994.1101. ISSN 0019-1035.
- ^ Sugerman, Ben EK (2003). 「変光星と激変現象の周りの散乱光エコーの観測可能性」.天文学ジャーナル. 126 (4): 1939–1959. arXiv : astro-ph/0307245 . Bibcode :2003AJ....126.1939S. doi :10.1086/378358. ISSN 0004-6256. S2CID 9576707.
- ^ Mann, Chris; et al. (2016年1月). 太陽系外惑星の恒星エコー画像化. NASA技術レポートサーバー（レポート）. hdl : 2060/20170002797 .
- ^ Sparks, William B.; White, Richard L.; Lupu, Roxana E.; Ford, Holland C. (2018年2月20日). 「光エコーを用いたM型矮星惑星の直接検出と特性評価」. The Astrophysical Journal . 854 (2). American Astronomical Society: 134. arXiv : 1801.01144 . Bibcode :2018ApJ...854..134S. doi : 10.3847/1538-4357/aaa549 . ISSN 1538-4357. S2CID 119397912.
- ^ Mann, Chris; Tellesbo, Christopher A.; Bromley, Benjamin C.; Kenyon, Scott J. (2018年10月12日). 「微弱な光曲線エコーによる惑星検出の枠組み」.天文学ジャーナル. 156 (5). アメリカ天文学会: 200. arXiv : 1808.07029 . Bibcode :2018AJ....156..200M. doi : 10.3847/1538-3881/aadc5e . ISSN 1538-3881. S2CID 119016095.
- ^ トグネッティ、ローレンス（2024年8月25日）。「ビッグフリンジ望遠鏡。安価な2.2キロメートルの望遠鏡。太陽系外惑星の「映画」も作れる」。ユニバーストゥデイ。 2024年8月26日閲覧。
- ^ van Belle, Gerard T.; Kaspar von Braun; Boyajian, Tabetha; Schaefer, Gail (2014). 「惑星通過イベントの直接画像化」.国際天文学連合紀要. 8 : 378–381. arXiv : 1405.1983 . Bibcode :2014IAUS..293..378V. doi :10.1017/S1743921313013197. S2CID 118316923.
- ^ Route, Matthew; Wolszczan, Alex (2023年8月1日). 「ROME. III. アレシボ宇宙望遠鏡による5GHzでの恒星–惑星相互作用の探査」.アストロフィジカルジャーナル. 952 (2): 118. arXiv : 2202.08899 . Bibcode :2023ApJ...952..118R. doi : 10.3847/1538-4357/acd9ad .
- ^ Route, Matthew (2024年5月1日). 「ROME. IV. アレシボ探査による、5GHz帯の太陽系外惑星をホストする系における恒星下磁気圏電波放射の探査」.アストロフィジカルジャーナル. 966 (1): 55. arXiv : 2403.02226 . Bibcode :2024ApJ...966...55R. doi : 10.3847/1538-4357/ad30ff .
- ^ Lazio, TJW; Farrell, WM (2004). 「太陽系外惑星の電波検出：現状と将来展望」（PDF） .アメリカ天文学会紀要. 36 . Bibcode :2004AAS...20513508L. 2023年11月22日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） . 2008年10月15日閲覧。
- ^ ヨーロッパ南天天文台(2019年3月27日). 「GRAVITY機器が太陽系外惑星の画像化に新境地を開く - 最先端のVLTI機器が光干渉法を使って嵐に襲われた太陽系外惑星の詳細を明らかにする」EurekAlert! . 2019年3月27日閲覧。
- ^ Schwartz, Eyal; Lipson, Stephen G.; Ribak, Erez N. (2012). 「居住可能な太陽系外惑星のスペクトルの強化された干渉識別」.天文学ジャーナル. 144 (3): 71. Bibcode :2012AJ....144...71S. doi :10.1088/0004-6256/144/3/71. S2CID 59493938.
- ^ Feng Long; et al. (2022年9月14日). 「ALMAによるLkCa 15ディスクのラグランジアンポイント周辺のダストトラッピングの検出」.アストロフィジカルジャーナルレター. 937 (1) L1: L1. arXiv : 2209.05535 . Bibcode :2022ApJ...937L...1L. doi : 10.3847/2041-8213/ac8b10 . S2CID 252211794.
- ^ Danielski, Camilla; Korol, Valeriya; Tamanini, Nicola; Rossi, Elena Maria (2019). 「レーザー干渉計宇宙アンテナによる周連星系外惑星と褐色矮星」.天文学と天体物理学. 632 A113. arXiv : 1910.05414 . Bibcode :2019A&A...632A.113D. doi :10.1051/0004-6361/201936729.
- ^ タマニニ、ニコラ; ダニエルスキ、カミラ (2019). 「LISA を使用した白色矮星連星を周回する太陽系外惑星の重力波検出」. Nature Astronomy . 3 (9): 858–866. arXiv : 1812.04330 . Bibcode :2019NatAs...3..858T. doi :10.1038/s41550-019-0807-y.
- ^ タマニニ、ニコラ; ダニエルスキ、カミラ (2019). 「LISA を使用した白色矮星連星を周回する太陽系外惑星の重力波検出」. Nature Astronomy . 3 (9): 858–866. arXiv : 1812.04330 . Bibcode :2019NatAs...3..858T. doi :10.1038/s41550-019-0807-y.
- ^ ab JS Greaves; MC Wyatt; WS Holland; WFR Dent (2004). 「タウ・セティの周りのデブリ・ディスク：カイパーベルトの巨大な類似体」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 351 (3): L54–L58. Bibcode :2004MNRAS.351L..54G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x .
- ^ ab Greaves, JS; MC Wyatt; WS Holland; WFR Dent (2003)。「最も近いデブリ円盤のサブミリ波画像」。太陽系外惑星研究の科学的最前線。太平洋天文学会。pp. 239–244。Bibcode :2003ASPC..294..239G 。
- ^ Greaves, JS; et al. (2005). 「イプシロン・エリダニ・デブリ・ディスクの構造」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 619 (2): L187–L190. Bibcode :2005ApJ...619L.187G. doi : 10.1086/428348 .
- ^ Stark, C. C; Kuchner, M. J (2009). 「ダスティデブリディスクの衝突の自己矛盾のない3次元モデリングのための新しいアルゴリズム」.アストロフィジカルジャーナル. 707 (1): 543–553. arXiv : 0909.2227 . Bibcode :2009ApJ...707..543S. doi :10.1088/0004-637X/707/1/543. S2CID 11458583.
- ^ Koester, D.; Gänsicke, BT; Farihi, J. (2014年6月1日). 「若い白色矮星の周りの惑星破片の頻度」.天文学と天体物理学. 566 : A34. arXiv : 1404.2617 . Bibcode :2014A&A...566A..34K. doi :10.1051/0004-6361/201423691. ISSN 0004-6361. S2CID 119268896.
- ^ Thompson, Andrea (2009年4月20日). 「死んだ星はかつて太陽系を宿していた」. SPACE.com . 2009年4月21日閲覧。
- ^ Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R.; Dufour, Patrick (2015年10月22日). 「白色矮星を通過する崩壊小惑星」. Nature . 526 (7574): 546–549. arXiv : 1510.06387 . Bibcode :2015Natur.526..546V. doi :10.1038/nature15527. ISSN 0028-0836. PMID 26490620. S2CID 4451207.
- ^ 「NASA太陽系外惑星アーカイブ」。
- ^ 「NASAのケプラーミッション、これまで発見された惑星の最大コレクションを発表」NASA 2016年5月10日2016年5月10日閲覧。
- ^ Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E .; Fortney, Jonathan J.; Agol, Eric; Cowan, Nicolas B.; Showman, Adam P.; Cooper, Curtis S.; Megeath, S. Thomas (2007 年 5 月 10 日). 「太陽系外惑星 HD 189733b の昼夜コントラストのマップ」. Nature . 447 (7141): 183–186. arXiv : 0705.0993 . Bibcode :2007Natur.447..183K. doi :10.1038/nature05782. ISSN 0028-0836. PMID 17495920. S2CID 4402268.
- ^ ガイアサイエンスホームページ
- ^ スタッフ (2012年11月19日). 「ガイアデータ処理アーカイブアクセス調整ユニットへの機会のお知らせ」ESA . 2013年3月17日閲覧。
- ^ スタッフ (2012年1月30日). 「DPACニュースレター第15号」(PDF) .欧州宇宙機関. 2013年3月16日閲覧。
- ^ 河原 一; 村上 直; 松尾 太郎; 小谷 孝之 (2014). 「太陽系外惑星の惑星速度測定のための分光コロナグラフィー」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 212 (2): 27. arXiv : 1404.5712 . Bibcode :2014ApJS..212...27K. doi :10.1088/0067-0049/212/2/27. S2CID 118391661.
- ^ Abe, L.; Vannier, M.; Petrov, R.; Enya, K.; Kataza, H. (2009). 「SPICA による色差天体測定による太陽系外惑星の特性評価」(PDF) . SPICA ワークショップ: 02005. Bibcode :2009sitc.conf.2005A. doi :10.1051/spica/200902005.
- ^ ジョンソン、ミシェル、ハリントン、JD (2014年2月26日)。「NASAのケプラーミッションが惑星の大発見、715個の新しい世界を発表」NASA。2014年2月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年2月26日閲覧。
- ^ Tingley, B.; Parviainen, H.; Gandolfi, D.; Deeg, HJ; Pallé, E.; Montañés Rodriguez, P.; Murgas, F.; Alonso, R.; Bruntt, H.; Fridlund, M. (2014). 「トランジットカラーシグネチャを使用した太陽系外惑星の確認：ケプラー418b、多惑星系内の混合巨大惑星」.天文学と天体物理学. 567 : A14. arXiv : 1405.5354 . Bibcode :2014A&A...567A..14T. doi :10.1051/0004-6361/201323175. S2CID 118668437.
- ^ Johnson, Marshall Caleb (2013). 「Doppler tomographic observes of exoplanetary transits」.アメリカ天文学会会議要旨 #221 . 221 . Bibcode :2013AAS...22134307J. 2023年11月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。
- ^ Horner, Jonathan; Wittenmyer, Robert A.; Tinney, Chris G.; Robertson, Paul; Hinse, Tobias C.; Marshall, Jonathan P. (2013). 「多惑星系外惑星システムの動的制約」. arXiv : 1302.5247 [astro-ph.EP].
- ^ ロバートソン、ポール;マハデヴァン、スブラス(2014). 「グリーゼ667Cの惑星と恒星の活動を解明する」.アストロフィジカルジャーナル. 793 (2): L24. arXiv : 1409.0021 . Bibcode :2014ApJ...793L..24R. doi :10.1088/2041-8205/793/2/L24. S2CID 118404871.
- ^ Bryson, Stephen T.; Jenkins, Jon M.; Gilliland, Ronald L.; Twicken, Joseph D.; Clarke, Bruce; Rowe, Jason; Caldwell, Douglas; Batalha, Natalie; Mullally, Fergal; Haas, Michael R.; Tenenbaum, Peter (2013). 「ケプラーデータからの背景偽陽性の識別」. Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 125 (930): 889. arXiv : 1303.0052 . Bibcode :2013PASP..125..889B. doi :10.1086/671767. S2CID 119199796.
- ^ Todorov, Kamen O.; Deming, Drake; Burrows, Adam S.; Grillmair, Carl J. (2014). 「明るい通過ホットジュピター HD189733b の最新の Spitzer 発光分光法」. The Astrophysical Journal . 796 (2): 100. arXiv : 1410.1400 . Bibcode :2014ApJ...796..100T. doi :10.1088/0004-637X/796/2/100. S2CID 118858441.
- ^ Stevenson, Kevin B.; Desert, Jean-Michel; Line, Michael R.; Bean, Jacob L.; Fortney, Jonathan J.; Showman, Adam P.; Kataria, Tiffany; Kreidberg, Laura; McCullough, Peter R.; Henry, Gregory W.; Charbonneau, David; Burrows, Adam; Seager, Sara; Madhusudhan, Nikku; Williamson, Michael H.; Homeier, Derek (2014). 「位相分解発光分光法による太陽系外惑星大気の熱構造」. Science . 346 (6211): 838–41. arXiv : 1410.2241 . Bibcode :2014Sci...346..838S. doi :10.1126/science.1256758. PMID 25301972。S2CID 511895 。
- ^ Gilliland, Ronald L.; Cartier, Kimberly MS; Adams, Elisabeth R.; Ciardi, David R.; Kalas, Paul; Wright, Jason T. (2014). 「ハッブル宇宙望遠鏡によるケプラーの高解像度画像、小型で低温の太陽系外惑星ホスト星」天文学ジャーナル. 149 (1): 24. arXiv : 1407.1009 . Bibcode :2015AJ....149...24G. doi :10.1088/0004-6256/149/1/24. S2CID 55691820.
- ^ Lillo-Box, J.; Barrado, D.; Bouy, H. (2014). 「ケプラー惑星ホスト候補の高解像度画像。さまざまな手法の包括的な比較」。天文学と天体物理学。566 : A103。arXiv : 1405.3120。Bibcode : 2014A&A...566A.103L。doi : 10.1051/ 0004-6361 /201423497。S2CID 55011927。
- ^ Price, Ellen M.; Rogers, Leslie A.; John Asher Johnson; Dawson, Rebekah I. (2014). 「どこまで低くできるか? さまざまなサイズの惑星の光偏心効果」. The Astrophysical Journal . 799 (1): 17. arXiv : 1412.0014 . Bibcode :2015ApJ...799...17P. doi :10.1088/0004-637X/799/1/17. S2CID 26780388.
外部リンク
- NASAのプラネットクエスト
- Lunine, Jonathan I.; MacIntosh, Bruce; Peale, Stanton (2009). 「太陽系外惑星の検出と特徴付け」. Physics Today . 62 (5): 46. Bibcode :2009PhT....62e..46L. doi : 10.1063/1.3141941 . S2CID 12379824.
- 太陽系外惑星のトランジット光曲線
- ハーディ、リアム。「太陽系外惑星の通過」。深宇宙ビデオ。ブレイディ・ハラン。
- 太陽系外惑星の探索における視線速度方程式（ドップラー分光法またはウォブル法） 2021年12月2日にWayback Machineでアーカイブ
- Sackett, Penny (2010). 「マイクロレンズ効果を受けた太陽系外惑星」Scholarpedia . 5 (1): 3991. Bibcode :2010SchpJ...5.3991S. doi : 10.4249/scholarpedia.3991 .
- Alhejress, Omaymah A. (2023年12月1日). 「修正重力下の惑星系」. Europhysics Letters . 144 (5): 59001. Bibcode :2023EL....14459001A. doi :10.1209/0295-5075/ad152d.
