太陽系外惑星

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太陽系外惑星(たいようけいがいわくせい、: Extrasolar planet)とは、太陽系にとっての系外惑星、つまり、太陽系の外にある惑星である。

多くは(太陽以外の)恒星の周りを公転するが、白色矮星中性子星パルサー)、褐色矮星などを回るものも見つかっており、他にもさまざまな星を回るものが想定される。自由浮遊惑星(いかなる天体も回らない惑星大の天体)を惑星に含めるかどうかは議論があるが、発見法が異なることなどから、系外惑星についての話題の中では自由浮遊惑星は別扱いすることが多い。

観測能力の限界から実際に発見されずにきたが、1990年代以降、多くの系外惑星が実際に発見されている。

太陽系外惑星の2013年1月1日までの年別の発見数。
  マイクロレンズ法
  位置天文学法
  直接観測
  トランジット法
  ドップラー法

探査の歴史[編集]

太陽系以外にも惑星が存在するのではないかという考えは探査の始まる以前からあった。

16世紀には地動説に賛同したジョルダーノ・ブルーノが、太陽も恒星のひとつであり、他の恒星も太陽系のような世界があるという説を唱えたが、これは科学的というよりは彼の信仰、宗教的世界観によるところが大きい。当時は天動説が優勢であり、地動説は異端視された。地動説に対する反論として、年周視差が未だ観測されないという事実があった。

しかしながら17世紀にはケプラーの法則の発見により、地動説の優位が明らかになった。にもかかわらず年周視差が観測できないのは、恒星がかなり遠方にある事を意味し、それでもなお恒星の光が地球に届くのは、恒星が太陽に匹敵、あるいは凌駕するかなり明るい天体である事を意味し、ひいては太陽もまた恒星のひとつに過ぎないという認識が広まった。18世紀にはウィリアム・ハーシェル二重星の観測により、太陽系外でもケプラーの法則が成り立つ事を明らかにした。

このような経過から、20世紀には太陽以外の恒星も惑星を持っているだろうということは常識として考えられるようになった。しかしながら長らく実証されず、専らフィクションの世界でのことだった。

探査の試みがなされるようになるのは、1940年代からである。1960年代にはバーナード星に惑星があるとされ、きわめて有力視されたが、この報告は現在では否定されている。

現在認められている初の発見例とされているのは、1992年アレクサンデル・ヴォルシュチャンとデール・フレイルによって発見されたPSR B1257+12というミリ秒パルサーをめぐる2つの惑星である。このパルサーには1994年にさらに1つの惑星が発見されている。

1995年10月6日ジュネーブ天文台ミシェル・マイヨールディディエル・クエロッツにより、ペガスス座51番星 (51 Pegasi) という恒星に木星クラスの質量を持った惑星の存在が確認された。主系列星ではこれが初めての系外惑星とされている。最初に発見された系外惑星は、中心の恒星から0.05天文単位で水星軌道よりも遙かに内側に入り込んだ木星型惑星という異様な惑星であり、太陽系と類似した配置であろうというそれまでの常識を打ち砕いた。この種の惑星は、太陽に極めて近いことから「ホット・ジュピター」(熱い木星)と呼ばれ、これを機に続々と同種の系外惑星が発見されている。これは後述のように、主に惑星の重力によって恒星がふらつくことを利用して観測しているため、恒星に及ぼす重力が強く、ふらつきの周期が短い惑星、つまり木星級の大きさで恒星のすぐ近くを回る惑星でなければ、地球から観測することは非常に困難ということによる。観測精度の向上と長期にわたる観測データの蓄積により、この状況は改善されていくと思われる。

様々な太陽系外惑星[編集]

2012年10月12日までに663の星系(パルサー含む、内126星系に複数の惑星を含む)に841の惑星が発見されている[1]。そのほとんどはホット・ジュピターエキセントリック・プラネットであり、太陽系のように木星や土星サイズで主星から離れた位置に真円に近い軌道の物の発見は現時点では少ない。

また、ケプラーの成果として、2011年2月11日に1200個ほどの惑星候補が見つかったと発表された。[2]2012年3月2日には、さらに1100個程の惑星候補が追加で見つかったと発表が有った[3]。この最新リリースによるサイズ別の内訳は、地球サイズが、246個、スーパー・アースが676個、海王星サイズが1118個、木星サイズが210個、それ以上の物が71個、合計2321個となっている。なお、この数字は、発見が確定されたわけではないことに注意が必要である。

当初は木星質量の数分の一以下の天体は検出できなかったが、その後海王星サイズの惑星も検出できるようになり、スーパー・アースと呼ばれる巨大地球型惑星の発見を経て、最終的には地球以下のサイズの惑星までもが発見できるようになった。2012年2月までに発見された恒星の惑星のうち、最も質量が小さいのはKOI-961dで、その大きさは地球の半分程度である。パルサーPSR B1257+12の惑星はこれより小さく、最も内側のPSR B1257+12aはの2倍程度の質量しかない(冥王星の5分の1程度の質量を持つ彗星小惑星らしきものもあると言われている)。大きい方では、質量が木星の10倍もあるような超巨大惑星も見つかっている。これより大きな天体としては褐色矮星があるが、質量分布からは惑星と褐色矮星の間に明確な溝が認められる。

恒星のすぐ近くを回るものは、木星サイズ以上の物がホット・ジュピター、海王星程度の物がホット・ネプチューンと呼ばれる。

2009年6月10日には、いて座V4046星という連星の周囲に原始惑星系円盤が存在することが、サブミリ波電波干渉計 (SMA) の観測でとらえられたと発表があった[4]。この連星系の恒星同士の間隔は598万3920km(約0.04天文単位)で、これは太陽から水星までの10分の1にすぎない。恒星の多くは連星となっているが、このように近接した連星系には惑星は出来ないと考えられていた(これ以前に惑星が発見された連星系の間隔は、20から数百天文単位ある)。

2009年11月、国立天文台マサチューセッツ工科大学を中心とする日本アメリカ合衆国の研究チームが、はくちょう座の方向にある地球から約1千光年離れた太陽系外惑星で、世界で初めて中心の恒星(中心星)の自転とは逆向きに公転する逆行惑星HAT-P-7b」を発見した。このHAT-P-7bは、約2日の周期で中心星の自転と逆向きに公転していることがわかっている。それまで小惑星や衛星においては逆行小惑星逆行衛星が発見されており、惑星についても理論的には存在が予言されていた。この発見は太陽系外惑星の起源や進化の解明に役立つと期待されている[5]

2010年11月には、ドイツ、マックスプランク天文学研究所のJohny Setiawan氏らのチームにより、初めて銀河系外の恒星の周りを回る惑星HIP 13044bが発見された。

2012年10月に、かに座55番星eダイヤモンドが豊富に含まれている可能性があることが発表された。NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡の観測から軌道距離と質量に関するデータを収集し、それを基に作られたコンピューターモデルによって化学組成を推測したものによる。[6]


太陽系外惑星の種類[編集]

太陽系内に存在するものについては、それぞれの項目を参照(木星型惑星天王星型惑星地球型惑星)。また、本項目では、概要のみを記載している。

軌道による種類[編集]

エキセントリック・プラネット (eccentric planet)
軌道離心率が大きい惑星。明確な定義ではないが、軌道離心率 ≲ 0.1 という目安が挙げられている。
逆行惑星 (retrograde planet)
惑星は通常、恒星の自転と同じ方向に公転しているが、これが逆の方向、すなわち中心の恒星の自転と逆の方向に公転している惑星。WASP-17bHAT-P-7bなどが該当する[7]

中心星による種類[編集]

周連星惑星 (circumbinary planet)
連星の周囲を公転する惑星。連星の片方の恒星のみを公転する惑星は周連星惑星ではない。
パルサー惑星 (pulsar planet)
通常の恒星ではなく、パルサーの周りを公転する惑星。
太陽系外衛星 (extrasolar moon)
NASAの宇宙望遠鏡ケプラーにより、系外衛星が発見される可能性がある[8]

軌道と大きさによる種類[編集]

ホット・ジュピター (hot Jupiter)
木星と同程度またはそれ以上のサイズで、恒星にきわめて近い軌道(軌道長半径 ≲ 0.1天文単位)を公転している。
ホット・ネプチューン (hot Neptune)
海王星程度のサイズで、ホット・ジュピターと同様の軌道を持つ惑星。
ゴルディロックス惑星 (Goldilocks planet)
ハビタブルゾーン内にあり、かつ地球にある程度似ていて、生命の発生だけでなく進化も起こりうる惑星。

物理特性による種類[編集]

ほとんどの場合、軌道・サイズ等からの推測だが、分光スペクトルが得られた惑星も若干ある。

候補あり[編集]

スーパー・アース (super Earth)
明確な定義はないが、地球の数倍から数十倍の質量を持つ岩石で出来た惑星とされている。
パフィー・プラネット (puffy planet) または ホット・サターン (hot Saturn)
ホット・ジュピターのうち、密度が土星と同程度かそれ以下 (≲ 0.7×の密度) の惑星。
海洋惑星 (ocean planet)
氷と岩石で構成されている惑星が恒星の熱により氷が溶け出し、深さ数百kmにおよぶ液体の層が出来ていると推測されているもの。
スーパーイオ (super Io)
木星の衛星であるイオと同様に、恒星の重力を受けて、潮汐加熱が発生していると考えられる軌道上にある惑星。あまりに高温のため、表面が溶けた溶岩で覆われていると考えられている[9]

未発見[編集]

炭素惑星 (carbon planet)
珪素ではなく炭素が卓越し、主に炭素化合物で形成されている惑星。
クトニア惑星 (Chthonian planet)
かつてガス惑星だったが、コア以外のの揮発性物質の層 (主に水素ヘリウム) が中心星の熱により吹き飛ばされた。
かつてはホット・ジュピターだったと想像されている。
コア無し惑星 (coreless planet)
地球型惑星の一種だが、金属のコアが無くマントルのみで出来ている。
ヘリウム惑星 (helium planet)
ヘリウムが主成分の白色矮星重力崩壊を起こした際に形成されると考えられている。

太陽系外惑星の観測方法[編集]

直接観測[編集]

フォーマルハウトの惑星b。2004年と2006年の位置を比較

直接観測は、文字通り望遠鏡で系外惑星を直接観測することである。実際には中心となる恒星と惑星の距離が非常に近く、また恒星に比べ惑星が非常に暗いため、惑星からの光を恒星の光と分離することは非常に困難であった。しかし画像処理技術の進歩により、2008年には系外惑星の直接観測が可能になった。また、過去に撮影された画像から新たな惑星が見つかる可能性も高まっている。

恒星ではないが、褐色矮星である2M1207という天体には、55AU(あるいはそれ以上)の距離に惑星サイズの天体が発見されており、2M1207の伴星ではないかと言われている。この天体は赤外線で直接観測されている。

2005年3月22日、ハーバード・スミソニアン天体物理センターと、NASAのゴダード宇宙飛行センターの研究者らが、こと座にあるTrES-1と、ペガスス座にあるHD 209458bの2つの系外惑星の直接観測に成功した、と報道された。これは、惑星が恒星の裏側にあるときとそれ以外の差を取り、惑星の赤外線輻射を恒星光から分離するという方法であり、厳密な意味での直接観測ではない。

2005年4月ヨーロッパ南天天文台で、おおかみ座にあるおおかみ座GQ星 (GQ Lupi) という恒星にある惑星候補天体の撮影に成功した。この惑星候補天体の質量は木星の1倍から42倍と見積もられており、褐色矮星の可能性もある。したがってこの観測も、現時点では惑星の直接観測とはいえない。

2007年5月、スピッツァー宇宙望遠鏡によってこぎつね座にあるHD 189733の惑星 (HD 189733 b) の表面の温度分布図が作成された。これは直接観測ではないが、系外惑星の表面の場所による状態の違いを初めて検出したものである。

2008年9月15日ハワイジェミニ天文台より、太陽系から500光年離れたさそり座近辺の恒星1RXS J160929.1-210524にある惑星の撮影に成功したと発表があった。別の目的で撮影した物に偶然、惑星が写っていた。撮影できた詳しい要因は現在調査中だが、まだ誕生して間もない恒星と惑星のため、惑星の表面温度が高く発光している点と、距離が大きくはなれている事(約330AU)が要因として考えられている。

さらに同年11月にはハッブル宇宙望遠鏡みなみのうお座1等星フォーマルハウトで惑星の可視光撮影に成功と発表された。過去に撮影された画像を比較することで宙域を移動する光点がみつかり、軌道計算の結果、フォーマルハウトの周囲を公転する天体(フォーマルハウトb)と確認された。また恒星を取り巻くダストリングの分布などから天体の最高質量が木星の3倍以下であることも判明し、史上初めて名実ともに直接観測で確認された太陽系外惑星となった。 この惑星は主星から115AUの遠距離を872年かけて公転している。また惑星の反射が距離やフォーマルハウトの光度と比較して明るすぎるため、土星のような巨大なによって光が拡散していると推定されている。

以後、次々と直接観測の報告がされるようになった。

2008年に発見されたHR 8799の3つの惑星の一つは、2002年すばる望遠鏡で撮影されていたことが2009年に判明した。日本の望遠鏡で太陽系外惑星を直接観測したのはこれが初めてである。

位置天文学法[編集]

伴星の公転によって主星がふらつく様子。

位置天文学 (strometry) 法は、木星のような巨大な惑星によって恒星がふらつく様子を位置天文学的手法により精密観測し、それによって惑星の存在を確かめる方法である。連星の不可視伴星の発見に用いられるのと同じ手法である。1943年以降の初期の系外惑星探査に用いられたが、当時はまだ観測精度が低かったため、大きな成果をあげることはなかった。

2009年、太陽系から約20光年の距離にあるわし座の恒星「VB 10」に、位置天文学法によって初めての系外惑星が発見された。Pravdoらはパロマー山天文台の5mヘール望遠鏡で、12年間にわたり30個の恒星を断続的に観測し続けた。発見された惑星は木星質量の6倍もある巨大なガス惑星で、「VB 10b」と名付けられた。主星であるVB 10は太陽質量の12分の1ほどしかないM型赤色矮星で、VB 10bとの質量比は15倍ほどしかない。しかしながら、直径についてはほとんど同じだと考えられている[10]

ドップラー法[編集]

ドップラー法は、視線速度法とも呼ばれ、惑星によって恒星が視線方向にふらついた時に起こるドップラー効果によるスペクトル変化を調べることで系外惑星を探す方法である。基本的には分光連星を発見する手法と同じものである。ベレロフォン (51 Pegasi b) をはじめ、多くの惑星がこの方法によって発見されており、2009年の時点で、もっとも多くの系外惑星の検出に使用された観測方法である。

恒星のふらつきを捉える点では位置天文学法と同じだが、恒星の位置ではなく速度の変化を計測する点が異なる。このため惑星が恒星の近くを周回しているほど見つけやすいという特徴がある。また、恒星のふらつきのうち視線方向の成分のみを観測するため、惑星の下限質量しか分からないという特有の問題がある。惑星の真の質量を知るには他の観測方法や力学シミュレーションと組み合わせる必要がある。

トランジット法[編集]

食検出法の原理

トランジット法は食検出法とも呼ばれ、惑星が恒星の前を横切る時の明るさの変化によって惑星を探す方法である。星食食変光星の観測と同じ原理である。地球から見て惑星が恒星面を通過する割合はあまり大きくないため、実在する惑星に対しこの方法によって発見できる惑星の割合は小さいものの、比較的安価な機材でも観測可能であり、アマチュアにも手が届くという利点がある。

ドップラー偏移法など、他の手段で発見された惑星をトランジット法で確認するということも行われている。恒星のふらつきを捉える方法では、惑星の公転面と視線方向のなす角度が分からないため、質量は考えうる最小の値しか求めることができない。しかし恒星面通過が観測された惑星は視線方向とのなす角が分かるため、惑星の質量を厳密に求めることができる。また異なる手段で惑星を検出することにより、その惑星の存在がより確かなことになるという意味でも、意義深い。

惑星が恒星面を通過する際に恒星の光の一部が惑星の大気を通過するため、惑星大気の成分を探る方法としても期待されている。実際この方法によりオシリス (HD 209458b) という惑星の大気に酸素炭素が存在していることが確認された。

人工衛星による観測も行なわれている。2006年12月27日欧州宇宙機関は太陽系外惑星探査衛星COROTを打ち上げた。食検出法を用いた地球の数倍までの地球型惑星の発見が目的である。

また、アメリカ航空宇宙局も同様の衛星であるケプラー2009年3月6日に打ち上げた。10万個の恒星を観測できる能力があった。2013年に運用終了したが、解析はこれからも続けられる。2017年にはTESSなどの打ち上げが見込まれる。

マイクロレンズ法[編集]

重力レンズ効果とは、遠くの天体から発せられた光が手前にある天体の重力により集められ、実際より明るく見えることである。手前にある天体が惑星を持つ場合と持たない場合では、遠くの天体の光度変化が異なることが理論的に予測されている。この現象を利用して系外惑星を発見することが可能であり、PLANOGLEMOAのチームがOGLE-2005-BLG-390Lbを発見している。

パルサー・タイミング法[編集]

パルサーとは、周期的にパルス状の電磁波を出す天体である。パルスの原因はパルサーの自転によるものと考えられている。パルサーに惑星が存在する場合、パルスに周期的なズレが観測される。このズレから惑星を間接的に観測する方法がパルサー・タイミング法である。公式な記録上、最初に発見された系外惑星であるPSR B1257+12の惑星系などは、この方法で発見された。

命名[編集]

太陽系外惑星への命名は慣習的になされているが、国際天文学連合 (IAU) により公式に認められた方法はない。

系外惑星への命名法は、連星系への命名法を修正して使われているので、まずこれを簡単に説明する。これは従来からの慣習だったが、Washington Multiplicity Catalog (WMC) が整理し、IAUに暫定的に認可された[11]

  1. 恒星の名のあとに、主星はAをつけ、伴星は順に(発見順、同時発見は明るい順)、B・C …… をつけて区別する。何も付けない場合、それは連星系全体を表す。
  2. A(BやCでも同様)自体が連星だった場合、Aa・Ab・Ac …… をつけて区別する。
  3. Aa自体が連星だった場合、Aa1・Aa2・Aa3 …… をつけて区別する。

ここで、たとえば3連星を A・B・C とするか Aa・Ab・B とするかは、軌道の大きさや発見の経緯で変わるが、明確な基準はない。歴史的には、実視連星には大文字が、分光連星には小文字が使われてきた[11]

単一星の惑星[編集]

単一星(連星系でない恒星)に惑星が発見された場合、主星の名の後に b・c …… をつけて区別する。これらは、もし仮に伴星だった場合、B・C …… を付けることに対応している。

主星にはAを付けることもできるが[11]、実際にそうすることはほとんどなく、何もつけないのが普通である。

主星の名前は、通常使われるものならば何でもよく、固有名、バイエル符号アルゲランダー記法フラムスティード番号ヘンリー・ドレイパー星表などが使われる。主星に名前がない場合は、ケプラー4のように新たに命名される。

例外的に、初めて発見された系外惑星系 PSR B1257+12 の惑星には A・B …… が使われている。かつては 1・2 …… や a・b …… も使われた[11]

連星の惑星[編集]

連星系の1つの恒星の近傍を公転する場合、たとえば、AとBからなる連星系の中でBを公転する場合を考える。これは伴星なら Bb・Bc …… となるケースである。

この場合、伴星の場合と同様に Bb・Bc …… とする。たとえば、はくちょう座16番星Bを公転する惑星ははくちょう座16番星Bbである。これは、主星の名に b・c …… がつく単一星の命名法とも一貫性がある。

ただしこの代わりに、単に(Bを付けずに)b・c …… とすることがある。たとえば、うしかい座タウ星b。同じ星系に恒星Bと惑星bがあることに注意。

周連星惑星[編集]

連星系の外側を回る場合、たとえば連星系がAとBからなっていて、それらの軌道の外側を回る場合を考える。これは伴星ならばC・D …… とする場合である。

周連星惑星自体の発見が少ないこともあり、統一的な命名法は確立しておらず、いくつかの命名法が並立している。

固有名[編集]

いくつかの惑星には固有名が与えられている。たとえば、ベレロフォン = ペガスス座51番星b。ただし、太陽系外の天体(系外惑星に限らず)の固有名を承認するIAUの制度はない。

関連文献[編集]

  • 井田茂『系外惑星』
  • 井田茂『異形の惑星―系外惑星形成理論から』NHKブックス
  • 井田茂『系外惑星 宇宙と生命のナゾを解く』
  • 井田茂・佐藤文衛田村元秀須藤靖『宇宙は地球であふれている 見えてきた系外惑星の素顔』

関連項目[編集]

外部リンク[編集]

脚注[編集]

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