太陽系外惑星について

  

太陽系の惑星地球型惑星木星型惑星、天王星型惑星

 

 

太陽系外惑星

ホット・ジュピター            : ペガスス座51番星b、オシリス、KELT-9b

エキセントリック・プラネット : はくちょう座16番星b、おとめ座70番星 b、HD 80606 b

スーパー・アース            : グリーゼ876d、ケプラー22b、かに座55番星eMOA-2007-BLG-192LbOGLE-2005-BLG-390LbCoRoT-7b

ホット・ネプチューン

海洋惑星

プロキシマ・ケンタウリb

 

自由浮遊惑星

 

 

太陽系の外にも、惑星が、なんと3000個以上も発見されています・・・更に増えるようです。

 

しかも、ハビタブルゾーン内に存在すると考えられる惑星もあるそうです。

プロマbは、

からの距離が、なんと、わずか4光年です。

 

一方、KELT-9bは、

なんと、表面温度が4,000Kを超えるそうです・・・プロキシマbの主星より熱いです。

 

ホット・ジュピターと、エキセントリック・プラネットの発見により、

惑星が移動する可能性もあるようです。

 

ちなみに、木星も、グランド・タックモデルという、

一度火星軌道程度まで太陽に近づき、後に現在の軌道に落ち着いたという説があります。

 

自由浮遊惑星という、形成された恒星系から弾き出され、

銀河を直接公転している天体もあります・・・

これらも星にも、生命が存在する可能性があるようですね。

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太陽系外惑星

太陽系外惑星の種類

惑星系形成理論

 

太陽系の外にある惑星です。

 

多くは恒星の周りを公転しますが、

白色矮星や中性子星(パルサー)、褐色矮星等を回るものも見つかっています。

 

自由浮遊惑星は、別扱いすることが多いです。

 

2549個の星系(パルサー含みます。内581星系に、複数の惑星を含みます)に、

3410個の惑星が発見されています(20165月)。

 

20163月に、1284個の惑星が確定しました。

この内550個は、岩石でできた惑星と推測され、

この中に、ハビタブルゾーン内に存在すると考えられる惑星が、9個存在します。

 

当初は、ホット・ジュピターエキセントリック・プラネットが多く発見されていましたが、

近年は、スーパー・アースの発見が増えています。

地球以下のサイズの惑星も、発見されています。

 

パルサーPSR B1257+12の、最も内側の惑星、

PSR B1257+12aは、2倍程度の質量しかありません。

 

大きい方では、質量が木星10倍もある、超巨大惑星も見つかっています。

 

これより大きな天体としては、褐色矮星がありますが、

質量分布からは、惑星と褐色矮星の間には、明らかな溝があるとされます。

系外惑星

 

太陽系外惑星の種類 

軌道による種類

エキセントリック・プラネット

ハビタブル惑星

逆行惑星

中心の恒星の自転と、逆の方向に公転している惑星。

尚、惑星は通常、恒星の自転と同じ方向に公転しています。

WASP-17bHAT-P-7b等。

 

ちなみに、逆行衛星は、よくみられます。

尚、衛星の場合

   惑星の自転と反対方向に公転する場合は、公転速度が遅くなります。

   そして、粉々になって惑星の環になったり、惑星に衝突したりするようです。

 

主星による種類

周連星惑星

連星の周囲を公転する惑星。

連星の片方の恒星だけを公転する惑星は含めません。

パルサー惑星

恒星ではなく、パルサーの周りを公転する惑星です。

太陽系外衛星

 

軌道と大きさによる種類

ホット・ジュピター

ホット・ネプチューン

ゴルディロックス惑星

 

物理特性による種類

軌道・サイズ等からの推測が主ですが、

分光スペクトルが得られた惑星もあります。

 

候補あり

スーパー・アース

ミニ・ネプチューン

スーパー・アースより大きく、海王星質量よりは小さい惑星です。

パフィー・プラネット (ホット・サターン)

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) の惑星です。

海洋惑星

スーパーイオ

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です。

高温のため、表面が溶岩で覆われていると考えられています。

アイボール・アース

赤色矮星を公転する岩石惑星のうち、

大きさが地球と同程度から数倍程度で、公転軌道がハビタブルゾーンの範囲にある惑星です。

赤色矮星の表面温度が低く、表面積は小さく、放射エネルギーは弱いため、

かなり近い距離にあると考えられています。

そのため、強い潮汐力によって、のように、常に同じ面を赤色矮星に向けていると考えられています。

赤色矮星側は、常に昼で、液体の状態で存在し、

反対側は、常に夜で、水は氷結していると考えられています・・・大気がある場合は、どうでしょう?

離れた位置から惑星を見ると、最も赤色矮星に近い表面は、

氷が溶けて目玉のように見えると想像されているため、アイボール・アースと名付けられました。

候補星は、プロキシマ・ケンタウリbウォルフ1061 cグリーゼ581g等。

炭素惑星

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です。

候補星は、かに座55番星e

 

候補なし

クトニア惑星

かつて、ガス惑星(ホット・ジュピター等)でしたが、

コア以外の揮発性物質の層 (主に水素ヘリウム) が、主星の熱により、吹き飛ばされた惑星です

コア無し惑星

地球型惑星の一種ですが、金属のコアがなく、マントルのみでできている惑星です。

鉄惑星

地球型惑星の異種で、マントルがないか、非常に少ない構造の惑星です。

ヘリウム惑星

ヘリウムが主成分の白色矮星が、重力崩壊を起こした際に形成されると考えられています。

系外惑星

 

惑星系形成理論

ホット・ジュピターと、エキセントリック・プラネットの発見は、

従来の太陽系を対象にした惑星系形成理論を、根本的に見直す契機となりました

 

太陽系の惑星は、水星を除いて、公転軌道が離心率0.1にも満たず、ほぼ真円に近い状態で運動しています。

しかし、太陽系外惑星2/3が、離心率0.2以上の楕円軌道を描いています(2006年時点)。

 

恒星系の成立については、

まず、原始恒星を取り巻く円盤のガスや微粒子が集積して、微惑星を形成し、

次第に、恒星を取り巻く、幾つかの惑星系ができあがっていくという、

いわゆる「京都モデル」が考えられています。

 

このモデルでは、木星のような巨大ガス惑星は、恒星の近くでは生まれにくいとされますが、

ホット・ジュピターは、ほとんどが恒星の至近距離に存在しています。

 

そのため、この説によると、巨大惑星は、元々円盤の比較的外側の領域で形成されたものでしたが、

後に、何らかの原因で、本来の軌道から外れ、内側に移行したと考えられています。

 

移行の過程を説明する、

有力なモデルの一つは、惑星落下モデルです。

 

形成された巨大惑星が、残存していた円盤物質の抵抗による減速、

または、円盤自体が、恒星の重力によって収縮するのに巻き込まれて、

次第に恒星に近づいていったとするものです。

 

しかし、惑星が簡単に落下するものであれば、

すべての惑星が恒星に落ち込んで、惑星系は、ほとんど存在しなくなるのではないか、という異論もあります。

 

そのため、                                                                                                                      

惑星が出来ては落下することが繰り返された末、円盤が消失する直前に形成された惑星だけが残ったとする説、

太陽系では、円盤が希薄で早い時期に喪失したため、

木星や土星等は、円盤の収縮に巻き込まれることなく、現在の安定した軌道に落ち着いた、とする説等があります。

 

もう一つの有力なモデルは、

ジャンピング・ジュピターモデルです。

他の巨大惑星との摂動によって、細長い楕円軌道で恒星に近づく、エキセントリック・プラネットになり、

最近点を通過するたびに、主星からの潮汐力により、公転にブレーキをかけられることで、

次第に離心率が小さくなって、円軌道のホット・ジュピターになっていくとするものです。

しかし、対になるはずの、外側のエキセントリック・プラネットがなく、

ホット・ジュピターのみが見つかっている場合には、適用できないようです。

 

主星の近くを公転するホット・ジュピターは、エキセントリック・プラネットの軌道が変化したもの、という説があります。

エキセントリック・プラネットが、近点で恒星に0.05AU程度まで接近するような、細長い楕円軌道を持つ場合、

主星からの潮汐力により、近点付近で公転にブレーキがかかります

その結果、近点距離を維持したまま、遠点距離のみが次第に小さくなり、

最終的に、半径の小さい円軌道に落ち着くというものです。

 

このモデルの問題点として、

潮汐力は距離が離れると、急速に弱まる(距離の三乗に反比例)ので、

十分なブレーキを得るためには、主星に近づく軌道を取り続けなければならないことがあります。

 

ホット・ジュピターに遷移しつつある天体の外側に、別の巨大惑星が存在すると、

その重力によって、内側の惑星の近点距離が変化し、主星から離れ過ぎた場合は、潮汐力はほとんど効かなくなります。

 

また、主星からやや離れた位置0.1AU以上)にも、ホット・ジュピターが発見されていますが、

これらを説明するには、別のモデルが必要です。

 

ジャンピング・ジュピターモデルの、

コンピュータ・シミュレーションよる軌道進化の計算例

 

当初、惑星の公転軌道は、ほぼ真円に近い状態で誕生します。

 

巨大ガス惑星が3個以上存在した場合には、

ある程度時間が経過すると、軌道の歪みが発生します。

うち1個の惑星は、系外に放り出され

残った2個の惑星も、非常に離心率の大きな軌道になります。

これは、3個の惑星間で公転中、互いにやりとりするエネルギーが、特定の惑星に集中してしまうことに起因します。

 

この現象は、ある一定の期間を超えると発生します。

 

巨大ガス惑星が2個以下の場合は、

「一定の期間」が、標準的な恒星の寿命よりはるかに長く、事実上、円軌道のまま安定します。

よって、太陽系(木星と土星のみ)は、半永久的に、各惑星がほぼ円軌道のまま、という計算結果もあります。

 

一方、巨大ガス惑星が3個以上存在すると、

「一定の期間」は、惑星の質量や軌道間隔に大きく左右されます。

大質量の惑星が、狭い軌道間隔を取っている場合は、

その期間は、恒星の寿命より短くなり、惑星系が形成されてしばらくすると、軌道交差が発生します。

 

その他の説として、

巨大惑星と、原始惑星系円盤との相互作用によって、離心率が上昇する可能性もあるようです。

ただし、このメカニズムでは、離心率が0.4を超えるようなエキセントリック・プラネットを説明することは困難です。

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ホット・ジュピター 惑星系形成理論 エキセントリック・プラネット

太陽系外惑星の一つで、

木星ほどの質量(地球318倍)を持ちながら、

主星の恒星から、わずか0.015 AU(天文単位)から0.5 AUしか離れておらず、

表面温度が、非常に高温であるものです(熱い木星)。   →ホット・ネプチューン

 

ペガスス座51番星b

最初に発見された系外惑星で、

木星の半分の質量を持った巨大惑星です。

中心の太陽に似た恒星から、0.05AUしか離れておらず(水星の1/8)、4日で公転しています。

 

オシリス

初めて恒星面通過大気の存在が観測された系外惑星です。

大気の流出も観測されています。

大気下層部には、ナトリウム、上層部には水素、炭素、酸素が含まれており、

ちり・砂にまみれた雲が大気を覆っているようです。

表面温度、約1,200℃。

メタン二酸化炭素も含んでいます。

 

KELT-9b

昼側の表面温度が4,000Kを超えK4型の恒星に匹敵する系外惑星です。

木星の2.88倍の質量と、1.89倍の半径を持つ、巨大ガス惑星です。

主星からの激しい放射が、惑星の大気を膨らませているとされ、大気には、分子が含まれません。

公転周期は1.5日で、主星の自転軸に対し、垂直に公転しています。

主星は、白色のスペクトル型A0、または、A型とB型の境界線上の恒星とされ、

これらの主星を公転する惑星は稀です。

その他の極端な太陽系外惑星

等があります。

 

ホット・ジュピターの主星は、

F型主系列星、G型主系列星であることが多く、

K型主系列星は少ないです。

赤色矮星は、極めて稀です。

 

定義ともいえる特徴は、

質量が大きく、短期間で公転していることです。

質量は0.36-11.8MJ

公転周期は1.3-111日に渡ります。

 

尚、質量が13.6MJ以上の褐色矮星になる事はないとされます。

 

ほとんどのホット・ジュピターは、軌道離心率が小さく、軌道が真円に近いです。

主星からの摂動、または潮汐力によって、軌道が真円になっていると考えられています。

 

密度は、異常に低いことが多いです。

最も低密度の惑星はTrES-4 の、0.222g/cm3です。

 

ホット・ジュピターの半径が、質量の割に大きい理由として、

主星に近いため、大量の熱を浴び、外側の大気層が内部から膨張しているため、という説があります。

 

軌道

典型的なホット・ジュピターは、中心の恒星から、わずか0.05天文単位( AU ) しか離れていません。

 

中心の恒星が太陽と同じ明るさを持つとすると、

この軌道を周回する惑星が、単位面積あたり、恒星から受け取る光のエネルギーの量は、

地球の数百倍にもなります。

そのため、惑星表面は、摂氏数百度を超える高温となっています。

 

ちなみに、木星土星は、太陽から数〜数十AUも離れているため、表面温度は零下百数十度です。

 

尚、惑星の居住可能性を論じる場合において、

木星のような、ハビタブルゾーンの外側を回る木星型惑星を、

グッド・ジュピター」と呼ぶことがあります。

 

ただし、ここで「グッド」とは、

巨大な重力で、太陽系外縁方向から飛来する彗星等を捕らえて、

内惑星に影響を及ぼしにくくするという意味も含まれています。

 

20世紀〜21世紀の、わずか17年間にも、

シューメーカー・レヴィ第9彗星等が、木星に捕らえられるのが観測されています。

 

大気

ホット・ジュピターは、ガス惑星であり、いわゆる大気で覆われています。

 

恒星に極めて近い軌道を持つため、潮汐力によって、自転と公転が同期し、

地球の周りを回る月と同じように、常に同じ面を恒星に向けています。

そのため、一方の半球面が、常に恒星光で熱せられ、

温度差によって、常に影の半球面に向かって、数百℃を超える熱風が吹いていると予想されています。

 

また、恒星から、強力な宇宙線が、大気に降り注いでいるため、常にオーロラが見えているとされています。

トッ

 

 

エキセントリック・プラネット 惑星系形成理論 ホット・ジュピター

軌道離心率の大きなタイプ( 0.1以上 )の、太陽系外惑星です。

 

質量が木星程度のものは、エキセントリック・ジュピターともいいます。

 

離心率の大きい彗星のような楕円軌道を描き、

灼熱期と極寒期を繰り返す、巨大惑星です。

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スーパー・アース巨大地球型惑星

太陽系外惑星のうち、

地球の数倍から 10倍程度の質量を持ち、

かつ、主成分が岩石や金属等の固体成分と推定された惑星です。

 

地球の数倍程度の惑星は、

気体の水素ヘリウムのような、ガス惑星特有の大気を、長期間引き止めるだけの重力にも乏しく、

表面は、岩石または氷で構成されていると考えられています。

 

スーパー・アースの起源としては、

従来の地球型惑星の形成説だけでなく、

ガス惑星の大気が中心星からの放射によって、はぎ取られたという説等があります。

 

また、太陽の数分の1以下の低質量恒星である、赤色矮星での発見が相次いでいます。

 

惑星の構成物質に氷が多く含まれ、かつ、中心星に近い場合は、

海洋惑星となる可能性も指摘されています(井田氏)。

 

銀河系内のスーパー・アースは、数百億個

地球から30光年以内のものは、100と推計されています(欧州南天天文台( ESO )。

 

主なスーパー・アース

かに座55番星e

半径は地球の約2倍、質量は地球の約8倍。

初めは、ガス惑星として誕生し、

その後恒星に近づいた事から、恒星のコロナ質量放出の影響を受けて、ガス成分を失ったと推定されています。

高圧で固まっていた氷から、温度上昇で、超臨界流体として、高温高圧のが生じたと考えられています。

 

ケプラー22b

トランジット法により発見。

太陽と同じG型主系列星系で、ハビタブルゾーンを公転すると発表された、初の惑星。

 

グリーゼ876d

 

グリーゼ581星系

赤色矮星と、4個の低質量惑星から構成されます。

惑星bは、海王星クラス。

グリーゼ581c

下限値が地球の5倍で、第3惑星。

グリーゼ581d? 実在に疑問が持たれています

グリーゼ581e

下限値が地球の1.9倍と、ドップラーシフトによる観測ではこれまでで最小質量。

高温な第1惑星。

 

OGLE-2005-BLG-390Lb

地球の5倍。

重力レンズ観測法で発見。

2天文単位の距離を公転します。

 

MOA-2007-BLG-192Lb

地球の1.4で、これまでの系外惑星では質量が最小。

重力レンズ観測法で発見。

主星が褐色矮星。

 

CoRoT-7b

直径が地球の1.7倍、質量は4.9倍、密度が地球とほぼ同じ、岩石惑星です。

火山活動が活発になっていて、

スーパーイオクトニア惑星である可能性もあります。

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ホット・ネプチューン ホット・ジュピター

軌道長半径0.1天文単位以下と、恒星に非常に近い軌道を持ち、

20地球質量以下の質量の、天王星海王星程度の太陽系外惑星です。

 

尚、海王星の質量は、地球の17です。

 

最初に発見されたホット・ネプチューンは、さいだん座μ星cです。

 

グリーゼ876dスーパー・アース

最低質量は、地球のわずか5.97.3倍であるため、

岩石が主成分の惑星と推定されます。

主星は赤色矮星で、他に2つの巨大惑星が知られています。

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海洋惑星オーシャン・プラネット) スーパー・アース

全体が、深さ数百kmの厚いの層に覆われた、仮説上の惑星です。

 

惑星系の外側で形成される原始惑星は、岩石の他に、大量のを含んでいます。

これが、内側に移動して、氷が解けることで、海洋惑星となるとされます。

 

太陽系には、海洋惑星は存在しないため、太陽系外惑星の議論の中で使われます。

 

海の深さは、数百kmに達し、

地球の海洋( 平均3.7km )とは、スケールが異なるとされます。

 

海底は、高圧となり、地球上では見られないような高圧相氷が、マントルを構成します。

その温度は、標準的な氷の融点( 0℃ )を上回る可能性があります。

 

また、恒星に近い高温の惑星では、

海洋の表面温度が沸点を上回って、水が超臨界流体となります。

この場合、太陽系のガス惑星と同じように、惑星の、明確な「表面」が存在しなくなります。

 

 

プロキシマ・ケンタウリb (プロキシマb) 

太陽に最も近い恒星である、赤色矮星プロキシマ・ケンタウリの、

ハビタブルゾーンに存在すると考えられている、太陽系外惑星です。

 

地球からの距離は、4.2光年です。

太陽系外惑星の中では、最も太陽系に近い天体です(2016年)。

 

ケンタウリbの生命の可能性は、現在の所不明ですが、

水と大気が存在すれば、生命が生存可能な環境である可能性があるようです。

 

小さな恒星を想定した、円盤モデルに基づくと、

ケンタウリbは、主星から1 AU以内の距離で、1地球質量に匹敵するにも関わらず、

現在の軌道で、最初から形成されたということになります。

 

しかし、これは困難という見方もあり、

ケンタウリbが、別の場所で形成され、なんらかの手段で移動した可能性もあります。

 

半径や質量は、地球より大きいようですが、確定していません。

 

惑星の平衡温度は、234 K (39 °C) です。

 

軌道

ケンタウリbは、主星から軌道長半径0.05 AUの軌道を、11.186日で公転しています。

水星0.39 AU)よりも、はるかに主星に近いです。

主星から受け取る放射流束は、地球が太陽から受ける量の約65%程度です。

大半は、赤外線であり、可視光線は、地球が受ける量のわずか2%です。

しかし、地球の約400倍ものXが降り注いでいます。

 

主星 : プロキシマ・ケンタウリ

M型の赤色矮星です。

2つの大きな恒星と、三重星系を構成しています。

 

ハビタブルゾーンは0.04230.0816 AUです。

 

質量は、太陽質量の0.123 ± 0.006倍、

半径は、太陽半径の0.141 ± 0.007倍。

 

表面温度は、3042 ± 117 Kで、

48.5億年前に誕生したと推定されます。

尚、太陽46億年前に誕生し、表面温度は5778 Kです。

 

83日で自転しており、

光度は、太陽光度の約0.0015倍と、非常に暗いです。

 

金属量 ([Fe/H]) 0.21で、太陽の1.62倍です。

 

磁場の活動により、明るさと高エネルギー放射が、時に急激に増加する、閃光星です。

そのため、大きな太陽嵐を引き起こす危険があります。

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自由浮遊惑星 太陽系外惑星

惑星程度の質量ですが、

それらが形成された恒星系から弾き出され、

恒星や褐色矮星、その他の天体に重力的に束縛されておらず、銀河直接公転している天体です。

 

マイクロレンズ法による観測によると、

銀河系全体の恒星数の2倍(数千億個)は存在すると予想されています。

 

惑星系の形成過程において、

小さな原始惑星が系から弾き出されることがあると考えられています。

 

恒星間空間をただよう惑星は、

親星から離れるにつれて、紫外線は弱まり

水素ヘリウムは、地球程度の天体の重力によっても閉じ込められます。

 

1,000バールの水素大気を持つ、地球質量程度の天体では、

断熱過程の気体の対流が発生します。

核に残る放射性同位体の崩壊による地熱が、地表を水の融点以上に温めることが計算で示され、

液体の水の海を持った惑星が存在することが示唆されています。

 

更に、長い間活発な地質活動を持ち、

生命の誕生に必要な、磁気圏や海底火山を持つ惑星も存在すると考えられています・・・

ちなみに、 ベスタ等、小惑星でも、火山活動が存在したと考えられています・・・

固体惑星に似た組成の小天体のうち、

直径100km以上のものは、内部が融解し得ると考えられています。

 

恒星から離れた後も、衛星を持ち続ける可能性があり、

大きな衛星は、潮汐加熱の源となるようです。

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