系外惑星「遠い世界の物語」その３～複数惑星系KOI-94から紐解く惑星の軌道進化〜／平野133

系外惑星「遠い世界の物語」その3～複数惑星系KOI-94から紐解く惑星の軌道進化～
平野 照幸

1

（要旨）中心星近傍を公転する巨大惑星の起源を議論する上で，惑星軌道の傾き（軌道傾斜角）は重要な情報となる．巨大惑星を中心星近傍に移動させるプロセスは様々であるが，プロセスごとに異なる惑星の軌道傾斜角を予言するためである．本稿では，KOI-94（Kepler-89 とも呼ばれる）という複数のトランジット惑星を持つ系に着目し，ロシター効果と呼ばれる現象を使って惑星の軌道傾斜角を制限する手法を紹介する．
KOI-94 に注目した過程で偶然発見した惑星同士の食についても触れ，その解析とロシター効果の観測を組み合わせる事で KOI-94 系では太陽系同様に複数の惑星がほぼ同じ面内を公転し，さらにその公転面は中心星の自転軸にほぼ直交している事を示す．最後に，KOI-94 を含む惑星系の軌道傾斜角の最新の観測から見えて来た惑星系の進化への示唆を述べる．

落としてくるメカニズムが必要となった．現在ではこ

1. はじめにの惑星移動として以下のような重要なモデルが提唱さ

1.1

れている．

短周期巨大惑星の起源（a）タイプ I, II 惑星移動

原始惑星円盤内で形成され太陽系外惑星が最初に見つかってからすでに 20 年

つつある惑星が，円盤との重力相互作用で角運動近くが経過し，現在ではより小さな惑星，より長周期量の交換が起き徐々に内側に移動する場合がある．

の惑星を見つけようというプロジェクトが精力的に進

特に木星サイズの巨大惑星の場合惑星周辺のガス

められている．また惑星の発見そのものに加えて，見は惑星に降着して円盤内にギャップを作るので，つかった惑星をいかに特徴付けるかや，さらにその特ギャップを保ったまま円盤の散逸と共に惑星が内徴から惑星系の起源を探る議論も活発である．

側に移動する（タイプ II 惑星移動）[2]．

最初に見つかった太陽型星周りの系外惑星であるペ（b）スリングショットモデル

複数の巨大惑星が円盤

ガスス座 51 番星を含め多くの巨大惑星は中心星近傍内で形成された場合，円盤が散逸したあとも惑星を公転しており，太陽系とは全く異なる姿をしていた．

同士の重力によって惑星軌道が大きく変化する事

これはもちろん周期の短い巨大惑星（ホットジュピタがあり，最終的に軌道交差を経験して一部の惑星

ー，ホットネプチューンなどと呼ばれる）の方が見つが散乱されたり，軌道離心率が大きくなったりす

かりやすいという観測バイアスによるところが大きい

る．離心率が極端に大きくなると惑星の近星点がが，そもそもそういった惑星系がどのようにして形成中心星に近づくため（∼ 0.05AU），今度は惑星とされたのかが問題となった．一般に巨大惑星は氷など

中心星の潮汐相互作用が働き軌道エネルギーの散1

逸が起こる．このプロセスは惑星の近星点距離を領域でしか形成されないと信じられており，短周期巨ほぼ保ったまま進行するため，最終的に円軌道の大惑星を説明するには何らかの方法で惑星を内側まで

短周期惑星が形成される（スリングショットモデ

の固体材料が豊富に存在する中心星から十分離れた

1. 東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻
hirano@geo.titech.ac.jp■2014遊星人Vol23-2.indd

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ル）[3, 4]．
1. 太陽型星だと一般に中心星から数AU以上．

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 2, 2014




星の自転軸のなす角度とする．なぜ軌道傾斜角が惑星の進化過程を調べる上で重要かと言うと，上で述べた（a）（c）のプロセスが軌道傾斜角の分布に対して異なる予言をするためである．例えば（a）のタイプ I または II 惑星移動では，基本的に惑星軌道面は保たれたま
ま静かに内側に移動してくるので観測される惑星軌道
面は形成当初の円盤面を反映している可能性が高い．
一方（b）や（c）のシナリオでは惑星の散乱や古在効果

によって惑星軌道面が大きく変化する場合が多く，結

果として観測される惑星公転軸は円盤の角運動量の向きを反映する中心星自転軸と揃っていないという事が予想される．つまり惑星の軌道傾斜角を調べる事で惑
図1： ロシター効果の概念図．左半分がλ=0°，右半分がλ=50°の場合の視線速度変動を表す．

星の進化の歴史を紐解く事が出来るのである．
本稿では，このように惑星系の起源や進化を論じる上で重要な情報となる惑星の軌道傾斜角の測定法につ







いて具体的な観測例も交えて紹介し，これまでの観測から見えてきた惑星系の進化への示唆を述べる．

1.2

惑星の軌道傾斜角測定

軌道傾斜角の測定にはこれまで様々な手法が考案さ
図2： 角λの定義．

れており，（1）トランジット惑星系のロシター・マク
ローリン効果（以下，単にロシター効果）[6, 7, 8, 9, 10]，（2）惑星による黒点前通過 [11]，（3）星震学 [12]，（4）射影自転速度測定 [13]，（5）恒星面の重力減光 [14]，を用いるものなどがある．ここでは以下で説明する（1）ロ（c）古在移動ある惑星系の近くに伴星などの大質量天体があると，円盤が散逸した後も伴星からの永シター効果について注目し，実際の観測結果と合わせて紹介をする．

年摂動が作用し，惑星の軌道が変化する事がある

一般に恒星は自転しており，我々の視線方向に相対（古在効果）．古在効果は特に最初の惑星軌道面と的に近づく側と遠ざかる側が存在する
（図 1）
．トラン

伴星の公転面がずれている場合に起こり，惑星のジット惑星系ではこの恒星面の一部分が遮蔽される事

軌道離心率や軌道傾斜角を振動させる．軌道離心によって減光が起こるが，その際恒星の視線方向の速率が極端に大きくなると上記（b）と同様に中心星度（以下単に視線速度）を測定すると恒星面上で惑星がと惑星の潮汐力が作用し，最終的に円軌道の短周隠している場所に応じて見かけ上視線速度が変化する．

期惑星となる [5]．

すなわち，惑星が恒星面の近づく側の半分（図 1 の恒上記プロセスはいずれも物理的にはもっともらしい

星図の左側）を隠している時は恒星の視線速度は遠ざが，数多く見つかっている短周期巨大惑星の形成にどかって観測され，逆に遠ざかる側（図 1 の恒星図の右のプロセスが支配的に関わっているのかは自明ではな側）を隠している時は恒星の視線速度は見かけ上近づい．筆者らは上で述べたような巨大惑星の起源・進化

いて観測される．この現象はロシター効果と呼ばれての歴史を観測的に制限する事を目的として，以前からおり，連星系やトランジット惑星系など天体同士が食惑星の軌道傾斜角に着目して来た．通常軌道傾斜角とを起こす系では普遍的に見られる現象である．ロシタ

はある基準面の法線と惑星軌道の角運動量ベクトルのー効果の観測からは図 1 に示したように，恒星の自転向きのなす角であるが，ここでは惑星の公転軸と中心軸と惑星の公転軸のなす関係を調べる事が出来る．こ■2014遊星人Vol23-2.indd134

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こでは惑星の軌道傾斜を表すパラメータとして，恒星自転軸と惑星公転軸が天球面上でなす角度λを用い

2.1

135

複数惑星系における軌道傾斜角測定ている（図 2）．例えば図 1 の左半分のようにλ = 0°で系外惑星に対するロシター効果の観測は，最初のト

惑星がトランジットを起こすと，トランジット中の視ランジット惑星である HD 209458b を筆頭にこれまで

線速度の変動はトランジット中央時刻に対して点対称数多くの系で行われており，筆者が KOI-94 系に着目な 形 と な る が， 一 方 で 図 1 の 右 半 分 の よ う に λ =した 2012 年当時すでに観測から解析までがルーチン50°でトランジットが起こると，惑星は恒星面上のほ化されている状況であった．ただしそれまでのロシタ

ぼ遠ざかる側だけを隠す事になるので恒星の視線速度

ー効果の観測は全て，トランジット惑星が一つしか系の変動は大きく非対称なものとなる．この違いを利用にない「単一トランジット惑星系」に対してのみであ

して惑星の軌道傾斜を表すパラメータλを調べる事った．

ができ，短周期巨大惑星の起源を論じる上で重要な情

トランジット惑星が複数存在する惑星系に対してロ
シター効果を測定する事は重要な意義を持つ．一般に，報となる．
ロシター効果の観測はすでに多くのトランジット惑

複数の惑星が同じ恒星をトランジットするというのは星系（> 70）に対して行われているが，観測結果は惑星

それらの惑星の軌道面がよく揃っていなければ極めて軌道の傾きλが必ずしも 0°を示すわけではなく，λ起こりにくく，複数の惑星が同じ軌道面内を公転するが 0°から有意にずれている系が少なからず存在してという事は惑星同士の散乱など，動的なプロセスを経いる [15]．このような惑星の公転軸と恒星自転軸の向ていない事が示唆される．また，それら惑星が共有すきの不一致は，短周期巨大惑星が円盤との相互作用にる軌道面は惑星が形成された当時の原始惑星系円盤のよって徐々に内側に落ちて来たのではなく，惑星同士円盤面を反映していると考えるのが自然である．一方，の散乱や伴星からの摂動によって軌道面が乱され，後恒星の自転角運動量の向きは円盤があった当時の円盤に恒星との潮汐相互作用で短周期惑星となったというの角運動量の向きを反映していると考えられるため，

2．
見方が一般的である（上記（b）または（c）のプロセス）

当然このような複数トランジット惑星系では中心星の一方，λ ≈ 0°となる系に関しては二つの考え方が存

自転軸と複数の惑星の公転軸の向きが互いによく揃っ在し，単に上記（a）のプロセスによって円盤の中を惑ている事が予想される．従ってもし仮に，ロシター効

星が落ちて来たというものと，短周期巨大惑星は（b）

果の観測から少なくとも一つの惑星のλが有意に 0°や（c）のプロセスによって形成されたが（その場合最初からずれているという証拠が得られれば，それは上記

は惑星の軌道面が大きく傾いていた），その後中心星の論法のうちの少なくとも一カ所が成り立たないといとの長期間の潮汐相互作用の結果，再び惑星の軌道とう事を意味する．単一トランジット惑星系に対するこ中心星の自転の角運動量の向きが揃ったというものでれまでのロシター効果の観測結果に対する解釈を確かある．これらをロシター効果の観測だけから厳密に区める上でも，複数トランジット惑星系に対するロシタ

別する事は難しく，伴星の有無や潮汐力の大きさの指ー効果の観測は重要であった．

標となる惑星の質量や軌道長半径などから総合的に評価する他ない．

2. KOI-94系における惑星同士の食の発見とロシター効果の観測

そこで筆者らが着目したのが，ケプラー宇宙望遠鏡に よ っ て ト ラ ン ジ ッ ト が 報 告 さ れ た KOI-94（別 名
Kepler-89）という複数惑星系である．恒星の視線速度測定によるロシター効果の検出には惑星の半径がある程度大きい必要があるが，KOI-94 系は表 1 に示したよ3

ここではロシター効果の観測ターゲットとして

うに 0.83RJ（木星半径）の惑星 KOI-94.01 を含む 4 つのKOI-94 系に着目した経緯と実際に筆者らが行った観

トランジット惑星で構成されており，KOI-94.01 のト測について述べ，その過程で明らかになった惑星同士

ランジットによるロシター効果は検出可能という試算の食という現象についても報告する．
2. ただしまだ論争に完全な決着はついていない．

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135

3. ケプラー望遠鏡によって見つかった惑星候補は，見つかった
順にKOI-??.01, ??.02, · · · といった名称が付けられる（??は系の番号）．

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り，KOI-94.01 のトランジットによるロシター効果は検出可

表 1: KOI-94(Kepler-89) 系の惑星能という試算となった．KOI-94 系が筆者らの特に注意を引

表1：KOI-94（Kepler-89）系の惑星

惑星名称

公転周期 (日)惑星半径 (RJ )KOI-94.01
94.02

22.34
10.42

0.83
0.31

94.03

54.32

0.49

94.04

3.74

0.13

KOI-94 系は惑星の軌道進化を議論する上で極めて重いたのは，複数惑星系でしかも木星型惑星 (KOI-94.01) を要なサンプルであるため，ロシター効果の観測が決ま持つにもかかわらず，そのいずれの惑星も周期が 100 日以
った後にすばる望遠鏡の高コントラスト撮像装置

内の比較的短周期惑星であったという点である．すでに述“HiCIAO”
を使って伴星の有無についても調べられた
べたように，KOI-94.01 のような巨大惑星がスノーライン[17]．これに関連して，筆者らはケプラー望遠鏡の測よりも内側で出来たとは考えにくく，恒星から数 AU のと
光データの解析を行っていたが，その際偶然二つの惑ころで形成され内側に落ちて来たという可能性が高い．さ星（KOI-94.01と 94.03）が同時にトランジットを起こしらに複数の惑星が同じ軌道面内を公転している事を考えるているの（ダブルトランジット）を発見した（図 3）．通となった．KOI-94 系が筆者らの特に注意を引いたのは，常のトランジットだと惑星が恒星面の一部を隠す事でと，KOI-94 系は惑星散乱などによる軌道進化ではなく，むその過程で明らかになった惑星同士の食という現象につい複数惑星系でしかも木星型惑星（KOI-94.01）を持つにても報告する．

もかかわらず，そのいずれの惑星も周期が 100 日以内の比較的短周期惑星であったという点である．すでにのような巨大惑星がスノー
2.1 述べたように，KOI-94.01
複数惑星系における軌道傾斜角測定
ラインよりも内側で出来たとは考えにくく，恒星から“U 字型”の減光が起こるが，図 3 のダブルトランジッ
しろ原始惑星系円盤内を徐々に惑星移動して来たと見るの
トでは
U 字の途中でさらに別の U 字型の減光が起こが自然であろう．ロシター効果の観測によってもし恒星自っている．しかもよくよく拡大してみると，ダブルト
転軸と惑星公転軸が揃っていたら，上記のシナリオが裏付
ランジットの中心付近で逆にわずかながら増光していけられる事となり，これまでの惑星進化の議論を一歩進める様子が見える（図 3 矢印で示したあたり）．このようる事が出来る．
系外惑星に対するロシター効果の観測は，最初のトラン
数 AU のところで形成され内側に落ちて来たという可なトランジット途中の増光は惑星が恒星面上の黒点を
筆者らはこのように興味深い KOI-94 系でのロシター効HD209458bを筆頭にこれまで数多くのジット惑星である
能性が高い．さらに複数の惑星が同じ軌道面内を公転通過した場合などに起こるが，KOI-94 については観果をすばる望遠鏡で観測するため観測提案を準備していた
KOI-94 系は惑星散乱などに系に着目した 2012 年当系で行われており，筆者がしている事を考えると，KOI-94
測された程度の増光を起こすサイズの黒点はケプラー
が，観測可能日を計算したところなんと 2012 年は 8 月 10
時すでに観測から解析までがルーチン化されている状況でよる軌道進化ではなく，むしろ原始惑星系円盤内をの測光データには見られず，増光はそれ以外の要因に
日 (UT) 以外は観測できないという事が判明した．これはあった．ただしそれまでのロシター効果の観測は全て，ト
徐々に惑星移動して来たと見るのが自然であろう．ロ
よって起こった可能性が高い事が分かった．我々は増
KOI-94.01 の公転周期がトランジット惑星としては比較的長シター効果の観測によってもし恒星自転軸と惑星公転光が起こったタイミングと大きさから，これが惑星同
ランジット惑星が一つしか系にない「単一トランジット惑
いというのと，トランジットの継続時間が非常に長い (6 − 7
軸が揃っていたら，上記のシナリオが裏付けられる事
士がトランジット中に重なり合った事（惑星同士の星系」に対してのみであった．
時間)
ために一晩のうちに観測するのが困難である事に起因となり，これまでの惑星進化の議論を一歩進める事が食）による増光であると結論付けた．このような現象
トランジット惑星が複数存在する惑星系に対してロシターしていた 4 ．これほど特定の日付を指定するとなかなかプ
出来る．
は予言こそされていたものの[16]，実際の報告例はこ効果を測定する事は重要な意義を持つ．一般に，複数の惑
ロポーザルを通してもらえない可能性もあったが，それで筆者らはこのように興味深い KOI-94 系でのロシタ
れまでなかった．こうして KOI-94 系は単に巨大惑星星が同じ恒星をトランジットするというのはそれらの惑星も一か八かで提案する運びとなった．結果的に興味深い天ー効果をすばる望遠鏡で観測するため観測提案を準備を持つ複数トランジット惑星系という以上に，惑星同の軌道面がよく揃っていなければ極めて起こりにくく，複体であるというのをレフリーにも認めてもらえ，8 月 10 日
し て い た が， 観 測 可 能 日 を 計 算 し た と こ ろな ん と士の食が初めて見つかった希有な系となった．
数の惑星が同じ軌道面内を公転するという事は惑星同士のを観測夜としてもらえる事になった．
2012 年は 8 月 10 日（UT）以外は観測できないという事
トランジット中の惑星同士の食は単に天体現象とし散乱など，動的なプロセスを経ていない事が示唆される．まが判明した．これは KOI-94.01 の公転周期がトランジて興味深いという以上に，そのライトカーブから食をット惑星としては比較的長いというのと，トランジッ

起こした二つの惑星（今回の場合 KOI-94.01 と 94.03）のた，それら惑星が共有する軌道面は惑星が形成された当時
トの継続時間が非常に長い（6 － 7 時間）ために一晩の

2.2 惑星同士の食軌道面同士のなす角度を制限する事が出来る（後述）．

うちに観測するのが困難である事に起因していた ．

複数の惑星の軌道面同士のなす角は太陽系でこそよく

これほど特定の日付を指定するとなかなかプロポーザ

分かっているが，太陽系外ではほとんど分かっていなか八かで提案する運びとなった．結果的に興味深い天が揃っているのか（あるいはずれているのか）
は惑星のの原始惑星系円盤の円盤面を反映していると考えるのが自然である．一方，恒星の自転角運動量の向きは円盤があっ4た当時の円盤の角運動量の向きを反映していると考えられ

観測夜が無事割り当てられたので，筆者らは 2012 年 7 月

下旬くらいから観測の準備を行っていた．一方 KOI-94 系はるため，当然このような複数トランジット惑星系では中心
ルを通してもらえない可能性もあったが，それでも一い．太陽系のように± 3°程度の範囲内で惑星軌道面
惑星の軌道進化を議論する上で極めて重要なサンプルであ星の自転軸と複数の惑星の公転軸の向きが互いによく揃っるため，ロシター効果の観測が決まった後にすばる望遠鏡ている事が予想される．従ってもし仮に，ロシター効果の体であるというのをレフリーにも認めてもらえ，8 月
形成や進化過程を議論する上で貴重な情報となる．
λ が有意に 0◦ からずれて の高コントラスト撮像装置 “HiCIAO”を使って伴星の有無
観測から少なくとも一つの惑星の10 日を観測夜としてもらえる事になった．
2.3 すばる望遠鏡での観測いるという証拠が得られれば，それは上記の論法のうちの についても調べられた [17]．これに関連して，筆者らはケ2.2 惑星同士の食
プラー望遠鏡の測光データの解析を行っていたが，その際少なくとも一カ所が成り立たないという事を意味する．単 さて，いよいよKOI-94.01 のロシター効果をすばる
偶然二つの惑星 (KOI-94.01 と 94.03) が同時にトランジッ
観測夜が無事割り当てられたので，筆者らは 2012
望遠鏡で観測するために，観測日前日にハワイに向か一トランジット惑星系に対するこれまでのロシター効果の) を発見した (図トを起こしているの (ダブルトランジット
年 7 月下旬くらいから観測の準備を行っていた．一方った．観測は筆者と東大大学院生の増田賢人氏（現
観測結果に対する解釈を確かめる上でも，複数トランジッ
3)．通常のトランジットだと惑星が恒星面の一部を隠す事
ト惑星系に対するロシター効果の観測は重要であった． D1）で参加した．行きの飛行機の中では，ケプラー望

4. 2012年8月10日を逃すと，次の観測可能日まで2年程待つ必要
で “U 字型”の減光が起こるが，図 3 のダブルトランジット
遠鏡の公開データで見られた惑星同士の食から情報を
そこで筆者らが着目したのが，ケプラー宇宙望遠鏡によっがあった．
てトランジットが報告された KOI-94 (別名 Kepler-89) とい では U 字の途中でさらに別の U 字型の減光が起こっていう複数惑星系である．恒星の視線速度測定によるロシター

る．しかもよくよく拡大してみると，ダブルトランジット

効果の検出には惑星の半径がある程度大きい必要があるが， の中心付近で逆にわずかながら増光している様子が見える

KOI-94 系は表 1 に示したように 0.83RJ (木星半径) の惑星 (図 3 矢印で示したあたり)．このようなトランジット途中
KOI-94.01 3 を含む 4 つのトランジット惑星で構成されてお ??.01, ??.02, · · · といった名称が付けられる (??は系の番号)．

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4 2012 年 8 月 10 日を逃すと，次の観測可能日まで 2 年程待つ必要が
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8:48:33

系外惑星「遠い世界の物語」その３～複数惑星系KOI-94から紐解く惑星の軌道進化〜／平野137

   

1.002



1.001



 40

 20

 0

 -20

1
0.999
0.998
0.997

 

0.996





0.995
0.994



0.993

-40

0.992

-4

0.991




-2



0.001
0

0



2

4



図4： すばる望遠鏡で観測されたKOI-94.01のロシター効果．

-0.001
211.2

211.3

211.4

211.5

211.6

211.7

211.8


図3： 2010年1月15日（UT）に起こったKOI-94系での惑星同士の食．

引き出すためにそのライトカーブのモデル化を行ったた（λ ≈ − 6°）．

のを記憶している．すばる望遠鏡のあるマウナケアの観測から戻ってくると，筆者らはロシター効果の解

山頂まで到達した時の天気は晴れ，観測は予定通り開析に加えてケプラーのライトカーブについても解析を始された．ところがしばらく経ち，すばる望遠鏡のお行い，図 3 の惑星同士の食をモデルでフィットしてみ隣にあるケック望遠鏡（口径 10 m）がすばるとほぼ同た．フィッティングでは，通常のトランジット・ライ

じ方角を向いているのに気付いた．その後もずっとケ

トカーブを記述する恒星と惑星の半径比，惑星軌道傾

ックはすばると同じ方角をトレースし続けており，ひ斜角，恒星半径で規格化した惑星の軌道長半径などにょっとしたら同じターゲットを観測しているのではな

加 え て， 天 球 面 上 で 惑 星 同 士 の 軌 道 の な す 角（δ :いかという不安がよぎった．気になってケック望遠鏡

mutual inclination）を自由パラメータとした．定性的のサイトから観測提案者を調べてみると 8 月 10 日の提には，δは惑星同士の食が起こっている継続時間を5

案者が G. W. Marcy 氏 となっており，不安は確信に決める．δが 0°付近の場合は，惑星はほぼ同一方向変わった．すばるとケックではやはり望遠鏡の口径にに移動するため惑星同士の食の継続時間が長い．一方

加えて解析のパイプラインがケックの方が充実しておで惑星同士が互いに逆行している場合はδ ≈ 180°とり，同じロシター効果の観測でも彼らの方が精度が高なり，惑星同士の食は短時間で終わる．4 つのトランい可能性が高かったため，筆者らはすばるの観測結果

ジット惑星を持つ KOI-94 系では当然惑星は全て同じ

6をすぐさま公表する必要が出て来た ．

方向に公転しているものと予想される．実際フィッテ

観測は最後まで順調に進行し，観測中のクイックル

ィングの結果もδ =1.15°± 0.55°となり，惑星同士のックでもまずまずのデータの質であった．下山直後に食を起こした KOI-94.01 と 94.03 の軌道面は太陽系同早速視線速度解析を行ったところ，図 4 のような結果

様に高い精度で一致している事が明らかとなった．

となりロシター効果は予想通り検出された．視線速度
変動のパターンは図 1 の左側のようにトランジット中心に対して対称な形となり，恒星自転軸と惑星公転軸はよく揃っている事が分かっ

3. 解析結果のまとめと複数惑星系の起源への示唆
KOI-94 系に関する解析結果をまとめると図 5 のようになる．すなわち，まず KOI-94.01 のトランジット

5. カリフォルニア大学バークレー校にて系外惑星の研究を行う
研究者．ロシター効果の観測にも関わっている．
6. 最終的に筆者らのグループが先に結果を公表する事が出来た．

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137

中 の ロ シ タ ー 効 果 の 観 測 に よ り 94.01 の 公 転 面 は
KOI-94 の中心星の自転軸にほぼ直交している事が分

2014/06/12

8:48:34

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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 2, 2014

自転軸はこの範囲に存在(2012年8⽉10⽇ すばるでの観測による)って形成されたという考えが一般的である [18, 19]．
ここでいう「孤立」とは，近くに（例えば周期 100 日以内に）他に巨大惑星を持たないという意味である．惑
星同士の散乱によって形成された場合惑星の軌道傾斜角は幅広い分布となるが，惑星と恒星の潮汐相互作用は徐々に軌道公転軸と恒星自転軸を同じ向きに揃える
方向に働く．潮汐力の強さは惑星の質量・軌道長半径

KOI-94.01
-3.0h

-1.5h

-3.0h

-1.5h

+1.5h

+1.5h

+3.0h

+3.0h

や恒星の対流層の大きさに依存しており，それらを考慮すると，孤立した短周期巨大惑星に対するロシター効果の観測結果（λの分布）をある程度説明する事がKOI-94.03

惑星同⼠の⾷(2010年1⽉15⽇)

複数トランジット惑星系KOI-94
図5： KOI-94系に対する観測結果のまとめ．

出来る．
一方，恒星近傍であっても孤立していない巨大惑星
は一般に重力散乱などではなくタイプ I またはタイプ
II 移動などによって内側に移動して来たと考えられる．
特に KOI-94 系の場合全ての惑星の軌道面が高い精度で揃っている事から，形成当時の惑星の配置や軌道面

かり，またケプラーの公開データを用いた惑星同士のを保ったまま徐々に円盤内を移動した可能性が高い．

食の解析から，食を起こした KOI-94.01 と 94.03 の公転

このような惑星は上記の孤立した短周期巨大惑星に比面がほぼ一致している事（δ=1.15°± 0.55°）が明らか

べて，軌道公転周期が比較的長い（P > 5 日），軌道離となった．このように精密に複数惑星系の軌道角運動

心率が小さい（e < 0.1）などの特徴を持つ．つまり，最量が特徴付けられたのはもちろん初めての事である．

近多く見つかって来た「複数トランジット惑星系」はこのような複数惑星系における軌道角運動量と中心孤立した短周期巨大惑星とは全く異なる進化の歴史を

星の自転角運動量の向きの一致は太陽系と酷似してお持っていると言えよう．なお上記 2．については，同り，惑星が原始惑星系円盤内で形成され，円盤の降着

じ複数惑星系でもなぜタイプ I または II 移動を経験しによって恒星も同じ向きの角運動量を獲得したというた系とそうでない系が存在するのかについては，初期

シナリオと合致する．ただ太陽系と大きく異なるのが，条件としての円盤の面密度の違いなど様々な可能性が

KOI-94 系では KOI-94.01 を始め巨大惑星が周期 100 日

指摘されているが，はっきりした結論は得られていな

以下の中心星近傍に位置している点である．これは，い．

先に述べたように KOI-94 系の惑星が原始惑星系円盤
内を円盤と相互作用しながら徐々に内側に移動して来4. 今後の展望

た証拠と考えられる．ここで以下のような疑問が生じた人もあるだろう．

海王星サイズ以上の巨大惑星の起源や進化の歴史は

1．同じ中心星近傍に巨大惑星を持つ系でも，惑星公

徐々にその全貌が明らかになりつつある．一方ケプラ転軸と恒星自転軸が揃っているものといないもの

ー望遠鏡によるトランジット惑星の探査結果は，「スがあるのはなぜか．

ーパーアース」を含むより小さな地球型惑星の方が存

2．太陽系の巨大惑星（特に木星・土星）は惑星移動に在頻度が高い事を示しており，より普遍的に存在する

よって中心星付近まで落ちて来ていないのに，

地球型惑星の起源や進化に対してもこれまでの議論がKOI-94 系のように落ちて来ているものがあるの適用出来るのかは今後の観測において重要なテーマと

はなぜか．

なる．

上記 1．については，諸説あるが現在では「孤立した（isolated）」短周期巨大惑星は，惑星同士の重力散乱（または古在効果）とその後の恒星との潮汐相互作用によ■2014遊星人Vol23-2.indd

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7. Kepler-56系には，周期10.5日，21.4日の二つの巨大惑星が存在する．
8. 原始惑星系円盤自体が伴星からの摂動によって円盤面を変化させた[21]，など．

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一般に小さい惑星に対して視線速度法によって質量ます．また大学院時代の指導教官の須藤靖先生，図 5や軌道離心率を精度よく決定するのは困難であり，まを提供してくれた増田賢人氏にはこの場を借りて御礼たロシター効果などによる軌道の特徴付けも容易では申し上げます．本研究は日本学術振興会からの助成金ない．では完全に無理なのかと言うと，条件さえ揃えをもとに行いました．感謝致します．

ば地球型惑星であっても軌道の特徴付けを行う事は出来る．筆者らはロシター効果が適用出来ないような小参考文献

さい惑星を持つ系に対し，測光から求めた恒星の自転
周期と分光学的に求めた射影自転速度を使って惑星の[1] Hirano, T. et al. 2012b, ApJ 759, L36.

公転軸と恒星の自転軸の関係を制限する方法を考案し，[2] Lin, D. N. C. et al. 1996, Nature 380, 606.

実際にいくつかの系に対して観測を行った [13, 20]．

[3] Nagasawa, M. & Ida, S. 2011, ApJ 742, 72.

ここでは詳細は割愛するが，結果として地球型惑星を[4] Wu, Y. et al. 2007, ApJ 670, 820.

持つような系でも巨大惑星を持つ系同様，惑星公転軸[5] Fabrycky, D. & Tremaine, S. 2007, ApJ 669, 1298.

と中心星自転軸が揃っているもの，揃っていないもの[6] Rossiter, R. A. 1924, ApJ 60, 15.

が両方存在する可能性が高い事が分かった．ただしこ[7] McLaughlin, D. B. 1924, ApJ 60, 22.

の方法はロシター効果の観測に比べ系ごとに軌道傾斜[8] Winn, J. N. et al. 2005, ApJ 631, 1215.

角を制限できる精度が低く，多くのサンプルを使って[9] Ohta, Y. et al. 2005, ApJ 622, 1118.

統計的な議論を行う必要がある．

[10] Narita, N. et al. 2007, PASJ 59, 763.

なお巨大惑星の進化の歴史についても実はまだ分か[11] Sanchis-Ojeda, R. et al. 2012, Nature 487, 449.

ってない部分がある事を強調しておく．例えば，最新[12] Huber, D. et al. 2013, Nature 342, 331.

の 観 測 結 果 に よ る と， 複 数 ト ラ ン ジ ッ ト 惑 星 系[13] Hirano, T. et al., 2012a, ApJ 756, 66.

7

Kepler-56 において星震学を用いた解析から惑星の軌[14] Barnes, J. W. 2009, ApJ 705, 683.

道面と中心星の自転軸がずれている可能性が高い事が[15] Narita, N. et al. 2009, PASJ 61, L35.

報告され [12]，上で述べたルールに当てはまらないケ[16] Ragozzine, D. & Holman, M. J., 2010, arXiv:ースがある事が分かった．実際は Kepler-56 について

1006.3727.

は視線速度の観測から長周期の伴星（か巨大惑星）が外[17] Takahashi, Y. H. et al., 2013, arXiv: 1309.2559.

側にいる事が示唆されており，通常とは異なった進[18] Winn, J. N. et al., 2010, ApJ 718, L145.

8

化 を惑星系が経験したのではないかと提案されてい[19] Albrecht, S. et al., 2012, ApJ 757, 18.

る．今後もこうした惑星軌道を調べる観測を継続する[20] Hirano, T. et al. 2014, ApJ 783, 9.

ことで惑星系の起源・進化の普遍性を紐解く事が出来[21] Lai, D., 2014, arXiv: 1402.1907.

るだろう．

[22] Masuda, K. et al., 2013, ApJ 778, 185.

今回検出された KOI-94 系での惑星同士の食は次回
2026 年 4 月 1 日（UT）に起こると予想される [22]．惑星同士の重力によってそれらの軌道が変化して食が起こらなくなる可能性もあるが，次回の食が観測された場
合その見え方によって惑星の軌道や質量をさらに制限
する事が可能となる．いずれにしろ極めて稀に見る天体ショーとして次回が大いに期待される．

謝 辞
本稿の執筆を勧めて頂き，原稿を注意深く読んでコメントを下さった共同研究者の成田憲保氏に感謝致し■2014遊星人Vol23-2.indd

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