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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

「日本惑星科学会2012年度最優秀研究者賞受賞論文」

観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証
成田 憲保

1

2013年9月30日受領，2013年11月3日受理．

（要旨）太陽系外には実に多様な軌道を持った惑星が発見されている．この多様な軌道の惑星の存在を説明するため，太陽系の枠を超えた惑星の形成と移動の理論（以下，軌道進化理論）が提案されている．一方で，それらの理論を実際の観測によって検証しようという試みも行われている．本稿では，特に巨大惑星の軌道
進化理論について，観測的検証の取り組みがどのようにして行われてきたかを筆者の研究を交えて解説し，より低質量の惑星も含めた今後の研究の展望について紹介する．

したい．

1. はじめに1995 年のペザスス座 51 番星 b の発見に始まる太陽
系外惑星の発見により，私たちの世界観は一変した．
太陽系とは全く異なる姿を持つ多様な惑星系が，宇宙には存在することがわかったのである．このことは，

2. 太陽系外惑星の軌道の多様性と軌道進化理論2.1

太陽系の惑星の軌道と太陽系外惑星の軌道

惑星科学においても非常に大きな意味を持つ．これま

太陽系の 8 つの惑星は，どれもほぼきれいな円軌道で太陽系に限られていたその存在を説明するべき惑星を持ち，太陽の自転の向きと同じ向きに公転している．

が，より多様になり飛躍的に増加したのである．

また，太陽系ではスノーライン（主星のまわりで水・

太陽系外惑星の発見は多くの難題を惑星科学者につ二酸化炭素などの揮発性物質が凝固し始める限界の位きつけた一方で，見方を変えれば，太陽系外惑星は太置．ここでは特に水のスノーラインを指す）の内側に陽系も含めた多様な惑星系形成の理論を検証する場を

は岩石を主体とした地球型惑星が存在し，スノーライ

与えてくれたとも言える．この意味で，太陽系外惑星

ンの外側には木星・土星といった巨大惑星が存在しては太陽系という存在をもっと大きな視点から理解するいる．

機会をもたらしてくれたと言えるだろう．

一方，太陽系外ではペザスス座 51 番星 b を始めと2010 年より以前まで，発見された太陽系外惑星のして，公転周期がたった数日程度の主星近傍に存在す

大多数は木星に近い質量・サイズを持つ巨大惑星である灼熱の巨大惑星（ホットジュピター）が数多く発見さった．近年では巨大惑星より小さくて軽い太陽系外惑れている．また，太陽系の惑星はどれもほぼ円軌道で星の発見も相次いでいるが，本稿では巨大惑星の軌道あるのに対して，太陽系外では大きな軌道離心率を持進化に話題を絞って解説する．もちろん，巨大惑星のった惑星（エキセントリックプラネット）
も多数発見さ軌道進化もまだ統一的な理解が得られているわけではれている．

ないが，全体像の解明にはまだ道半ばであることを踏これらの多様な軌道の太陽系外惑星の姿は，私たち

まえた上で，これまでにどんな研究が行われ，どんなの太陽系の常識からすれば奇妙に見える．なぜなら，ことがわかってきたのかと，今後の研究の展望を紹介

太陽系形成を説明した京都モデル [1] では，巨大惑星

1. 国立天文台
norio.narita@nao.ac.jp■2013遊星人Vol22-4_製版.indd242

がそのような高温の場所でその場形成されるとは考えられないし，原始惑星系円盤の中で巨大惑星が最初か

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観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証／成田243

ら大きな軌道離心率を持って形成されることは困難だからである．しかし，ホットジュピターやエキセントリックプラネットは宇宙に少なからず存在しており，
むしろこれらの多様な軌道を持った惑星系の姿が宇宙における真実であると言える．そのため，この惑星軌
道の多様性を生み出す要因をきちんと理解できれば，惑星形成の全体像を理解していくことができるだろう．

図1： 惑星散乱の模式図．

特に，巨大惑星はより小さな惑星の軌道にも大きな影響を与えることから，その軌道がどのような過程を経デルが，以下で紹介する惑星散乱モデルと古在移動モて形成されるのかを理解することは重要である．ホッデルである．

トジュピターやエキセントリックプラネットなどを含

惑星散乱モデルは，コア集積あるいは重力不安定にむ巨大惑星の軌道進化理論はこれまでにいくつか提案

よって惑星系に複数の巨大惑星が形成された場合，円されているが，本稿では話を整理するため，それを 3

盤が晴れ上がった後に惑星同士が軌道不安定を起こし，つに大別して紹介する．

重力的に散乱される状況（図 1，[4,5]）を考えたモデル

2.2

円盤相互作用モデル

である．
このモデルではエキセントリックプラネットが持つ

まず最初は，コア集積モデルによる惑星形成の延長

大きな軌道離心率を説明することができる．さらに，として，惑星と原始惑星系円盤との相互作用を考えた

内側に散乱された惑星が惑星散乱の結果，あるいはそモデル（以下，円盤相互作用モデル）である．円盤相互の後の別の惑星による永年効果によってだいたい 0.1

作用モデルは，惑星が円盤に間隙を空けない場合の天文単位以下の小さな近星点距離を持った場合，主星Type I 移動と，惑星が周囲の円盤ガスを取り込み，からの潮汐力によって軌道が少しずつ円軌道化するた

間隙を空ける場合の Type II 移動などに分けられるが， め，最終的にホットジュピターを作り出すこともでき
特に巨大惑星の場合は後者に対応する．このモデルでる [6]．また，惑星散乱の際には惑星の軌道離心率だは例外的な場合を除いて，惑星は中心星へ向かって落けでなく軌道傾斜角も大きく変化する可能性があり，下する方向に移動する．太陽系はこのモデルの範疇で，このモデルは軌道が大きく傾いた惑星の存在も予言す

惑星の内側への落下がほとんど起きなかった場合に相る．

当すると考えられる．
このモデルが予言する巨大惑星の軌道は，円盤のガ

2.4 古在移動モデル

スとの相互作用によって軌道離心率が減衰するため太古在移動モデルは，太陽系外惑星の軌道進化に古在陽系の巨大惑星のようにほぼ円軌道となり，主星と共機構 [7] の考え方を取り入れたモデルである．古在機に回転する原始惑星系円盤の中で形成されるので，惑

構とは，ある天体を公転する質量の小さな天体の軌道

星の公転軸も主星の自転軸とほぼ揃ったものとなる．

が，外側の別の天体からの摂動を受けて，その近点経

このモデルでは，惑星の落下が主星近傍で止まったと度が 90 度または 270 度のまわりで振動
（秤動）
する現象

考えれば離心率の小さなホットジュピターは説明がでである．この時，内側の天体の軌道離心率も長期的なきる [2]．また，太陽系外惑星の軌道長半径の分布は

cos i）
変動を起こし，角運動量の z 成分
（ GMa
（1 − e ）このモデルの予言ともほぼ一致する [3]．しかし，大を保ったまま時間変化する．ここで G は重力定数，M

きな軌道離心率を持たせることができないため，このは天体の質量，a は軌道長半径，e は軌道離心率，i はモデルだけで全ての巨大惑星の軌道を説明することは

軌道傾斜角である．そのため，軌道傾斜角も軌道離心不可能である．

率と連動して振動することになる．特にこの i が約2.3

惑星散乱モデル

一方で，巨大惑星に大きな軌道離心率を持たせるモ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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2

40 度を超えていると，e と i は大きく変化し，天体の軌道は小さな軌道離心率で大きな軌道傾斜角を持つ状
態と，大きな軌道離心率で小さな軌道傾斜角を持つ状

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3. 軌道進化理論の検証方法
多様な太陽系外惑星の発見後，2010 年より前までに以上のような軌道進化理論が提案されてきた．それでは，これらの理論で考えられているような状況は，
図2： 伴星による巨大惑星への古在機構の模式図．

果たして宇宙で実際に起こっているのだろうか ? 起こっているとしたら，どのモデルのシナリオがどの程度の割合で実現しているのだろうか ? それらを検証して態で連続的に変化する（図 2）．
複数の巨大惑星の存在を仮定する惑星散乱モデルに対して，古在移動モデルは遠方に伴星の存在を仮定している [8,9]．古在移動モデルでは，伴星の軌道が惑星の軌道に対して約 40 度以上傾いていた場合，伴星が惑星に対して古在機構を引き起こし，惑星の軌道離心率と伴星の軌道面に対する惑星の軌道傾斜角が変化すいくためには，それぞれの理論が含んでいる仮定や結果を，実際の観測によって確かめていくことが必要である．
この章では，その検証のために行われてきたいくつかの観測の方法論を紹介する．

3.1

ロシター効果太陽系外惑星が発見されて間もない頃から視線速度る．
このモデルでも，軌道離心率が大きくなって近星点

によって惑星の軌道離心率は測定されてきたが，もう距離が小さくなれば潮汐力によってホットジュピター

ひとつの重要な惑星の軌道要素である軌道傾斜角は長が形成できる．そのため，惑星散乱モデルと同様にエらく測定されてこなかった．なお本稿では，惑星の公

キセントリックプラネットとホットジュピターの形成転軸が主星の自転軸に対してどれくらい傾いているかを説明することができ，さらに軌道が傾いた惑星の存を表す量を軌道傾斜角と呼ぶこととする．一方，太陽在も予言する．

系外惑星の軌道のパラメータとして使われる「軌道傾

ただし，このモデルは伴星の質量や軌道長半径，軌

斜角」という言葉は，地球から見た天球面に対して惑

道の傾きなどが，惑星系の年齢より短いタイムスケー星の軌道がどれだけ傾いているかを表す量で，ここでルで古在機構を起こすことができるという条件を満たの定義とは異なる量なので注意されたい（図 3 を参照）．

さなくてはならない．とはいえ，遠方の伴星の軌道はこの軌道傾斜角（より正確には軌道傾斜角を天球面

主星の自転軸や惑星の公転軸と揃っている必然性はな
いので，伴星が存在してその軌道面が惑星の軌道面に対してランダムに傾いているとすれば，条件が満たされる場合も多い．
また，最初から遠方に伴星がいる場合（伴星による古在移動）だけでなく，惑星散乱によって外側の軌道に散乱された惑星が内側の惑星に古在機構を起こす場
合（散乱された惑星による古在移動 [10]）もあり，3 つ以上の惑星があって最も外側の軌道が傾いていると外側から内側へ順々に古在機構が働くという場合（連続的古在機構 [11]）もある．
本稿ではこのように古在機構が絡んだ移動モデルを
古在移動モデルと総称するが，混乱をさけるため，以下では何による古在移動などと明記する．

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図3： 本稿での惑星の軌道傾斜角の定義（A）と，系外惑星のパラメータとしてよく使われる軌道傾斜角の定義（B）の違い．

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図4： ロシター効果の模式図．

䃚
図5： ロシター効果の観測量であるλの模式図．

上に射影した角度）を測定できるのが，惑星が食を起べる長周期視線速度測定である．

こすようなトランジット惑星系で観測されるロシター

高コントラスト直接撮像は，望遠鏡に地球大気によ効果である．ロシター効果はもともと 1924 年に食連る光の波面の乱れを補正する補償光学と，主星の明る星に対して発見された効果 [12,13] であり，食の最中にい光を低減して主星のまわりにある暗い天体まで観測

恒星のスペクトルの吸収線のうち観測者に対して近づできるようにするコロナグラフといった装置を用いて，く側あるいは遠ざかる側の速度成分が隠されてしまう（高いコントラス主星に対しておよそ 10 倍の明るさため，視線速度の解析を行うと本来の主星の視線速度ト比）の暗い天体を発見・観測する方法である．すばからずれてしまう現象として知られていた．トランジ

る望遠鏡の高コントラスト観測装置 HiCIAO は，主星ット惑星系の場合では，惑星がトランジットをする際から 1 秒角ほど離れたところで 10 程度のコントラスに同様の現象が観測される．結果的に，主星の前を惑トを出すことができるが，これは主星が年老いた太陽星が通り過ぎる時に，近づいてくる側を隠すと主星が型星の場合，そのまわりにある褐色矮星程度の質量の遠ざかって見え，逆に遠ざかっている側を隠すと近づ

天体まで発見できる感度に相当する．つまり，現在のいて見えるという効果となる（図 4 参照）．

装置では惑星系の外縁部にある別の巨大惑星そのもの-6-6

この効果をトランジット惑星系で観測すると，惑星を発見することはできないが，主星から数十天文単位の軌道傾斜角の値によって見かけ上の視線速度の変化

よりも外側に伴星があるかどうかについてははっきりが異なるため，トランジット中の視線速度変化を観測と判別できる．

すれば結果として惑星の軌道傾斜角（図 5 のλ）を測定することができる．

3.3

長周期視線速度測定

ロシター効果で測定できるのは現在の惑星の軌道傾

恒星のまわりを惑星が公転していると，惑星の存在

斜角だが，惑星の公転軸が惑星形成直後は主星の自転によって主星も惑星と同じ公転周期で運動する．例え

軸と揃っていたと考えると，この軌道傾斜角は軌道離ば，公転周期が約 12 年である木星は，約 5 天文単位の心率と同様に惑星の軌道進化の過程を反映している．

ところにあって太陽に振幅約 12 メートル毎秒の視線

3.2

高コントラスト直接撮像

惑星軌道進化の理論のうち，伴星による古在移動モ

速度変動を与えている．そこで恒星の視線速度を長期にわたって測定すれば，周期の長い惑星まで発見することができる．

デルであればその惑星系には伴星が存在するはずであ

現在の世界の望遠鏡に搭載されている視線速度測定

り，惑星散乱モデルや，惑星散乱 + 惑星による古在移装置では，1 メートル毎秒ほどの精度で恒星の視線速動のモデルなどでは，内側だけでなく外側にも別の巨度が測定可能である．惑星がもたらす視線速度の振幅

大惑星が存在するはずである．この理論の仮定を証明

は質量に比例するため，長周期の低質量惑星の発見はできる観測方法が高コントラスト直接撮像と，次で述困難だが，数年以上にわたって視線速度測定を行うこ■2013遊星人Vol22-4_製版.indd245

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013とで，だいたい 10 天文単位より内側の巨大惑星の有を獲得し，可視の高分散分光器 HDS を用いてロシタ

無は現在の観測装置で十分に調べることができる．

ー効果の観測に取り組んだ．しかし，2008 年 3 月まで

このように長周期視線速度測定は，惑星系のかなりに７個のトランジット惑星でロシター効果の観測を行

遠方しか調べられない高コントラスト直接撮像とは相ったものの，軌道が大きく傾いた巨大惑星は発見でき

補的に，惑星系のやや外側にある巨大惑星以上の質量ていなかった．また世界の他のグループでも，2008の天体を発見することができる．

年までに 10 個近くのホットジュピターやエキセントリックプラネットでロシター効果の測定が行われてい4. 観測の取り組みとその結果たが，大きく軌道が傾いた惑星は発見されていなかった．

本章では，2 章で紹介した惑星の軌道進化理論の観

大きな転機となったのは 2008 年に発見された XO-

測的検証を行うことを目標として，3 章で紹介した観

3b というトランジット惑星である [16]．この惑星は公測手法を用いて筆者がどのような研究を行ってきたの転周期が約 3.2 日のホットジュピターである上に，軌かを，世界の他のグループによる取り組みのエピソー

道離心率が 0.26 という比較的大きな値を持つエキセン

ドも交えて紹介する．

トリックプラネットでもあった．そしてロシター効果

4.1

ロシター効果の観測競争

太陽系外のトランジット惑星に対する最初のロシタの観測から，この惑星の天球面上で見た軌道傾斜角が
37 度程度と有意に傾いていることが明らかとなった[17,18,19]．

ー効果の観測結果は 2000 年に発表された [14]．これは大きな軌道傾斜角を持つ巨大惑星が存在することが測光観測による最初のトランジット惑星 HD209458b

明らかになったことにより，世界の観測グループの大の発見 [15] とほぼ同時に行われたもので，軌道傾斜角

きな興味はもっと多くのトランジット惑星でロシターの決定精度は約 20 度とそれほど高くなかったものの，効果を測定し，その軌道傾斜角の分布を統計的に明らHD209458b が太陽系の惑星と同様に主星の自転と同かにすることと，理論的には存在が予言されている主じ向きに順行していることが明らかにされた．

星の自転に逆行して公転する「逆行惑星」の発見に移さらに 2004 年以降，地上のトランジット惑星探索っていった．この逆行惑星という存在は，円盤相互作

グループによって新しいトランジット惑星が発見され用モデルで説明できないという点では大きく傾いてい始めた．筆者を含めていくつかの世界の観測グループて順行している惑星と物理的な意味に大きな差はないが興味を持ったのは，発見された新しいトランジット

が，当時はひとつのマイルストーンとして認識されて惑星たちについてもロシター効果を観測していくこといた．

だった．これは主星の自転軸に対する惑星の公転軸のその中で筆者たちのグループはすばる望遠鏡での観傾きを多数のトランジット惑星で調べることで，その測を続け，8 個目の観測ターゲットとして 2008 年 5 月

軌道傾斜角の分布がどの惑星移動理論の予言とよく一30 日に HAT-P-7b というホットジュピターのロシター

致するかを調べるためである．

効果を観測した．それまでにすばる望遠鏡で観測した

そこで筆者は，新しく発見されてきたトランジット

7 個の観測ターゲットのロシター効果は全て惑星の公

惑星のロシター効果の観測を，すばる望遠鏡の共同利転が主星の自転と揃っている形だったが，この惑星の用観測に提案することを開始した．その頃アメリカや

ロシター効果は図 6 に示すように最初に視線速度が若ヨーロッパの他の研究グループも新しいトランジット

干マイナスになり，後半で少しプラスになるという逆惑星のロシター効果の観測に取り組み始め，2005 年

行を示す形をしていた．

頃から世界でロシター効果の観測競争が行われること
になった．

4.2

逆行惑星の発見まで（の裏側）

筆者らの観測グループは，すばる望遠鏡の観測時間■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

しかし当時，筆者を含めて共同研究グループの中では，これは恒星由来などのノイズによるものかもしれ

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ないという慎重な意見が多く，再観測の結果が出るまで論文化は見送る方針となった．また，その解析結果が出たのが 2009 年前期のすばる望遠鏡の観測提案の2013/12/13

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シ ン ガ ポ ー ル で 開 催 さ れ て い た Asia Oceania
Geosciences Society の会議に参加しており，インター
ネットの回線速度が予想外に遅かったため，同時に投稿したはずではあるもののアップロードに時間がかかってしまった．筆者らの論文の arXiv の番号が Winn氏らの論文より 1 だけ大きい（時間的に遅い）のはこのためである．
以上のようにいろいろ波乱はあったものの，筆者らの 論 文 [20] は 2009 年 8 月 27 日 に，Winn 氏 ら の 論 文
図6： すばる望遠鏡で観測されたHAT-P-7bのロシター効果（[20]の図を改変）．

[21] は 2009 年 8 月 21 日に受理され，どちらも 2009 年
10 月に出版された．一方，イギリスグループの論文[22] は 2009 年 11 月 30 日 に 受 理 さ れ，2010 年 1 月 に 出

締め切りを過ぎた 2008 年 9 月半ばだったこともあり，版された．このように逆行惑星の発見とその発表は，共同研究者の Winn 氏に解析結果を送り，独立な観測

ほぼ同時期に日米欧の 3 つのグループによって行われをしてはどうかと提案した．その結果，Winn 氏らはた（最初の観測と論文投稿は日本，最初の論文受理とハワイ大学時間で 2009 年前期のすばる望遠鏡の観測

出版はアメリカ，最初の arXiv 掲載はイギリスが最も時間を獲得し（ハワイ大学時間は観測提案の締め切り早い）．これが最初の逆行惑星の発見時のエピソードが 10 月 1 日 な の で 間 に 合 っ た ），2009 年 7 月 1 日 にである．

HAT-P-7b のロシター効果の再観測が行われた．
Winn 氏からその観測結果の連絡があったのは，

4.3

その外側には何があるのか?

2009 年 7 月 31 日（金）だった．メールの内容は「この惑

HAT-P-7b などの逆行軌道の発見によって，宇宙に星は逆行しているかもしれない．できれば来週には論は逆行惑星も実在することが明らかとなった．これは文を投稿したい．」というのである．そこで Winn 氏やエキセントリックプラネットの存在と合わせて，惑星

日本の共同研究者との調整の結果，HAT-P-7b のロシ

散乱や古在移動のような軌道進化が宇宙で実際に起きター効果の論文を日本とアメリカのグループで 2 本にていることの強い証拠である．しかし，ロシター効果

分けることとなり，7 月 31 日から論文執筆を開始した．

の観測結果や軌道離心率の情報だけではその惑星が惑

8 月 3 日（月）には Winn 氏からアメリカグループの完成

星散乱で軌道進化してできたのか，古在移動で軌道進形になった初稿が届いて焦りつつも，日本グループも化してできたのかはわからない．軌道進化の仕方をも論文執筆を急ぎ，8 月 5 日（水）には両グループがそれ

っと詳しく判別して，この惑星系がどのようにしてでぞれ論文を投稿することができた．この短時間での論きたのかを明らかにするためには，外側に何があるの

文作成のため，解析やモデル化，英文の校正などをすかを明らかにしなくてはならない．

ぐに行っていただいた共著者の佐藤文衛氏，平野照幸
氏，田村元秀氏には深く感謝したい．

そこで筆者らは HAT-P-7b の軌道進化の仕組みを解明することに取り組んだ．ちょうど筆者らが HAT-P-

しかしこれで無事に世界初の逆行惑星の発見となっ7b の逆行軌道を発表した 2009 年は，すばる望遠鏡にたかというと，実はそうではなく，この後でもうひと

高コントラスト直接撮像装置である HiCIAO が搭載さ

つ波乱があった．Winn 氏らが投稿していた論文が，れ，120 夜に渡る直接撮像観測を行う SEEDS プロジ

イギリスの科学雑誌に不掲載の判断をされ，その翌日

ェクトが始まった年であった．そこでその試験観測のにイギリスのグループが別の逆行惑星 WASP-17b の時間を使わせていただき，2009 年 8 月 6 日に HAT-P-

発見を arXiv に掲載したのである．そこで Winn 氏ら

7b の観測を行うことができた．そこで見つかった伴は別の科学雑誌に論文を再投稿し，筆者と Winn 氏も星の可能性がある候補天体については，同じ固有運動

相談の上，その日のぴったり同じ時刻に arXiv にお互（天球面上での移動）をしているかどうかを確認するたいの論文を投稿することとした．しかし折しも筆者はめ，2012 年にも HiCIAO での再観測を行った．

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いることがわかった（図 7 参照）．このように視線速度の観測と直接撮像の観測によって，ひとつの逆行惑星系の内側から外側まで（巨大惑星以上の質量の天体だ
けではあるが）を明らかにすることができたのは，これが初めてである．
では結局この惑星系がどのようにしてできたかを考えてみよう．まずこの惑星系で初期に 2 つの巨大惑星
が惑星散乱を起こしたかどうかはこれまでの情報では判別できない．しかし，外側の伴星と外側の巨大惑星の軌道のなす角度が最初から，あるいは惑星散乱によって約 40 度を超えて古在機構の条件を満たした場合，それによって傾いた外側の巨大惑星がさらに内側のHAT-P-7b に対して古在移動を引き起こせば，逆行軌
道を生み出すことが可能である．あるいは，惑星散乱でいきなり HAT-P-7b が逆行軌道になった可能性も考
図7： すばる望遠鏡が明らかにしたHAT-P-7のイメージ図（クレジット：国立天文台）．

えられるが，その場合も外側の巨大惑星からの古在機構を受けて現在の軌道を形成・維持したと考えられる．
このように少なくとも HAT-P-7 というひとつの惑星系では，古在移動が惑星軌道進化の重要な形成要因になっていたのではないかと考えられる．

4.4

これまでの観測結果

前節では HAT-P-7 というひとつの惑星系について詳細に述べたが，ここではロシター効果と直接撮像に関する全体的な観測結果について紹介したい．
図 8 は 2013 年 10 月までにロシター効果で測定された巨大惑星の軌道傾斜角の分布のヒストグラムである．
図8： これまでにロシター効果で測定された巨大惑星のλの分布．

これまでにロシター効果の観測は約 60 個の巨大惑星で行われ，その約 3 分の 1 から 2 分の 1 が有意に大きな傾きを持っていることがわかってきた．その中には，また，3 章で紹介したように惑星系の遠方を探査で逆行惑星も 10 個近く発見されており，逆行惑星系もきる直接撮像とは相補的に，惑星系のやや外側の巨大

決して希少な存在ではないことが明らかとなっている．

惑星の存在を調べるには長周期視線速度測定が必要で一方，直接撮像観測についてはまだ SEEDS プロジ

ある．そこで筆者らは HAT-P-7 の視線速度を 2010 年

ェクトの観測が完了していないため暫定的な結果になにも測定し，長周期の変化がないかどうかを調べた．

るが，これまでにわかってきたことを紹介する．まず，

この結果，HiCIAO での直接撮像観測では外側にひエキセントリックプラネットを持つ惑星系は伴星があとつの赤色矮星の伴星が見つかり，長周期視線速度測るものもないものもあり，伴星を持つ確率は太陽系近定では別の巨大惑星の存在が確認された [23]．このこ傍の恒星が伴星を持つ確率とあまり変わらないようでとから，惑星系 HAT-P-7 は約 0.04 天文単位という主ある．そして，伴星がないエキセントリックプラネッ

星のすぐそばに逆行するホットジュピターを持ち，約トが少なからず存在しているということは，惑星散乱

5 天文単位より外側に別の巨大惑星，さらに約 1500 天による軌道進化が多く起こっている可能性が窺える．

文単位の距離に赤色矮星の伴星を持つという姿をして一方で，軌道傾斜角が有意に傾いている惑星系の外■2013遊星人Vol22-4_製版.indd248

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側では伴星候補が多く見つかっている．これはもしかれる gravitational wave ではない）によって惑星とはしたら，軌道が傾いた惑星系では伴星の存在確率が高無関係に自転軸が傾くのではないか [26]，とか，そもいことを示しているのかもしれない．ただし，これら

そも原始惑星系円盤の軸と主星の自転軸は揃っていなの伴星候補は HAT-P-7 で行われたような固有運動のかったのではないか [27]，などである．

確認がまだなされていないので，今後の追観測によっこれらは惑星の軌道傾斜角の分布という新しい観測て本物の伴星かどうか確認していき，それから軌道進の結果が新しい理論的問題を生み出した例で，これら化を議論する必要がある．この SEEDS プロジェクト

はまた観測によって検証する必要がある．具体的には，の観測結果は，今後の論文での発表をご期待いただき

ケプラー宇宙望遠鏡で発見されている複数トランジッ

たい．

ト惑星系で主星の自転軸と複数の惑星の軌道傾斜角の4.5

新しい理論の展開

ロシター効果の観測で測定された軌道傾斜角の分布の考察は，逆に新たな理論的研究の発展を促した．

関係を調べて，もし惑星同士の軌道の傾きはほぼ一緒なのに主星の自転軸だけが傾いているような場合があれば，主星の自転軸がもともと傾いていたのではないかという理論の観測的根拠となるだろう．あるいは，

図 8 を見ると，巨大惑星の軌道傾斜角はほとんど傾

生まれたての星から噴き出すジェットと，その星のまいていない 0 度のあたりに大きなピークがあり，そこ

わりの原始惑星系円盤のなす角度を測定できれば，直から逆行軌道の 180 度までまんべんなく分布している

接的に初期の原始惑星系円盤と主星の自転軸のなす角

ことがわかる．しかし，円盤相互作用だけでは有意に度を調べることができるだろう．

傾いた軌道の惑星は形成できず，惑星散乱や古在移動

このように新しい理論の検証のためにまだやるべきのモデルでは 0 度のまわりにピークはできないため，観測的研究は多く，まだ全容の解明への道のりは長い

まず円盤相互作用，惑星散乱，古在移動の単一のモデ

ものの，惑星の軌道傾斜角の研究は最先端の観測と理ルでは説明ができないことがわかる．これまでの分布論がせめぎあっている場となっている．

からは，特に円盤相互作用と惑星散乱が主な軌道進化の仕方ではないかという指摘がなされている [24]．こ5. その他の取り組みと残された課題の点からすると，伴星と別の巨大惑星が存在して古在移動が起こった可能性が高い HAT-P-7 は例外的な惑星系なのかもしれない．
また，この軌道傾斜角の分布と恒星のさまざまなパ
ラ メ ー タ と の 相 関 を 取 っ て み る と， 主 星 の 温 度 が6250 K より高い場合には有意に傾いていることが多いという指摘もなされた [25]．これは主星表面に対流3 章と 4 章では特に筆者が取り組んできた観測手法
を中心に紹介したが，本章では観測による惑星軌道進化の検証のために行われてきたその他の観測手法や，残されている課題について述べる．

5.1

別の方法論の取り組み層が発達している 6250K より温度が低い恒星では，惑

観測による惑星軌道進化の検証方法としてもうひと星が潮汐力によって主星（の表面）の自転を惑星の公転つ知られているのが，トランジット周期変動の測定でに揃えてしまっているのではないかと仮説が立てられある．これは，トランジット惑星系のまわりに別の惑ている．しかしこの理論では，惑星の Q 値によっては星が存在しなければ基本的にトランジットの周期が一惑星が主星に落下してしまう時間スケールが典型的な定になるのに対し，近く（特に共鳴軌道）に別の惑星が惑星系の年齢（数十億年）より短く，主星の自転軸が揃存在するとトランジットの周期が変動する現象としてう前に惑星が主星に落下してしまうのではないかと言知られている [28,29]．この観測からわかってきたこと

われており，まだ決着が着いていない [25]．

は，ホットジュピター（公転周期が数日以内）のまわり一方で，それ以外にもロシター効果の観測結果を解には別の惑星が存在しないらしいということである．

釈する上でいくつかの理論的な問題提起が行われてき一方，公転周期が 10 日程度以上の巨大惑星になると，た．例えば，恒星内部の重力波（流体力学で出てくる

ケプラー宇宙望遠鏡の観測でトランジット周期変動がgravity wave のことで，一般相対性理論から予言さ発見された例も多く [30]，ホットジュピターとやや公■2013遊星人Vol22-4_製版.indd249

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転周期が長い巨大惑星では軌道進化の仕方が異なる可そのため，今後は低質量惑星の軌道進化理論と観測の能性を示している．特にホットジュピターが円盤相互結果を比較していくことが，惑星軌道進化の研究にお作用で形成されたと考えると外側の共鳴軌道などに別ける重要な課題となると考えられる．

の惑星を伴ってもよいはずなので，この傾向が本当なのかさらに検証が必要だろう．

5.3 より外側の惑星へ

またこの傾向に関連して，まだ統計的に十分に有意

現在のすばる望遠鏡の HiCIAO では，惑星系の外側

ではないものの，金属量の大きな主星の惑星系では大にある伴星は発見することができるが，恒星より質量離心率で近星点が主星に近く，後にホットジュピターの小さな巨大惑星を発見するのは難しい．しかし高コに軌道進化するような巨大惑星が多いという傾向が指ントラスト直接撮像装置の性能が向上すれば，巨大惑

摘されている [31]．これは定性的には，金属量が大き星程度の質量の天体まで発見することが可能になるとな惑星系では巨大惑星が多く形成されるので惑星散乱期待されている．これが実現して惑星系の外側にあるによる軌道進化がより多く起こっていると説明できる．

木星のような巨大惑星まで発見できるようになれば，逆に金属量が小さな惑星系では，やや公転周期が長く

その惑星系の巨大惑星の数や伴星の有無を含めてそのて離心率の小さな巨大惑星が多いことも指摘されてお惑星系の全体像を明らかにすることができる．そうなり，これは巨大惑星が少ない惑星系では円盤相互作用

れば，HAT-P-7 で行われたようにそれぞれの惑星系モデルが起こっていると定性的に説明できる [31]．この軌道進化の仕方を詳細に議論できるようになるだろの傾向はトランジット周期変動の観測結果の示唆ともう．

矛盾しないが，これもまだ統計的に十分有意な水準ではないので，今後検証が進められていくだろう．

5.2 より小さな惑星へ
これまでは巨大惑星を対象とした研究が中心であっ

6. これまでの理解と今後の展望
本稿ではこれまでに行われてきた巨大惑星の軌道進化理論の観測的検証について紹介してきた．

たが，最近ではロシター効果とはまた違った新しい方

これまでの研究によって明らかとなった惑星の軌道法で，より小さな惑星の軌道傾斜角を測定しようとい

傾斜角の分布や伴星の有無，またトランジット周期変う試みもなされている．例えば，（a）主星の黒点を惑

動や主星の金属量との相関などの情報を合わせると，星が隠す現象を連続的に観測することで，惑星の公転

あくまで個人的な印象としては，円盤相互作用モデル

が主星の自転と揃っているかどうかを調べたり [32]，と惑星散乱（それに伴う外側の惑星による古在移動を（b）トランジット惑星（惑星の公転軸は天球面と揃っ含む）が多くの惑星系での軌道進化を占め，伴星を持ている）で主星の自転周期と見かけの自転速度を求め

つ系では伴星による古在移動も少ない割合だが実際にることで，主星の自転軸が天球面から傾いていないか

起こっているというのが現在の印象である．この印象を調べる [33]，といった方法である．これらの方法のが正しいのかどうかを，複数惑星系における軌道傾斜

他に，今後は赤外線による視線速度観測装置が登場す

角の測定，次世代の観測装置による高コントラスト直れば，赤色矮星のまわりのより小さな惑星でも視線速接撮像，より精度の高い長周期の視線速度測定などの度やロシター効果の測定が可能となる．

様々な方法を駆使して検証していくことが必要である．

これらの方法によってより小さな惑星の質量，軌道また，5 章で述べたように今後はさらに小さな惑星

離心率，軌道傾斜角などの分布がどのようになっていや外側の惑星の軌道分布も明らかになっていくと考えるのかを調べていくことは，これまで巨大惑星に対しられる．太陽系外惑星系でも太陽系のように内側からて行われてきたのと同様に，低質量惑星の軌道進化が外側まで，そして低質量惑星から巨大惑星に至るまで

系外惑星系でどのように起こっているのかを知る手がの軌道分布が明らかになってくれば，太陽系のようなかりとなる．巨大惑星だけでなく低質量の惑星の軌道

惑星の分布が宇宙の中でよくあるタイプなのか，希少

進化の仕方も明らかにすることができれば，それは惑なのかを知ることができ，惑星の軌道進化の全体像に星系形成の全体像を理解することにつながるだろう．

迫ることができるだろう．

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観測による巨大惑星の軌道進化理論の検証／成田

251[4] Rasio, F. A. and Ford, E. B., 1996, Science 274, 954.

7. さいごに[5] Marzari, F. and Weidenschilling, S. J., 2002, Icarus
156, 570.

以上で紹介してきたように，太陽系外惑星はこれま[6] Wu, Y. and Lithwick, Y., 2011, ApJ 735, 109.

で太陽系の研究をもとに培われてきた惑星形成・移動[7] Kozai, Y., 1962, AJ 67, 591.

理論を観測的に検証する場を与えてくれた．何度も言[8] Wu, Y. and Murray, N., 2003, ApJ 589, 605.

うようにこの研究はまだ道半ばであるが，今後の太陽[9] Fabrycky, D. and Tremaine, S., 2007, ApJ 669, 1298.

系外惑星系の観測的研究と理論的研究の進展によって，[10] Nagasawa, M. et al., 2008, ApJ 678, 498.

より大きな視点から惑星形成と軌道の進化を理解して[11] Kita, Y. et al., 2010, Astrobiology 10, 733.

いくことができるだろう．

[12] Rossiter, R. A., 1924, ApJ 60, 15.

また，本稿では特に惑星軌道進化の研究に焦点をあ[13] McLaughlin, D. B., 1924, ApJ 60, 22.

ててきたが，同じようにこれまでの太陽系の惑星の知[14] Queloz, D. et al., 2000, A&A 359, L13.

識が太陽系外惑星の研究でも活かされるような場が，[15] Charbonneau, D. et al., 2000, ApJ 529, L45.

これからの系外惑星大気の研究にもあるはずである．

[16] Johns-Krull, C. M. et al., 2008, ApJ 677, 657.

特に今後はより小さな太陽系外惑星の軌道進化や大気[17] Hébrard, G. et al., 2008, A&A 488, 763.

の観測的研究も進んでいくと考えられる．その際には，[18] Winn, J. N. et al., 2009, ApJ 700, 302.

現在太陽系を中心とした研究をされている方々にも，[19] Hirano, T. et al., 2011, PASJ 63, L57.

ぜひその検証の場として，太陽系外惑星へと目を向け[20] Narita, N., et al., 2009, PASJ 61, L35.

ていただければ幸いに思う．

[21] Winn, J. N., et al., 2009, ApJ 703, L99.
[22] Anderson, D. R. et al., 2010, ApJ 709, 159.

謝 辞[23] Narita, N. et al., 2012, PASJ 64, L7.
[24] Morton, T. D. and Johnson, J. A., 2011, ApJ 729, 138.

本稿は日本惑星科学会 2012 年度最優秀研究者賞受[25] Winn, J. N. et al., 2010, ApJ 718, L145.

賞論文として執筆させていただきました．今回の受賞[26] Rogers, T. M. et al., 2012, ApJ 758, L6.

に際し，私を推薦してくださった生駒大洋准教授に厚[27] Lai, D. et al., 2011, MNRAS 412, 2790.

くお礼申し上げます．また，本稿の執筆にあたり助言[28] Holman, M. J. and Murray, N. W., 2005, Science 307,をいただいた堀安範氏に感謝いたします．本稿で紹介

1288.

させていただいた筆者の研究は，どれも多くの方々と[29] Agol, E. et al., 2005, MNRAS 359, 567.

の共同研究であり，その協力なくしては成し得なかっ[30] Ford, E. B. et al., 2011, ApJS 197, 2.

たものです．全ての方のお名前を列挙できず申し訳あ[31] Dawson, R. I. and Murray-Clay, R. A., 2013, ApJ 767,

りませんが，この場を借りて全ての共同研究者の皆様

L24.

に深く感謝いたします．最後に，本稿で紹介した中の[32] Sanchis-Ojeda, R. and Winn, J. N., 2011, ApJ 743, 61.

多くの重要な研究が日本人の研究者によってなされて[33] Hirano, T. et al., 2012, ApJ 756, 66.

いることに鑑み，今後もこの分野の研究が日本で発展していくことを期待しております．

参考文献[1] Hayashi, C. et al., 1985, in Protostars and Planets II,
1100.
[2] Lin, D. N. C. et al., 1996, Nature 380, 606.
[3] Ida, S. and Lin, D. N. C., 2004, ApJ 616, 567.

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