stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
ホット・ジュピター
特徴 > 大気

HD 189733 b の赤外線スペクトル。
HD 189733 b の全球の温度マップ。最も高温な領域 (最も明るい部分) が恒星直下点から東にずれており、大気がスーパーローテーションを起こしていることを示唆している。
HD 189733 b は深い青色をしていると考えられている。グラフは偏光観測からの波長ごとの惑星の幾何アルベドを示している。背景の惑星は想像図。
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る。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る。すると、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摂氏数百度を超える強烈な熱風が吹いていると予想されている。そのため、ホット・ジュピターの外観は木星のような横縞模様ではなく、恒星の光が最も強く当たる点から影の面へ向かう気流により縦方向の縞模様が形成され、スイカの模様のようになっているとも推定されていた。しかしホットジュピターは、太陽系のガス惑星と比べると遅いとはいえ、公転周期と同じ周期で自転もしているため、きれいにスイカの模様状の大気の流れが生じるかは疑問視されている。
近年のコンピュータシミュレーションを用いた研究では、ホット・ジュピターのように恒星に非常に近く、潮汐固定されているため自転が遅い惑星では、大気の循環は金星のようなスーパーローテーションになっている可能性が指摘されている。常に恒星の方を向いている半球では恒星からの強い輻射を受けて大気が加熱され、東向きに強く加速されて赤道ジェットを形成する。高速の大気流はそのまま夜側の半球へと流れ、放射で冷却しながら再び昼側へと循環する。これによって昼側と夜側とで効率的に熱が輸送されていると考えられる。いくつかのホット・ジュピターのトランジットおよび二次食の観測でも、強い東向きの赤道ジェットが存在することを示唆する結果が得られている。
惑星自体の色は、あまりの高温のために水蒸気のような揮発性の高い成分は存在せず、鉄のような固体成分が蒸発して透明なガス成分のみになっているため、深い青い色に見える可能性も指摘されている。これは本来透明な海水や大気が日光の散乱によって青く見えるのと同じ現象である。ただしひと口にホット・ジュピターと言ってもその温度は様々であるため、鉄などの金属も蒸発してしまうほどの高温の大気や、岩石成分の雲が存在する大気など、多様な特徴を持つと考えられている。2013年にはハッブル宇宙望遠鏡を用いてホット・ジュピター HD 189733 b の二次食の分光観測が行われ、この惑星が深い青色をしていることが判明した。系外惑星の色が観測的に判明したのはこれが初めてである。この惑星が深い青色をしている明確な理由は分かっていないが、大気中に存在するケイ酸塩の粒子による青い光の散乱が原因だと推測されている。
その他、恒星から強力な宇宙線が大気に降り注いで衝突しているため、明るいオーロラや、それに伴う強い電波放射が発生している可能性がある。また惑星 HD 209458 b では大気の流出が観測されたほか、大気の成分が調べられている。
発見

従来、太陽系以外の恒星にも惑星は存在するだろうと言われており、1940年代から様々な系外惑星探査（プラネット・ハンティング）の試みがなされてきた。しかし、バーナード星などいくつかの恒星で惑星の発見が報告されたものの、後にいずれも否定され、太陽系の外の惑星は幻のままであった。SFの世界では多種多様な系外惑星が頻繁に登場するが、初めて現実に太陽系以外の恒星に惑星が発見されたのはようやく1990年代になってからである (詳細は太陽系外惑星の項を参照)。
1995年10月6日、ジュネーブ天文台のミシェル・マイヨール、ディディエ・ケローらスイスの観測チームによって、ペガスス座51番星 (51 Pegasi) に木星の半分の質量を持った巨大惑星ペガスス座51番星bの存在が確認された。この惑星の軌道は、中心の恒星からわずか 0.05 au (約750万 km) しか離れておらず、水星軌道よりも遙かに内側であり (水星の軌道半径の八分の一)、恒星のまわりを 4.2 日で周回していることも確認された。この発見は様々な検証を経て間違いなく系外惑星であると確かめられ、これをきっかけとして系外惑星探査に火がついた。ペガスス座51番星b の発見を皮切りに、他の恒星にも木星型惑星が続々と発見された。ペガスス座51番星の系外惑星は決して特殊な例ではなく、同様のホット・ジュピターの発見が相次いでいる。
従来の系外惑星探査は、ほとんどの観測者が太陽系に似た恒星系を想定して探していたため、観測データには既にかかっていたにもかかわらず、思わぬ盲点となって見落としてしまったようである。太陽系を基準に他の恒星系を考えるという先入観・常識は覆された。
系外惑星探査が本格化した後、初めのうちに発見された系外惑星は、先述したように大半がホット・ジュピターあるいはエキセントリック・プラネットであったが、これは宇宙に散らばる恒星のほとんどがそうした灼熱巨大ガス惑星を擁しているというわけではない。大部分の巨大惑星は重力による恒星のふらつきを検出するという方法で観測されているが、恒星のふらつきは質量が大きく恒星と惑星の距離が短いほど大きくなるため、ホットジュピターのような重い惑星は最も検出が容易である。また、公転周期の短さゆえに観測や確認が短時間ですむという事情もあった。トランジット法での惑星検出も同様で、ホット・ジュピターのように恒星に近く、比較的サイズの大きい惑星は検出されやすいという観測バイアスが存在する。そのため初期に発見された系外惑星はホット・ジュピターが多かったが、観測技術が発展するのに伴い、より恒星から離れた軌道を持つ惑星や小さい惑星も多く発見されるようになった。
ホット・ジュピターの形成と進化

ホット・ジュピターの発見は、従来の太陽系を対象にした惑星系形成理論がそのまま他の恒星系にも適用できるものではないことを示し、ホット・ジュピター、エキセントリック・プラネットなども含む多様な系外惑星の形成も含めて説明できるような理論へと書き直しを余儀なくされた。
ホット・ジュピターの起源に関しては大きく分けて2つ考え方が存在する。一つは遠方で形成された後に内側に移動して現在の軌道に運ばれたというもので、もう一つは現在観測されている軌道でその場形成 (in-situ formation) したというものである。一般的な考え方は、惑星移動によって形成されたというものである。
ホット・ジュピターの形成と進化 > 惑星移動

→詳細は「惑星移動」を参照
恒星系の形成については、まず原始星を取り巻く原始惑星系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という系ができあがっていくという、いわゆる「京都モデル」が考えられている。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ている一方、これまでに発見されたホット・ジュピターはほとんどが恒星の至近距離に存在している。そのため、こうした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あったが、後に何らかの原因でこの軌道から外れ、内側に移動していったのではないかと考えられている。
惑星移動仮説では、ホット・ジュピターはまず凍結線よりも遠方の領域において、コア降着を介して岩石、氷、そしてガスから形成されたと考える。その後何らかの形で現在の恒星に非常に近い軌道まで移動するが、惑星移動説の中にも複数の考え方が存在する。
ホット・ジュピターの形成と進化 > 惑星移動 > 円盤との相互作用

惑星移動の過程を説明する有力なモデルの一つは、形成された巨大惑星が、残存していた円盤物質との相互作用による減速で、あるいは円盤自体が恒星の重力によって降着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「惑星落下モデル」である。凍結線より外側で形成された惑星は、安定な軌道に落ち着くまで、円盤との相互作用によって恒星の方へと移動する。木星程度の十分大きな質量を持った惑星の場合、原始惑星系円盤にギャップを形成し、円盤が恒星に向かって降着するのに伴ってタイプII移動というメカニズムで内側へと移動する。
この説に対し、惑星がそんなに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しまうため惑星系はほとんど存在しなくなるのではないか、という異論もある。この問題は「惑星落下問題」と呼ばれている。そのため、落下した惑星が現在観測されている軌道で安定するようなブレーキ法や、円盤のガスの密度などをめぐって、シミュレーションを駆使した様々な考察がなされている（惑星が出来ては落下し、出来ては落下しが繰り返された末、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、また太陽系では円盤が希薄で早い時期に喪失したため、木星や土星など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、とする説などもある）。
ホット・ジュピターの形成と進化 > 惑星移動 > スリングショットモデル

もう一つの有力な惑星移動のモデルは、他の巨大惑星からの摂動や惑星同士の重力散乱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、近点を通過するたびに潮汐力によって公転にブレーキをかけられることで次第に軌道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行くとする「スリングショットモデル」である。こちらはホット・ジュピターよりもエキセントリック・プラネットの比率が大きいことが傍証とされているが、対になるはずの外側のエキセントリック・プラネットがなくてホット・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。
また、巨大惑星が古在メカニズムによって軌道要素が変化した結果として離心率が大きく近点が恒星に近い楕円軌道に移行し、その後恒星との潮汐力によって円軌道化されてホット・ジュピターが形成されるというモデルもある。この場合、遠方の大きく傾いた軌道に別の惑星か伴星が存在している必要がある。ホット・ジュピターを持つ惑星系のうちおよそ 50% は遠方に木星質量かさらに重い天体を持つとされ、この場合はホット・ジュピターの軌道は主星の自転に対して傾いた状態になることもあると考えられている。
円盤との相互作用によるタイプII移動の場合、周囲にまだガスが存在している段階でないと発生しないため、このメカニズムによる惑星移動が起きるのは原始惑星系円盤のガスが存在している期間に限られる。恒星からの強い光子と、若い恒星からの強い恒星風によって、円盤に残っているガスは散逸する。スリングショットモデルような、重力散乱や潮汐力を介した軌道移動の場合は、円盤のガスが失われた後でも発生する。
ホット・ジュピターの形成と進化 > その場形成

巨大ガス惑星が内側へ移動してきたとする説の他に、ホット・ジュピターのコアはより一般的に存在する系外惑星であるスーパー・アースとして形成され、現在の場所でガスを降着してその場で巨大ガス惑星になった、という別の仮説も提唱されている。これはラテン語で「本来の場所で」を意味する「in situ」から、「その場形成」(英: in situ formation) と呼ばれている。この仮説では、ホット・ジュピターのコアとなるスーパー・アースの起源としては、その場で形成される場合、あるいは円盤の外側で形成された後にガスのエンベロープを獲得する前に恒星付近まで移動してきた場合のどちらもが考えられている。
スーパー・アースはしばしば付近にさらなる惑星が存在するため、その場形成されたホット・ジュピターも付近に別の惑星が存在していることが期待される。局所的に成長しているホット・ジュピターの質量が増加すると、周囲の惑星に数々の影響を及ぼす可能性がある。ホット・ジュピターの軌道離心率が 0.01 より大きな値に維持されていた場合、永年共鳴によって付近にある惑星の離心率が増大し、ホット・ジュピターと衝突する可能性がある。この場合、ホット・ジュピターのコアは非常に大きなものになるだろう。もしホット・ジュピターの離心率が小さい場合、永年共鳴は付近の惑星の軌道面を傾ける場合もある。
従来はホット・ジュピターが現在の軌道の位置でその場形成するのは困難であると考えられてきた。これは、ホット・ジュピターの形成に必要な重いコアを形成するためには、円盤中の固体物質の面密度が 104 g/cm2 程度かそれ以上である必要があるからである。しかし最近の系外惑星のサーベイ観測では、惑星系の内側領域はしばしばスーパー・アース型の惑星によって占められていることが分かってきた。もしこれらのスーパー・アースがより遠方で形成されてから内側に移動してきたのであれば、その場形成でのホット・ジュピターの形成過程は、完全に「その場」ではないことになる。
ホット・ジュピターの形成と進化 > 大気散逸

→「大気散逸」も参照
ホット・ジュピターは主星からの強い輻射を受けており、大気散逸が進行していると考えられている。主星からのX線や高エネルギーの紫外線によって惑星の大気が加熱され、ハイドロダイナミックエスケープ（英語版）が発生する。これは、マクスウェル分布に従う大気分子のうち脱出速度を超えた個々の粒子が惑星の重力を振り切って散逸する「ジーンズ散逸」とは異なり、より高温・高圧の大気が流体として惑星から流出する現象である。実際に、HD 209458 b や HD 189733 b など複数のホット・ジュピターで、大気が流出していることを示す観測結果が得られている。
ホット・ジュピターの大気がハイドロダイナミックエスケープによってはぎ取られてしまった場合、残されたコアはクトニア惑星になる。惑星の最も外層から失われるガスの量は、惑星の大きさ、エンベロープを形成しているガス、恒星からの軌道距離、および恒星の光度に依存する。典型的な惑星系では、主星の周りを 0.02 au の距離で公転するガス惑星は、その一生の間に惑星質量の 5-7% を失う。しかし 0.015 au より近い軌道である場合は、惑星質量の大部分が蒸発することになる。ただしそのような惑星は発見されておらず、仮説上の存在である。
ホット・ジュピターがある系での地球型惑星

あるシミュレーションでは、木星サイズの惑星が原始惑星系円盤の内側領域 (主星から 5〜0.1 au) を移動しても、考えられていたほどには破壊的な現象は起きないことが示されている。円盤内のその領域にある、微惑星や原始惑星を含む固体物質の 60% 以上は外側に散乱され、巨大惑星が移動した余波として惑星形成円盤が再形成されることが可能になる。このシミュレーションでは、ホット・ジュピターが円盤の内側領域を通過して 0.1 au の位置で安定な軌道に落ち着いた後に、ハビタブルゾーンの中に最大で2地球質量の惑星が形成可能であることが示されている。この過程で惑星系内側の物質と凍結線より外側に起源を持つ物質との混合が発生するため、ホット・ジュピターが通過した後に形成される地球型惑星は特に水を豊富に含むことが示唆されている。2011年の研究では、ホット・ジュピターは内側に移動する最中に破壊された惑星になる可能性があることが指摘された。これは、主星から 0.2 au 以内に高温なスーパー・アースやホット・ネプチューンが多く存在することを説明出来る。
2015年には、WASP-47 の周りに2つの惑星が発見された。この恒星の周りでは過去にホット・ジュピターである WASP-47b が、さらに遠方の惑星である WASP-47c が発見されている。新しく発見された惑星の片方の WASP-47e はおそらくは大きな地球型惑星で、質量は地球の22倍未満、半径は地球の1.8倍であった。もう片方の WASP-47d は質量は地球の15.2倍と似ているが半径は地球の3.6倍と大きく、ほぼ確実にガス惑星だと考えられる。この2つの惑星はホット・ジュピターの軌道の両側に存在しており、地球型惑星と思われる WASP-47e がホット・ジュピターの軌道より内側を公転している。似たような軌道配置を持つ惑星系には、ケプラー30がある。
逆行軌道

いくつかのホット・ジュピターは、主星の自転とは逆方向に公転する逆行軌道にあることが分かっており、惑星系形成に関する理論に疑問を投げかけている。ただし逆行惑星の形成に関しては、惑星の軌道が擾乱を受けたのではなく、惑星系形成段階に恒星の磁場と原始惑星系円盤との相互作用によって恒星自体が反転したという可能性もある。多数のホット・ジュピターを対象にした調査では、新しい観測結果と過去のデータを組み合わせることで、調査されたホット・ジュピターの半数以上が主星の自転軸からずれた軌道面を持っており、そのうち6つは逆行軌道にあることが判明している。
最近の研究では、いくつかのホット・ジュピターは軌道面が主星の赤道面に対して傾いていることが判明している。この軌道面のずれは、ホット・ジュピターが公転する主星の光球の有効温度と関連していると考えられている。観測的には、主星の有効温度が 6250 K を超える比較的高温な恒星の周りでは軌道面がずれていたり逆行したりするホット・ジュピターが多く発見されているが、低温な恒星の周りではそのような惑星は急激に少なくなることが知られている。
これを説明するために多くの仮説が提案されている。ある理論では潮汐散逸の影響を考慮しており、ホット・ジュピターを形成するための単一のメカニズムの存在を示唆し、またこの理論では軌道の傾斜角の範囲を予測する。比較的低温の恒星では表面付近に対流層が発達するため、恒星とホット・ジュピターとの潮汐散逸の効果が大きくなる。そのため強い潮汐散逸によって不揃いだった惑星の軌道面と恒星の赤道面の角度は小さくなり、低温の恒星を公転するホット・ジュピターは比較的軌道面が主星の赤道面と揃う傾向にある。しかし高温の恒星は表面付近に対流層ではなく放射層が発達するため潮汐散逸の効果が小さく、元々あった傾斜角はあまり減衰せずにそのまま残る。そのため高温の恒星では傾いていたり逆行していたりするホット・ジュピターが多く発見されると考えられる。恒星の有効温度が 6250 K 付近で差が生じるのは、恒星表面の対流層の有無に対応していると考えられる。この仮説では初期のホット・ジュピターの軌道が大きく傾いていたことを想定しているため、ホット・ジュピターの形成は円盤との相互作用を介した惑星移動ではなく、スリングショットモデルでの形成を支持している。
超短周期惑星

超短周期惑星 (英: ultra-short period planet, USP) は惑星の分類の一つであり、公転周期が1日よりも短い極めて短周期の惑星を指す。このような惑星はおよそ1.25太陽質量未満の恒星の周りでのみ発見されている。
2006年に、銀河系の銀河バルジの領域に5つの超短周期惑星の候補天体が検出された。このトランジット法を用いたサーベイ観測は、宇宙望遠鏡科学研究所やPontifical Catholic University of Chile、High Altitude Observatory、ウプサラ大学、INAF、カリフォルニア大学ロサンゼルス校の研究者グループによってハッブル宇宙望遠鏡を用いて行われたものであり、SWEEPS と呼ばれている。これは超短周期惑星と呼ばれる惑星候補の初めての検出例であった。この時に検出された候補天体のうち、SWEEPS-4 と SWEEPS-11 は追加観測で惑星であることが確認されている。
その他にトランジット法で発見されたホット・ジュピターの中で軌道周期が1日よりも短いものには、WASP-18b、WASP-19b、WASP-43b、WASP-103b などがある。
ホット・ジュピターではないタイプの超短周期惑星も発見されており、例えば K2-141 (EPIC 246393474) を公転する惑星 K2-141b は、主星をわずか 0.28 日で公転するスーパー・アースである。
なお軌道周期が1日未満の超短周期惑星には、典型的には地球半径の1.5倍よりも小型の惑星がより多く発見されている。そのため、軌道周期が1日よりも短く、かつ半径が2地球半径程度よりも小さいもののみを指して超短周期惑星と呼んでいる研究者もいる。このような小型の超短周期惑星は、極めて短い周期を持つホット・ジュピターの大気が流出してコアだけが残されたことによって形成された (クトニア惑星) とする仮説が存在する。しかし、ホット・ジュピターには見られている惑星の存在頻度と主星の金属量の相関が小型の超短周期惑星には見られないことから、この説には否定的な意見も存在する。
ホット・ジュピターの半径異常

巨大ガス惑星のうち、半径が大きく非常に低密度なものは、"puffy planets" やホット・サターン、あるいは低密度ホット・ジュピターと呼ばれることがある。ホット・サターンという名称は、このような惑星は土星の密度と類似していることから来ている。このような惑星は主星に近い軌道を持ち、主星からの強い加熱と惑星内部での熱源の両方の効果が組み合わさって大気が膨張していると考えられている。半径が大きく低密度な惑星は惑星の半径を測定できるトランジット法で発見されており、発見順に HAT-P-1b、CoRoT-1b、TrES-4、WASP-12b、WASP-17b、ケプラー7b などがある。ただしこれらの分類に明確な定義があるわけではない。半径を測定できない視線速度法で発見されたホット・ジュピターの中にも、puffy planets に相当するものがあると考えられる。これらの惑星の大部分は2木星質量より軽く、より大きな質量を持つ惑星の場合は強い重力のためおおむね木星と同程度の大きさに保たれると考えられている。
主星からの輻射による惑星表面の加熱を考慮した場合でも、多くのホット・ジュピターの半径は理論的に予測される値よりも大きいことが分かっている。強い輻射を受けている場合は冷たい巨大ガス惑星と比べてある程度半径は大きくなるものの、これで説明が出来るのは最大でも木星半径の1.2〜1.3倍程度であり、これよりも大きな半径は説明することが出来ない。これはホット・ジュピターの半径異常 (英: radius anomaly) として知られている。
半径異常の原因として複数の仮説が提唱されている。大きく分けると、形成初期に大きかった半径が何らかの原因で収縮が遅くなったという考え方と、惑星内部に何らかの熱源が存在して半径を膨張させているという考え方の2つがある。例えば後者のうちの一つに、惑星の磁気圏と大気の流れの間の相互作用によって惑星内部に誘導電流が発生し、その電流によるジュール加熱によって内部が加熱されて大気が膨張するという説がある。惑星が高温であるほど大気の電離度も大きくなり、相互作用も強くなるため大きな電流が発生する。そのためより加熱が強くなり惑星を膨張させると考えられる。この理論は、惑星の平衡温度と膨張した惑星半径の間に相関が見られるという観測結果と矛盾しない。
その他の仮説としては、大気の不透明度が大きいために形成時の熱が逃げにくくなり、半径の収縮 (ケルビン・ヘルムホルツ機構も参照) が遅くなっているという説、惑星内部の対流構造が変化することによって熱が逃げにくくなっているという説、大気循環に伴う乱流によって内部が加熱されているという説、恒星との潮汐力や熱潮汐による内部加熱が発生しているという説などが提案されている。
これらの仮説のうちいずれか、あるいは複数が組み合わさってホット・ジュピターの半径異常を引き起こしている可能性があるが、現時点では明確な答えは出ていない。ただし上記の様に恒星から受ける輻射が強く惑星の平衡温度が高いほど大きな半径を持つ傾向があることが観測から判明しているため、主星の輻射が何らかの形で関与していると考えられている。
衛星

理論的な研究では、ホット・ジュピターが衛星を持つ可能性は低いと考えられている。これはホット・ジュピターが主星に近くヒル球が小さいこと、衛星の軌道を不安定化させる要因である恒星からの潮汐力が強いことが原因である。後者の影響は大きな衛星であるほど大きくなる。そのため、大部分のホット・ジュピターでは安定に存在できる衛星は小さい小惑星サイズの天体になると考えられる。WASP-12b の周りに大きな系外衛星が存在する可能性があるとの観測が報告されているが、これは未確認である。
赤色巨星周りのホット・ジュピター

赤色巨星の周りを木星と同程度の軌道長半径で公転する巨大ガス惑星も、主星からの強い輻射を受けてホット・ジュピターになると考えられてきた。太陽系でも、太陽が赤色巨星へと進化した後には木星がホット・ジュピターのような高温の巨大ガス惑星になる可能性が高いとされている。最近の観測では赤色巨星の周りを公転する特に低密度のガス惑星が発見されており、この理論を支持している。
赤色巨星を公転するホット・ジュピターは、主系列星を公転するホット・ジュピターとは複数の点で異なる。最も特筆すべき相違点は、赤色巨星からの恒星風に由来する物質が惑星に降着している可能性があることと、主星との潮汐固定が起きていない場合、多数の細い帯状のジェットによって恒星から受け取る熱をより均等に惑星全体に分配しているだろうと考えられる点である。このような種類のホット・ジュピターのトランジット法による検出は、通常のホット・ジュピターよりも難しいと考えられる。これは赤色巨星とのサイズ比が非常に大きいことと、トランジットから次のトランジットまでの時間が長く (数ヶ月から場合によっては数年)、検出を行うまでに長い時間が必要であることが原因である。
恒星と惑星の相互作用

2000年以降の理論研究では、ホット・ジュピターは恒星の磁場との相互作用やあるいは潮汐力を介して、恒星のフレア活動を増大させる可能性があることが示唆された。これらの恒星と惑星の間の相互作用は、「star-planet interactions (SPIs)」と呼ばれている。
ホット・ジュピターを持つ HD 189733 は、SPI が発生すると考えられている最もよく研究された惑星系である。2008年には天文学者のチームが、HD 189733 b が軌道上の特定の場所に到達すると、惑星が主星の恒星フレアを増加させることを初めて報告した。2010年以降には別の観測チームによって、惑星が軌道上の特定の位置にいる時に観測すると、いつも同時にX線フレアも検出されることが報告された。
ただし、HD 189733 での SPI の存在には懐疑的な意見もある。2019年にはアレシボ天文台や MOST などによる観測データと、過去のこの恒星の電波、可視光線、紫外線、X線の波長での観測データを用いて、前述の主張の確認が行われた。この解析では、過去の主張は誇張されており、恒星フレアや、黒点などの活動領域の存在に伴う明るさやスペクトルの特徴は検出されなかったことが指摘された。また多くの恒星フレアは惑星の軌道上の位置にかかわらず見られることから、過去の主張は統計的にも成り立たないことを指摘した。この研究によると、主星の HD 189733 と惑星の HD 189733 b の磁場は相互作用をしておらず、SPI を起こしている系ではないことが示唆されている。
ホット・ジュピターの実例

2014年1月2日時点で、トランジット法で発見されたホット・ジュピター（黒丸）
ホット・ジュピターの隠された水
初めて発見されたホット・ジュピターであるペガスス座51番星b (左) と主星のペガスス座51番星 (右) の想像図。
様々なホット・ジュピターの想像図。
左上から右下へ、WASP-12b、WASP-6b、WASP-31b、WASP-39b、HD 189733 b、HAT-P-12b、WASP-17b、WASP-19b、HAT-P-1b、HD 209458 b。
原始惑星系円盤の想像図。
HD 189733 b から急速に散逸していく大気の想像図。
逆行軌道の模式図。伴星 (赤) が主星 (青) の自転とは逆方向に公転している。
超短周期惑星の一例 SWEEPS-4 の想像図。
HD 209458 b から散逸する大気の想像図。
WASP-17b と木星の大きさの比較。WASP-17b は1.991木星半径と極めて大きな半径を持つが、この半径は既存の理論では説明できない。
WASP-12 と WASP-12b の想像図。ホット・ジュピターと恒星は磁場や恒星風、惑星から流出する物質などによって相互作用を起こしている可能性がある。
LISMO Port

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開発元:  KDDI, ソニー
初版:  2008年2月1日 (16年前) (2008-02-01)

最新版:  5.1    / 2013年1月 (11年前) (2013-01)
対応OS:  Microsoft Windows
サポート状況:  サポート終了
ライセンス:  プロプライエタリ
公式サイト:  公式サイト
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LISMO Port（リスモ・ポート）とは、KDDIがソニーと共同開発しKDDIが提供していた、auブランド（iidaブランドを含む）携帯電話用の楽曲・動画・バックアップ等のデータ管理を目的としたWindows用の統合ソフトウェアである。
楽曲管理ソフト「x-アプリ for LISMO」（Ver.3.x以前は「SonicStage for LISMO」）、携帯電話のデータ管理ソフト「ケータイデータバックアップ」、LISMO Port用バックアップソフト「LISMO Portバックアップ」を1つにまとめたものである。
2008年2月1日、LISMO「オーディオ機器連携」&「KCP+」初の対応機種W56T、W54Sが沖縄地区で先行発売されると同時にダウンロード提供が開始された。
2013年5月24日、LISMO Portのダウンロード提供とサポートを同年11月29日に終了すると発表した。楽曲配信の多くがDRMフリーとなり汎用的になったため「LISMO Port」は役割を終えたとした。
Windows 8.1以降のOSには対応しておらず、インストールすることもできない。
au Music Portとの棲み分け

かつては、KCP搭載モデルは「au Music Port」、KCP+搭載モデルは「LISMO Port」という対応機種に差があり、使い分ける必要があった。
2009年10月にリリースされたLISMO Port Ver4.0以降は対応機種が拡充され、au Music Portを使用していた従来機種もサポートされた。LISMO Portをau Music Portの後継ソフトウェアと明記し、2010年3月31日をもってau Music Portの提供を終了した。
LISMO Port 4.0をインストールする際にau Music Portは自動的にアンインストールされるが、取り込んだデータを残すかどうかは選択可能であり、残した場合に限りデータの引き継ぎができる。ただし、従来機種でダウンロードした着うたフルおよびau Music Portで購入した楽曲は、NETJUKEへの取り込みやウォークマンへの転送ができない。
バージョン履歴

2008年2月1日 リリース。
2008年6月3日リリース。LISMO Videoに対応。
2008年7月25日、Ver2.00.01リリース。
2008年8月29日、Ver2.00.02リリース。
2008年12月8日リリース。
HDCP非対応PCでもLISMO Videoの購入・転送が可能になる（再生は不可）
mora for LISMOでのEdy決済に対応
EZ「着うたフルプラス」の配信・転送・バックアップに対応
ネットジュークに搭載されている12音解析技術に対応
購入楽曲や取り込んだCD等からの音楽CD作成に対応
m3uプレイリストからの取り込みに対応
データベースがSonicStage Vとの共有となる
2009年2月6日リリース。
Walkman Phone, Premier3のダイレクトエンコーディング録音機能で作成した音楽ファイルのバックアップ機能
2009年9月1日、Ver3.1.01リリース。
2009年10月19日リリース。
楽曲管理が「x-アプリ for LISMO」となった。
KCP+非搭載機種でも音楽の転送が可能となった。
2010年5月28日リリース。
Windows 7に対応。
IS01（SHI01・スマートブック）を含む新機種への対応（2010年5月下旬より順次発売される新機種に対応）
2010年12月15日リリース
2011年6月24日リリース。
2011年10月11日リリース。
対応機種（一部を除く）のAndroidスマートフォンではUSBドライバーのインストールが不要となった。
対応機種（一部を除く）のAndroidスマートフォンでは、すでに携帯電話で再生できる形式にエンコードされたファイルの場合は再度エンコードを行わずダイレクトに転送することで高速化された。これにより高いビットレートの楽曲ファイルでもダイレクト転送されるため、より高音質で楽曲を聞くことができる。
2012年2月8日、Ver4.4.01リリース。
2012年8月6日リリース。
2012年11月2日リリース。
Windows 8に対応（Windows RTは除く）。
2013年1月下旬リリース。
これが最終バージョンとなる。
x-アプリ for LISMO

音楽CD
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中野龍雄

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: 実業家の「中野達雄」とは別人です。
| 中野 巽耀> プロフィール |
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リングネーム:  中野 巽耀 中野 龍雄
本名:  中野 龍雄
ニックネーム:  不屈の戦士
身長:  172cm
体重:  88kg
誕生日:   (1965-06-16) 1965年6月16日（59歳）
出身地:  茨城県下妻市
トレーナー:  カール・ゴッチ
デビュー:  1984年8月29日
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中野 龍雄（なかの たつお、1965年6月16日 - ）は、日本のプロレスラー。茨城県下妻市出身。身長172cm、体重88kg。現在のリングネームは中野 巽耀（たつあき、"巽の部首は己でなく巳が正しい表記"）である。
来歴

学生時代は柔道に打ち込むかたわら、藤波辰爾にあこがれプロレスラーを志す。中学3年生時に地元市議会議員を通じ国際プロレスを紹介され、ラッシャー木村に入門を直訴したが、体が小さかったためかなわなかった。
その後上京し、仕事の傍らトレーニングを積み、当時木村が所属していた旧UWFの入門テストを受け、合格し入門する。入門テストの場には木村も姿を見せ、中野の姿を見ると嬉しそうに微笑んだという。
1984年8月29日、高崎市中央体育館における廣松智戦でデビュー。
1986年、新日本プロレスとUWFの業務提携時は、新日本の若手の船木優治・野上彰組に、安生洋二とタッグを組んで臨んだ試合はUWFスタイルと新日本スタイルが融合する好試合となり前座の名物カードとなった。
1987年、新日本プロレスのヤングライオン杯に出場。
1988年4月、新生UWFの旗揚げに参加。
新生UWFでは無骨なキャラクターと正面から立ち向かうスタイルで会場人気を集め、特に博多スターレーン大会では、内藤恒仁戦で見せた「しゃちほこ固め」は当時のファンに強烈な印象を残し、客席から「俺は中野が好きだぁー」「俺もだぁー」の声がするほどの支持を得て「博多男」と呼ばれた。
新生UWF解散後は高田延彦のUWFインターナショナルに参加。ベイダー初参戦の相手を勤めたが、秒殺KOされる。なおこの対戦は、中野のキャラクターにほれ込んだ、ある週刊プロレス記者の熱烈なプッシュにより実現したとされる。
1995年10月9日、UWFインターナショナルと新日本プロレスの対抗戦では、東京ドームのセミファイナルで橋本真也と激突。40kgの体重差を見せ付けられ、7分少々で、垂直落下DDTからの三角絞めでギブアップ敗北を喫してしまい、橋本からは「役不足。蹴りだけじゃ勝てないよ」と失格の烙印を押されてしまう。ただし、9月に行われた前哨戦では、安生洋二とのコンビで長州力・永田裕志組と対戦し、永田から十字固めでギブアップを奪っている。
その後もUのリングで、佐々木健介、長州力と激突するが敗れる。このころ、Uの同志対決でも後輩の山本健一（現・山本喧一）や高山善廣に敗れたりと、負けが続く。
1996年、離脱後は全日本プロレス、WARなどを筆頭に、各インディー団体で活躍。
1998年、シュートボクシングのリングでエマニュエル・ヤーブローとバーリトゥード戦を行うが、1分足らずで敗退。何戦か総合格闘技の試合を行うが戦績は芳しくない。
人物

負けん気の強さが持ち味で頻繁に鼻血を出す。ゴング前の握手にはまず応じない。また、試合前のインタビューの時に落ち着きがなく、体を常に痙攣させているのも特徴。
他の入門者と違い、俗にいう“UWFスタイル”への思い入れは薄い。自身のファイトスタイルを「入門時に刷り込まれたものを実践しているだけ」としている。
得意技

体格に恵まれない分を気迫と根性で補うファイトが信条。試合内容は典型的なUWFスタイルである。
しゃちほこ固め
ジャーマン・スープレックス
キック
掌打
腕挫ぎ十字固め
膝蹴り
戦績

| 総合格闘技 戦績 |
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| 2 試合 | (T)KO | 一本 | 判定 | その他 | 引き分け | 無効試合 |
0 勝: 0
| 2 敗 | 0 | 2 | 0 | 0 | 0 | 0 |
| 0 | 1 | 2 | 3 | 4 |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 勝敗 | 対戦相手 | 試合結果 | 大会名 | 開催年月日 |
| × | ドス・カラスJr | 1R 4:05 チョークスリーパー | DEEP2001 6th IMPACT in ARIAKE COLOSSEUM | 2002年9月7日 |
| × | エマニュエル・ヤーブロー | 1R 1:17 上四方固め | SHOOT THE SHOOTO XX | 1998年4月26日 |
入場テーマ曲

「あしたのジョー2のテーマ 〜明日への叫び〜」（ジョー山中）
使い始めた当時はCD音源がなく、映画を録画したビデオテープからダビングしたものを使用していたが、週刊プロレス誌上で音源提供を呼びかけたところ、ジョー山中本人からテープがプレゼントされた。
出演 > 映画

紀雄の部屋（監督 深川栄洋）
出演 > テレビドラマ

はみだし刑事情熱系パート2 第6話『密告殺人！娘の涙』（1997年11月19日放送、テレビ朝日）
著書

『私説UWF 中野巽耀自伝』（2020年2月26日、辰巳出版）ISBN 978-4777824267
グラツィア・チェッケリーニ

| ﾁｪｯｹﾘｰﾆ ｸﾞﾗｯｨｱ グラツィア・チェッケリーニ |
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生誕:  1998年7月8日 フェラーラ、イタリア
住居:  東京都
国籍:   イタリア
別名:  恵
職業:  外国人タレント  モデル  講師 著者
身長:  158 cm (5 ft 2 in)
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グラツィア恵・小川チェッケリーニ（Grazia Megumi Ogawa Ceccherini、フェッラーラ、1998年7月8日 - ）は、在日イタリア人のイタリア語学者、著者とモデル。SOLE語学学校のイタリア語講師。講師の仕事とユーチューバーとのコラボもしている。
学歴

2020年：ヴェネツィア・カ・フォスカリ大学 アジア・地中海アフリカ学部 外国語学・アジア-地中海アフリカ文化社会学科卒業（学士）、昭和女子大学へ長期留学
2023年～：ユニバーシティ・オブ・ザ・ピープル 教育学修士（M.Ed）在学
出演 > CM

HONDA　グーグルコラボ（2023年）
NOHGA HOTEL UENO PV （2022年）
著書

2020年 Language Education 英語を話せない理由とは？
その他

2020年に語学学校　SOLE（ソーレ）で代表・講師を務める。
YouTuber活動もしている。
名前は恵、めぐみ、メグミとも表記される（本名の Grazia には恵みという意味がある）。
英語、日本語、イタリア語、フランス語、ドイツ語、イタリア手話、スペイン語、中国語、スウェーデン語、タイ語ができるマルチリンガルである。
中山旦子

| なかやま あきこ 中山 旦子 |
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生年月日:   (1986-12-02) 1986年12月2日（38歳）
出生地:   日本・神奈川県座間市
身長:  165 cm
血液型:  AB型
職業:  女優
ジャンル:  舞台
活動期間:  2000年 -
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中山 旦子（なかやま あきこ、1986年12月2日 - ）は、日本の舞台女優。神奈川県座間市出身。以前はオスカープロモーションに所属していた。
人物

趣味は読書、映画鑑賞、水泳。
特技はピアノ、エレクトーン、声楽、バレエ、日本舞踊。
出演 > 舞台

ミュージカル『TOKYOアリス2001』（2001年8月） - ドゥ 役
ミュージカル『ダルニー・ラプソディー』（2002年4月） - 大原タツ子 役
ミュージカル『美少女戦士セーラームーン』（2003年7月 - 2004年1月、サンシャイン劇場ほか） - 大気光 / セーラースターメイカー 役（2代目）
ミュージカル『美少女戦士セーラームーン』（2004年7月 - 2005年1月、サンシャイン劇場ほか） - 天王はるか / セーラーウラヌス 役（4代目）
Air studio『ミュージカル  GO．JET!GO!GO! Vol．2』（2005年5月） - 夏代 役
Air studio『奴ら〜オレの海よ母よ』（2005年6月） - 黒田サキ 役
Air studio『ミュージカル  GO．JET!GO!GO! サプライズ版』（2005年10月） - 夏代 役
ミュージカル『森は生きている』（2006年7月、天王洲銀河劇場） -  8月の精 / 森の精・ウサギ 役
愛・地球博閉幕1周年記念ミュージカル『あした』（2006年9月） - キジ 役
劇団夜想会『愛と不安の夏』（2007年4月）
ミュージカル『Mozart!』（2007年11月 - 12月、帝国劇場）  - アンサンブル
ミュージカル『ルドルフ〜ザ・ラストキス〜』（2008年5月 - 6月、帝国劇場）
ミュージカル『エリザベート』（2008年8月 - 2009年1月、中日劇場・博多座・帝国劇場・梅田芸術劇場） - アンサンブル
出演 > テレビドラマ

土曜ワイド劇場 警視庁女性捜査班2・4（2000年11月11日・2003年10月25日、テレビ朝日） - 坂本麻美 役
出演 > CM

東京ディズニーリゾート（2006年4月 - 6月）
NewSUBARU放射光施設

地図
NewSUBARU放射光施設（ニュースバルほうしゃこうしせつ）は、兵庫県赤穂郡上郡町光都一丁目1番2号、播磨科学公園都市内に位置する中型放射光施設。電子を加速・貯蔵するための加速器群と発生した放射光を利用するための実験施設および各種付属施設から成る。
概要

SPring-8が硬X線の超高輝度放射光発生に特徴があることに対して、ニュースバルは極端紫外光から軟X線領域の放射光を発生させることに特化しており、SPring-8では測定しにくい領域を得意としている。また、SPring-8が実験ごとに機器を入れ替える必要があるビームラインがあるのに対し、ニュースバルでは単一大学が所有しているため、機器の入れ替えが必要ない。
大型放射光施設SPring-8の敷地内に兵庫県が設置し、運営は兵庫県立大学高度産業科学技術研究所が行っている。大学が所有する放射光施設では国内最大規模の放射光施設である。
概要 > 一般見学

内部の実験設備や加速器などを見るためには例年4月下旬ごろに行われる施設公開に参加する必要がある。
概要 > 併設施設

SPring-8
SACLA - X線自由電子レーザー施設
施設諸元

線型加速器 - 全長：140m/加速エネルギー：1GeV - SPring-8線形加速器と共用
蓄積リング - 周長：118m/トップアップ運転：1GeV/Decayモード運転：1.5GeV - レーストラック型
ビームライン：9本
小型電子線型加速器LEENA（Laser Emitted ElectroN Accelerator） - テラヘルツ光源
施設諸元 > ビームライン一覧

| BL番号 | 通称 | 利用エネルギー域 | 備考 |
| --- | --- | --- | --- |
| BL01 | ガンマ線ビームライン | 1 - 40 MeV | 光核反応研究や対生成陽電子発生と利用、核変換やガンマ線非破壊検査等への応用研究等に利用 |
| BL02 | LIGA大面積ビームライン | 2 - 12 keV、2 keV以下 | 高アスペクト比加工とサブミクロン加工を同時に行うことが可能 |
| BL03 | 極端紫外光リソグラフィービームライン | EUV領域 | EUVリソグラフィー技術開発専用ビームライン |
| BL05 | 産業用分析ビームライン | 軟X線領域 | XAFS測定、XPS測定用の軟X線分光分析ビームライン |
| BL06 | 新素材創成ビームライン | 約1 - 数10 keV | 難加工材料の微細加工や表面改質 |
| BL07 | 短尺アンジュレーター分析ビームライン |  | 機能性材料の開発 |
| BL09 | 長尺アンジュレーターEUVビームライン | 軟X線領域 | 各種材料の微量成分分析、極表面分析、バルク分析 |
| BL10 | 極端紫外光汎用ビームライン |  | 反射率・透過率測定 |
| BL11 | LIGAビームライン | 約2 - 7 keV | 高いアスペクト比を有するマイクロ立体構造体を形成 |
アクセス

JR相生駅より　神姫バス　SPring-8行き（約40分）終点「SPring-8」バス停にて下車　徒歩約5分
JR姫路駅より　神姫バス　SPring-8行き急行（約1時間）終点「SPring-8」バス停にて下車　徒歩約5分
星間分子

星間分子（せいかんぶんし、interstellar molecule）は恒星間の希薄空間（星間空間）の中でも、一部にある高密度な分子雲中や晩期型星の存在する分子の総称。1930年代に光学望遠鏡によって観測された、希薄な分子雲中を通った紫外線の吸収が、分子雲の中に存在するCH、CNによるものであると1940年に確認され、初めて星間空間に分子が存在することが示された。その後、1960年代以降、電波望遠鏡が発展するに伴い、OHの発見を皮切りに多数の分子が発見され2000年までには100種類以上の分子が発見されている。
→「星間分子の一覧」も参照
なお、存在量としては水素分子が圧倒的に多く、次いでCO（一酸化炭素）、H2O（水）、NH3（アンモニア）、HCHO（ホルムアルデヒド）、HCN（シアン化水素）の順で多い。
オットー・シリー

|  ドイツの政治家オットー・シリーOtto Georg Schily |
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 （2015年）
生年月日:   (1932-07-20) 1932年7月20日（92歳）
出生地:   ドイツ国・ノルトライン＝ヴェストファーレン州ボーフム
所属政党:  （同盟90/緑の党→） ドイツ社会民主党
サイン:  
 内務大臣
内閣:  シュレーダー内閣
在任期間:  1998年10月27日 - 2005年11月22日
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オットー・ゲオルク・シリー（Otto Georg Schily、1932年7月20日‐）は、ドイツの政治家、弁護士。1998年 - 2005年、ゲアハルト・シュレーダー内閣で内務大臣を務めた。
経歴 > 緑の党からSPDへ

ノルトライン＝ヴェストファーレン州ボーフム生まれ。父親は高炉技術者。家族はアントロポゾフィーを信奉していた。第二次世界大戦中はガルミッシュ＝パルテンキルヒェンに疎開。ミュンヘン大学、ハンブルク大学、ベルリン自由大学で法学と政治学を学び、1962年に国家司法試験合格。1963年に弁護士資格取得。在学中ドイツ社会主義学生同盟に参加、学生運動の指導者ルディ・ドゥチュケと友人になる。そのためドイツ赤軍メンバーの弁護を担当することが多かった。アンドレアス・バーダーらが獄中で「自殺」したときは国家による暗殺ではないかと疑問を持ち、その解剖に立ち会った。
1980年、緑の党の共同設立者の一人となり、急進派の一人として知られるようになる。1981年に西ベルリン市議会選挙に出馬するが落選。1983年のドイツ連邦議会選挙で初当選、ヨシュカ・フィッシャーらと共に緑の党最初の国会議員の一人となり、緑の党連邦議員団に所属。この頃には現実派となり、社会民主党 (SPD) との連立を模索した。当時緑の党は連邦議会の議席を党員で持ち回りする党規だったため、1986年に比例名簿上の他の党員が繰り上げられたのと入れ替わる形で議員を辞職。翌1987年の連邦議会選挙で再選された。
1989年、緑の党代表に立候補するが落選、党内抗争に敗れ、議席を保持したままSPDに鞍替えする。1990年の連邦議会選挙でSPDから出馬し当選。1993 - 94年、ドイツ連邦議会の信託調査委員会委員長。1994 - 1998年、SPD副幹事長。1998年 - 2002年、連邦議会内務・法務委員会委員代理、2005年から同外交委員会委員。
経歴 > 連邦内務大臣

1998年9月27日に行われた連邦議会選挙で SPD と同盟90/緑の党の連立政権が成立すると、シリーは内務大臣に指名され、10月27日に就任した。彼の在任中、2001年9月11日にアメリカ同時多発テロ事件が発生し世界的にテロへの不安が広がる中、治安維持強化のための法案制定の責任者となった。彼が打ち出した多数の法案は、彼と同名の通信販売会社 Otto にかけて「オットー・カタログ」とマスコミに呼ばれた。2001年には極右政党のドイツ国家民主党 (NPD) を禁止する法案を提出したが、法案が連邦憲法裁判所に違憲と裁定され、撤回に追い込まれた。また内相として生体認証パスポートの導入を進め、2005年10月から発行が始まった。在任中に急速に進んだインターネットの普及に対応して、ハッカーやインターネット犯罪に対処する計画を発表し、連邦情報保安局に担当させることになっている。2002 FIFAワールドカップの際はフーリガン対策で日本の警察に協力、ドイツ代表チームが勝ち進んだ決勝戦に合わせて来日し、シュレーダー首相らと共に観戦した。
在任中さまざまな疑惑に関係することになった。2005年7月には在キエフ・ドイツ大使館のビザ発給業務に対する不当な政治的圧力をめぐる「ビザ・スキャンダル」の関係者として参考人招致される。同年9月には月刊誌『キケロ』(Cicero) に対する連邦刑事局の捜査が報道の自由を侵害するものとして激しく批判された。さらにアメリカによる対テロ戦争の最中の2003年にアメリカ中央情報局によってアフガニスタンに拉致され収容所で拷問を受け、2004年3月にアルバニアで解放されたレバノン系ドイツ人ハレド・アル・マスリの消息について、駐独アメリカ大使から情報を得ていたにもかかわらず口止めを要請されていたことが後になって判明し、野党のみならず党内からも批判された。これについて、シリーは事後報告で介入のしようがなかったと弁明した。また連邦裁判所に禁止されたオンライン秘密捜査命令に署名していたことも判明し、法学者から「組織的な違憲犯罪行為」と非難されている。
2005年9月の連邦議会でシュレーダー政権の退陣が決まると、10月18日に内相を辞任、アンゲラ・メルケル政権が正式発足した11月22日に離職した。「対テロ戦争、移民流入の制限、個人情報保護などを隠れ蓑に、市民の権利を制限して監視社会を作ろうとしている」と揶揄されるなど、立場上仕方ないとはいえ総じて国民受けが良いほうではなかった。退任後は生体認証の技術を開発する複数の企業の監査役に就任し、癒着ではないかと批判されている。2009年の連邦議会選挙に出馬せず、政界を引退した。
表彰・家族

2004年にドイツ連邦共和国功労勲章大功労十字章を受章。2度目の結婚で二女をもうける。弟コンラートも政治家であり、シリーが内相を退任する契機となった2005年の連邦議会に、野党の自由民主党 (FDP) から出馬し、当選している。
ペトラ・ケリー（右）と連邦議会選挙直後の記者会見に臨むシリー（1983年）
シリー（2005年）
ノーベル賞受賞者の大学別ランキング

ノーベル賞受賞者の大学別ランキング（ノーベルしょうじゅしょうしゃのだいがくべつランキング）では、1901年以降のノーベル賞受賞者の大学別ランキングを表示する（2019年までに計919人が受賞）。ここでは全ての受賞者を同等に扱い、2つ以上受賞した者も1人としてカウントする。ノーベル賞を受賞した機関（2019年時点で24機関が受賞）、あるいはそれに所属する人物はカウントしない。
大学の所属は卒業生、長期教職員、短期教職員の3つから成る。卒業生は学士、修士、博士などの学位プログラムに在籍した者のみを指し、夏期講習生や交換留学生、聴講生は含まない。長期教職員はテニュアあるいはテニュアトラックと同等のポジションを指し、短期教職員はテニュア以外の講師、博士研究員、客員教授あるいは研究員と同等のポジションを指す。いずれの大学においても所属はポジションによってカウントし、在籍期間は問わない。