COROT
銀河系内の赤色巨星ポピュレーション: 星震学の特徴を有効温度の推定と共に導入することで、これらの特徴を恒星の全球的な特徴と結びつけるスケーリング則によって、重力、質量と半径を推定することができ、これらの数千個の赤色巨星の光度と距離をすぐに導出することができる。得られたデータからヒストグラムを描くことができ、COROT の観測から作成されたヒストグラムを我々の銀河系での赤色巨星の理論的な種族合成から得られたヒストグラムと比較することで、全く予想外だった結果が得られた。理論的な種族合成は、銀河系の時間進化に伴って恒星が生成するのを記述するための様々な仮説を採用した上で、恒星進化モデルから計算されたものである。Andrea Miglio とその共同研究者らは、図のヒストグラムで見られるように、お互いに同じ形状のグラフを示していることに気付いた。さらに、これらの数千個の恒星の距離に関する情報を銀河座標に加えることで、我々の銀河系の三次元マップを描いた。三次元マップでは COROT の異なる観測時期に観測された天体を異なる色で示してある。またケプラーを用いた観測での同様の情報は図中に緑で描かれている。
銀河系内の年齢-金属量の関係性: 赤色巨星の年齢は直前の主系列段階の寿命と密接に関連しており、恒星の質量と金属量によって決まる。赤色巨星の質量を知ることは、その年齢を知ることと同じである。金属量が分かっている場合、15% を超えない不確かさで年齢を推定することができる。銀河系内の 100,000 個の赤色巨星の金属量を測定することを目標とする APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Environment) などの観測ミッションは、星震学で得られたデータを活用することができる。星震学の研究から、銀河系の構造と化学進化についての知見を得ることができる。
核での水素およびヘリウム燃焼の時期の振動の特徴と混合領域の広がり: COROT やケプラーによる赤色巨星の周波数スペクトルのさらなる詳細な解析を行うことで、新しい発見がもたらされた。恒星の振動に見られるわずかで微妙な違いから、似たような光度を持っているレッドクランプと赤色巨星分枝を区別することが可能となる。これは赤色巨星の詳細なモデル化によって現在では理論的に確認されている。重力が支配的な振動モードの周期間隔は特に意味があると考えられている。多数の赤色巨星での振動の検出によって、核で水素核融合が起きている段階での対流核の外側領域における混合領域の広がりだけではなく、核でヘリウム核融合が起きている段階での混合領域の広がりについての情報も得られた。どちらの混合過程も、先験的には無関係である。
大質量の主系列星は、その周波数スペクトルはΚ機構によって励起される音響モードが優勢である。これは鉄族元素が部分的に電離して不透明度が極大になる層で働くメカニズムである。さらに、これらの恒星の最も進化したものは混合した振動モード、すなわち深い層でのgモード振動と外層でのpモード振動を示す。水素燃焼は、ヘリウムまたは鉄族元素の部分電離と関連した小さな対流層を除くと、様々な化学組成の領域と放射が支配的な外層に囲まれた対流核で発生する。質量が小さい恒星での場合と同様に、対流核の直上にある完全に混合された領域、あるいは部分的に混合された領域の広がりは、理論モデルの構築に影響を与える主要な不確実性のひとつである。
ケフェウス座ベータ型変光星: ケフェウス座ベータ型変光星の星震学解析は、このさらなる混合領域の広がりを1対1で対応付けるのは自明ではないということを示している。へびつかい座θ星をモデル化する際にはいくぶんか大きな広がりの混合領域を考慮する必要があるが、HD 129929 やおおいぬ座β星、くじら座デルタ星、とかげ座12番星の場合は混合領域は小さいと考えられている。さらに、HD 180642 やエリダヌス座ニュー星では混合領域は存在していない可能性もある。この混合領域の広がりと、恒星の自転速度や磁場との関連性を明らかにすることは興味深い問題である。へびつかい座V2052星の星震学の解析では、この恒星は高速で自転しており、そのため広い混合領域の存在が予想されるにもかかわらず、理論モデルでは混合領域は存在しない可能性があるとされている。この恒星の磁場が検出されていることは、混合領域が存在しないことの理由である可能性がある。
Be星: 晩期Be星である HD 181231 と HD 175869 は非常に高速で自転する恒星であり、太陽の自転速度より20倍も速い。これらの天体の星震学の解析からは、対流のみの場合に予想されるよりもおよそ 20% 大きい中心部の混合領域が必要だと考えられている。また、別のBe星 HD 49330 の観測では驚くべき結果がもたらされた。この種類の恒星では星周円盤に向かった物質のアウトバーストがよく発生するが、COROT による観測ではこの最中に周波数スペクトルが大きく変化することが判明した。はじめは周波数スペクトルは音響モードが支配的であったが、アウトバーストと一致する振幅を持つ重力モードがスペクトル中に出現した。このような励起モードの性質と動的な現象の関連性は、Be星の内部構造を調査する上で重要な情報である。
O型星: COROT ではO型星の観測も行われている。それらのうち、NGC 2264 の一員である HD 46150と HD 46223、およびOBアソシエーション Mon OB2 の一員である HD 46966 は脈動を起こしていないように思われ、これは似たパラメータを仮定した恒星の理論モデルとは一致しない。対照的に、プラスケット星 (HD 47129) の周波数スペクトルは理論モデルから予測される周波数領域に6つの共振を伴ったピークを示すことが分かっている。
その他の COROT による予想外の発見としては、大質量星における太陽に似た振動の発見がある。200000 K 程度での鉄族元素の電離に伴う不透明度の極大と関連した小さい対流殻が、太陽で観測されているのと似た音響モードの確率的な励起の原因となっていると考えられている。
わし座V1449星 (HD 180642): COROT の観測対象のひとつであるこの恒星はケフェウス座ベータ型変光星であり、周波数スペクトルは高周波数で、非常に小さい振幅の音響モードを示すことが明らかになっている。注意深い解析により、鉄の不透明度が極大になる対流領域や、もしくは対流核に起源を持つ乱流泡によって太陽に似た振動が励起されていることが示された。鉄の不透明度が極大になる領域で発生するκメカニズムによって励起された脈動が、全く同じ領域で確率的に励起された脈動と併存しているのが発見されたのはこれが初めてであり、大きな発見であった。2つが共存しているという性質から、この脈動の発見者の一人である Kevin Belkacem はわし座V1449星に対してキマイラに因み Chimera と名付けた。図はわし座V1449星の周波数スペクトルの2つのモードを示したものであり、横軸は時間、縦軸は周波数である。上の図が太陽に類似した振動モード、下の図がケフェウス座ベータ型変光星に見られるものと同じ振動モードである。太陽類似の振動モードの確率的な性質は、時間が経つに連れてある周波数が不安定性を示し、周波数の数 µHz の拡散が見られるという点に現れている。ケフェウス座ベータ型変光星に見られる、狭い周波数領域で安定に持続する下図のモードとの違いは明らかである。
HD 46149: 太陽に類似した振動は、後に連星系にあるより大質量の0型星 HD 46149 においても発見されている。連星を成していることから得られるこの恒星への制約と、星震学から得られる制約を合わせることで、この連星系の軌道要素や、連星をなす恒星の全体的な性質を決定することが出来た。
2008年3月に行われた23日間にわたる観測で、COROT は若い散開星団 NGC 2264 にある 636 個の天体を観測した。クリスマスツリー星団と呼ばれるこの星団はいっかくじゅう座の領域にあり、およそ 1,800 光年と比較的近距離にある。この星団の年齢は300万〜800万年と推定されている。若い星団であるため、星形成や初期の恒星進化に関連した様々な科学的疑問点を調査するには理想的な観測対象である。COROT の観測データにより、この星団での新しく形成された恒星とその周囲の物質の相互作用、星団の一員の自転や活動とその分布、星震学を用いた若い恒星の内部構造、惑星や恒星の食に関する研究が可能となった。
若い恒星はそれらを形成する元となった濃い分子雲の奥深くに位置しているため、恒星の誕生やその後の若い段階は可視光線ではほとんど観測することができない。赤外線やX線の観測では分子雲の奥を見通すことができるため、恒星進化における最初期の段階の情報を得ることができる。そのため、2011年12月と2012年1月の COROT の観測は、4つの宇宙望遠鏡といくつかの地上望遠鏡が参加した大きな国際観測キャンペーンの一環として行われた。全ての機器を用い、若い星団 NGC 2264 にあるおよそ 4,000 個の恒星が異なる波長でおよそ1ヶ月にわたって同時に観測された。カナダの人工衛星 MOST は星団内の最も明るい恒星を可視光で観測し、COROT はより暗い恒星を観測した。MOST と COROT はこの星団を 39 日間にわたって継続的に観測した。NASA のスピッツァー宇宙望遠鏡とチャンドラは、同じ恒星を赤外線とX線で、それぞれ30日と300キロ秒ずつ測定した。地上望遠鏡での観測も同時に行われ、チリにあるヨーロッパ南天天文台のVLT、ハワイのカナダ・フランス・ハワイ望遠鏡、テキサス州のマクドナルド天文台、スペインのカラーアルト天文台などで観測が行われた。
COROT の観測では、脈動する多数の前主系列星のたて座デルタ型変光星の発見や、前主系列星におけるかじき座ガンマ型変光星の存在の確認が行われた。また両方の変光タイプが混合した脈動を起こしている天体も発見された。また、この恒星の集団の中では最初に発見され、よく知られた前主系列段階の脈動星である、いっかくじゅう座V588星やいっかくじゅう座V589星も観測された。COROT で得られた高精度の光度曲線の情報からは、前主系列星における粒状斑の重要な役割も明らかになった。
COROT のデータを元にしたおうし座T型星とそれらの周囲に有る物質との相互作用の研究からは、新しい天体の分類であるおうし座AA型星の存在が明らかになった。COROT による観測以前は、おうし座T型星は恒星表面の黒点によって引き起こされる正弦波状の光度変化と、若い恒星を取り囲むガスと塵の円盤によって引き起こされる完全に不規則な変動を示すことが知られていた。おうし座AA型星の天体は振幅と幅が異なる周期的な減光を起こすため、半規則型変光星にあたる。COROT の観測によって、この新しい型の変光星の存在が確立した。また、可視光での変光と赤外線やX線での変光との比較からも、恒星進化の最初期における様々な知見が得られている。
COROT は、非動径振動を起こす恒星を持った連星系も多数観測している。これらのうち、かじき座ガンマ型変光星を持つ食連星も一連の観測で発見されている。食連星の観測は、全体的なパラメータを直ちに導出することができ、それによって恒星の振動への制約に加えて非常に重要な情報を得ることができるため、恒星の理論的なモデル化において重要な役割を果たす。
いっかくじゅう座AU星: この連星系は、G型の伴星と相互作用をしているBe星の主星からなる半分離型連星である。COROT による観測で、この連星系の非常に高精度な光度曲線が得られた。この観測から連星系の大域的なパラメータの推定値が改善され、軌道運動の天体暦が更新され、さらに長周期の変動の存在も明らかになった。この長周期の変動は、恒星の周囲に存在するダストによる光の周期的な減衰によるものだと考えられている。
HD 174884: HD 174884 は2つのB型星からなる短周期の連星系であり、連星の軌道離心率は e = 0.29 と大きい。この系では、潮汐的に誘起されている脈動が検出されている。図の一番上のグラフは、この連星系の全体の光度曲線である。2番目のグラフは、深さが 1% の小さい二次食が発生している場所の拡大図である。この連星系にある2つの恒星は、同程度の質量や大きさ、温度を持っている。連星が円軌道だった場合、食の深さは同じになるはずである。しかし軌道の離心率が大きく、連星の軌道面が地球から見て傾いて見える位置関係にあるため、二次食は主要な食が発生する時よりも遠方で発生することになる。一番下のイラストは、異なる軌道位相における、連星系の位置関係を天球上に投影したものである。
CoRoT 102918586 (CoRoT Sol 1): 比較的明るい食連星の CoRoT 102918586 は二重線分光連星 (double-lined spectroscopic binary) である。COROT によるこの連星系の観測では、かじき座ガンマ型の脈動の存在を明確に示す結果が得られている。COROT による測光観測に加えてフォローアップの分光観測も行われ、視線速度の変動、連星中の恒星の有効温度、金属量、視線方向に射影した自転速度が測定された。食連星の光度曲線の解析と分光観測の結果をあわせた結果、この連星系の物理パラメータを 1-2% の精度で決定することができ、さらに進化モデルと比較することで年齢への制限も与えられた。食連星の理論モデルからの光度変化を差し引いた残差から、恒星の脈動の特性が調べられた。その結果、主星はかじき座ガンマ型変光星に典型的な周波数での脈動をしており、周期間隔は次数が l=1 の高次のgモードの脈動と一致するものであった。
HR 6902: HR 6902 はぎょしゃ座ζ型変光星であり、赤色巨星とB型星からなる連星である。COROT によって2回の観測期間で観測され、明るい方の天体が隠される食だけではなく、明るい天体が暗い方を隠す二次食も検出された。この連星系は、赤色巨星の内部構造に新しい制約を与えるという目標の元で研究されている天体である。
低質量連星: COROT で観測された連星の中には、低質量の伴星を持つものもある。例えば、主星が1.5太陽質量の主系列星、伴星が0.23太陽質量の晩期M型星からなる連星が観測されている。
連星でのビーミング効果: COROT で観測された連星系には、食による光度の変化以外にも、相対論的ビーミングによるものと解釈される変動が検出されているものもある。この効果は光源が観測者から見て接近していたり遠ざかったりする際の明るさの変動によって引き起こされるものであり、変動の振幅は光源の視線速度を光速で割った値に比例する。そのため、軌道運動する恒星の速度の周期的な変化は、光度曲線中に周期的なビーミングによる変動を生み出すことになる。この効果を検出することで、食や通過が共に検出されていなくても、その系が連星であることを確認できる。ビーミング効果の主な利点のひとつは、光度曲線から直接視線速度を決定できる可能性があるという点である。つまり、視線速度を決定するのに分光観測は不要だという点である。しかしこの方法で視線速度を得るためには、連星の主星と伴星の光度に大きな差がある必要があり、単独の視線速度の変動曲線は、単線分光連星で得られるようなものしか得ることができない。連星系での食以外での変動は、BEER アルゴリズム (Beaming, Ellipsoidal, Reflection) によってモデル化されている。またこのモデルは太陽系外惑星の検出や特徴付けにも応用されている。
COROT は太陽系外惑星を発見するためにトランジット法を使用する。惑星などの天体が恒星と観測者の間を通過し、恒星からの光の一部が遮られる現象が通過 (トランジット) である。この現象は、光の流束の非常に小さい変化を検出できる感度を持つ CCD によって検出可能となる。COROT は10,000万分の1の明るさの変化を検出する能力を持っている。そのため科学者たちは、地球の2倍程度の大きさを持つ、スーパー・アースと呼ばれる種類の惑星を発見できるだろうと見込んでいた。後に地球の1.7倍の大きさを持つ CoRoT-7b が検出され、この予測が正しかったことが証明された。
COROT は32秒ごとに32秒間の露光を行うが、データ量が大きすぎるため地球には全ての画像は送信されない。衛星に搭載されたコンピューターによってデータ処理が行われる。COROT の系外惑星チームによって事前に選定された視野中の対象星は特定のマスクによって記述された特定数のピクセルによって定義され、そのマスク内の全てのピクセルのデータが合計され、さらに複数回の露光で得られたデータも合計される (通常は16回分で、合計の積分時間はおよそ8分 (512秒) になる)。その後、処理されたデータが地上へと送信される。ただし特に興味深い対象だと考えられる恒星については、各露光で得られたデータは32秒ごとに送信される。このような、32秒もしくは512秒のデータサンプリングは、1時間弱から数時間程度継続する惑星のトランジットを検出するのに非常に適している。
この手法の特徴は、観測対象に本格的な系外惑星候補が存在するとみなすまでに、2つの等しい時間間隔を持った3回の連続するトランジットの検出が必要とされるという点である。ある軌道周期 T を持つ惑星は、3回のトランジットが検出されるためには少なくとも 2T〜3T の時間間隔で観測される必要がある。惑星の軌道長半径 a と恒星の質量 M_{\rm star} は、軌道長半径の単位を天文単位、恒星の質量の単位を太陽質量、軌道周期の単位を年とした場合、a^{3}=T^{2} M_{\rm star} で表される。このことから、例えば観測期間が1年未満の場合、検出可能な惑星の軌道は地球の軌道よりも著しく小さいものになることが示唆される。そのため COROT による観測では、各観測領域における最大の観測継続時間が6ヶ月であることから、検出可能な系外惑星の軌道長半径は 0.3 au よりも小さい (太陽と水星の距離よりも短い) ものになる。そのため、いわゆるハビタブル惑星は検出できない。NASA が打ち上げたケプラーは同じ領域を何年にも渡って観測するため、恒星から離れた距離にある地球サイズの惑星を検出する能力がある。
COROT によって発見された系外惑星の数はあまり多くはないが (6年間の運用中に32個を発見)、これは惑星の存在を確定させるためには必ず地上望遠鏡による確認が必要であることが要因である。実際に、大部分のケースでは、数回のトランジットの検出だけでは惑星の検出とはみなされず、一方がもう片方をかすめるように掩蔽する食連星によるトランジット状のシグナルである場合や、COROT の対象星に非常に近い位置に連星があるためトランジットの効果が薄められている場合である可能性がある。どちらの場合も、惑星が恒星の手前を通過することによる減光と同じくらいの小さな減光を引き起こす。これらの可能性を排除するため、地上望遠鏡を用いた分光観測による視線速度の測定と、CCD カメラでの撮像観測を行う。前者では連星系の質量を直ちに検出することができ、後者では観測対象星の近くにトランジット状のシグナルを発生させうる連星を同定することができる。明るさの相対的な低下は、COROT による測定する範囲を定義した特定のマスク内の全ての光を合計したものよりも大きくなる。その結果として COROT の系外惑星科学チームは、確認され完全に特徴付けられた惑星のみを公表し、単なる系外惑星候補のリストは公開されていない。この戦略は、系外惑星候補のリストが定期的に更新され一般公開されているケプラーミッションのものとは異なる。
COROT による系外惑星の初めての発見報告は2007年に行われた。この時に発見されたのは、ホット・ジュピター CoRoT-1b と CoRoT-2b である。星震学の研究結果も同じ年に公表された。
2008年5月には、ESA によって木星サイズの新しい系外惑星 CoRoT-4b と CoRoT-5b の発見が報告され、また未知の重い天体 CoRoT-3b の発見も合わせて報告された。
2009年2月、初めての COROT のシンポジウムの最中に、スーパー・アース CoRoT-7b の発見が公表された。この惑星の半径は1.58地球半径であり、大きさが測定された系外惑星としては当時最小のものであった。また、同じ惑星系におけるトランジットしていない惑星 CoRoT-7c と、新しいホットジュピター CoRoT-6b の発見もシンポジウムで公表された。
2010年3月には CoRoT-9b の発見が公表された。この惑星は軌道周期が 95.3 日と長く、軌道は水星のものと類似している。
2010年6月、COROT のチームは6つの新しい惑星 CoRoT-8b、CoRoT-10b、CoRoT-11b、CoRoT-12b、CoRoT-13b、CoRoT-14b と、褐色矮星 CoRoT-15b の発見を公表した。これらの惑星は CoRoT-8b を除いて木星サイズであり、CoRoT-8b は土星と海王星の中間程度のサイズである。またトランジットを起こしていない惑星 HD 46375 b の、可視光での反射光が暫定的に検出された。
2011年6月、2回目の COROT シンポジウムの最中に、10個の新しい系外惑星の発見が報告された。発見されたのは、CoRoT-16b、CoRoT-17b、CoRoT-18b、CoRoT-19b、CoRoT-20b、CoRoT-21b、CoRoT-22b、CoRoT-23b、CoRoT-24b、CoRoT-24c である。
2011年11月時点では、未確認の系外惑星候補は600個が報告されていた。2019年1月時点では、系外惑星の発見個数は31個 (褐色矮星を含めると37個)、依然として未確認の惑星候補は557個となっている。
COROT による系外惑星探査では、多くの重要な成果が得られている。
CoRoT-1b: COROT が初めて検出したこの惑星はホットジュピターである。その後のさらなる解析で、この惑星は可視光で二次食が検出された初めての系外惑星となった。これは COROT の観測によって得られた高精度の光度曲線によって可能となった検出である。
CoRoT-3b: この天体は木星質量の22倍の質量を持ち、褐色矮星と惑星の中間的な性質を持っているように思われる。発見の3年後に太陽系外惑星エンサイクロペディアの所有者によって提案された惑星の定義では25木星質量より軽いものを惑星としており、CoRoT-3b はそのカタログの中では系外惑星として分類されている。2010年8月には、主星である CoRoT-3 の光度曲線に、CoRoT-3b の潮汐力による恒星の変形に伴う変光と、相対論的ビーミングによる変光の効果が検出されたことを報告する論文が出版された。
CoRoT-7b: この惑星は1.7地球半径・7.3地球質量を持つ天体であり、地球に近い組成や密度を持った岩石惑星の初発見例である。公転周期は20.5時間と非常に短い。主星の CoRoT-7 はほぼ太陽型星であり、CoRoT-7b は恒星半径のわずか6倍という極めて近い位置を公転している。強い潮汐力の影響によって自転と公転の同期が発生し、常に同じ面を恒星に向けていると考えられる。その結果として常に昼である半球と常に夜である半球の間には極端な温度差が発生する (2200 K と 50 K)。また昼側の半球の大部分は巨大な溶岩の海が広がっていると考えられる。夜側には水と二酸化窒素の氷が多く存在している可能性がある。この惑星系は COROT を含めた一連の観測によって初めて2つのスーパー・アースが発見された系でもあり、ひとつはトランジットを起こす CoRoT-7b、もう一つはトランジットを起こさない CoRoT-7c である。後者は質量が地球の8.4倍、軌道周期は3.79日であり、視線速度法によって発見された。また、3つ目の惑星 CoRoT-7d が存在する可能性も指摘されている。
CoToT-8b: この惑星は0.22木星質量であり、海王星と同じ分類である。
CoRoT-9b: 高温過ぎない惑星の初発見例である。質量は木星の 80% であり、軌道は水星のものと類似している。太陽系にある惑星と似た温度を持つトランジット惑星としては初めての発見例である。また発見時点では、HD 80606 b に次いで2番目に長い軌道周期を持つ系外惑星であった。
CoRoT-11b と CoRoT-2b: この2つの惑星の半径はそれぞれ木星の1.4倍と1.5倍であり、膨張した惑星である。この半径の大きさは理論的には解明されていない。
CoRoT-15b: 恒星の周りを公転する軌道にある、確実に褐色矮星であることが分かっている天体である。
CoRoT-10b、CoRoT-16b、CoRoT-20b、CoRoT-23b: これら4つのホット・ジュピターは、軌道長半径の小ささから考えると大きな潮汐力を受けて円軌道化されるはずであるにも関わらず、軌道離心率が大きな軌道を持つ。これらの観測事実から、潮汐力による天体内部でのエネルギー散逸の効率を決めるパラメータ Q_{\rm p} への制約が得られている。
CoRoT-22b: この惑星は質量が土星の半分未満であり、サイズも小さい。
CoRoT-24b と c: この2つの質量はそれぞれ木星の0.10倍と0.17倍であり、このような小型の惑星2つが COROT によって発見されるのは2例目である。2つの惑星は海王星サイズであり、COROT によってトランジットする惑星が複数個発見された初めての例でもある (CoRoT-7 系の2つの惑星は片方がトランジットをしていない)。
COROT のミッションでは、以下の太陽系外惑星の発見が報告されている。
薄緑色の列は、連星の片方を惑星が公転している系を表している。
以下の表は、COROT が検出した褐色矮星と、フォローアップ観測で発見されたトランジットしない惑星の一覧である。
COROT によって発見された惑星は、全て長い観測期間 (少なくとも70日) において検出されている。COROT の検出チームは各観測機関に置いて平均で 200〜300 の周期的な減光イベントを発見しており、これはその観測機関において監視していた恒星の 2-3% にあたる。これらのうち、惑星候補として選択されたのは530個のみである (223個が銀河系中心とは反対方向、307個が銀河系中心方向)。それらのうちさらに系外惑星と確認されたものはおよそ30個程度であり、惑星候補のうちの 6% 程度である。その他の候補は、46% が食連星、48% が分解できておらず真の性質が不明瞭なものである。
COROT の検出能力は図Dに図示してある。これは検出された全ての惑星候補について、周期とトランジット深さを示したものである。5日未満の短周期の惑星が明るい恒星を公転している場合は、小さい惑星 (1.5地球半径程度) を十分に検出することができる能力がある。
COROT で発見された惑星は、異なる種類の系外惑星系に見られる幅広い特性と特徴をカバーしている。例えば、COROT で発見された系外惑星の質量の範囲は、図にも示されているようにほぼ4桁にもわたる。
発見された惑星の質量と、その惑星を持つ恒星の質量に着目すると、COROT によって発見された惑星系では一定の傾向が見られることが分かる。大きな質量を持つ惑星は、大きな質量を持つ恒星の周りを公転している傾向がある。これは、惑星形成に関して一般的に受け入れられている理論モデルと一致する結果である。