太陽系外惑星の発見方法
トランジット惑星が恒星面を通過するタイミングは通常は常に一定だが、複数の惑星が一つの恒星の周りを公転している場合、トランジット惑星のトランジットを起こすタイミングが別の惑星との重力相互作用によって変化することがある。この変化はトランジットタイミング変化(Transit timing variations)略して TTV と呼ばれ、その変動で未知の惑星を検出する手法はトランジットタイミング変化法またはTTV法と呼ばれる。トランジットのタイミングの精密な測定は比較的容易なので、最低でも一つのトランジット惑星が公転していれば、トランジットを起こさない別の惑星が地球質量ほどしかない小さな惑星であってもTTVを用いて検出できるとされている。TTVの大きさには一般的に周期性があり、この変動パターンはそれぞれの惑星の質量や軌道によって異なる。惑星同士の軌道が比較的近い場合、および少なくとも1つの惑星が大きな質量を持っていれば、より質量が小さい惑星の公転周期を変動させる。このような場合はトランジットのタイミングの変化を検出しやすくなり、TTV法での検出が適してくる。この他にも、惑星同士が軌道共鳴の状態にある場合、軌道上のほぼ同じ地点で互いが接近しあうことによる摂動の影響がより大きくなることで顕著なTTVが発生することがある。TTV法は現在では、太陽系外衛星を発見する手法としても注目されるようになっており、実際にTTV法を用いた太陽系外衛星候補が報告されている。
TTVの主な短所は、ドップラー分光法やパルサータイミング法と同様に「間接的に」惑星を発見している手法のため、惑星の物理的特徴がほとんど求められない事である。ドップラー分光法とは対照的にTTVは惑星の上限質量を求める事が出来る。ほとんどの事例ではその惑星の質量を求められるが、誤差範囲に狭い制約を課す事は出来ない。ただし、惑星同士が非常に接近しているため、質量を詳細に求められるケプラー36系やケプラー88系などの例外もある。
TTVを使って発見された最初の惑星は、ケプラー宇宙望遠鏡によって発見された。2011年、トランジットを起こすことがすでに知られていた惑星ケプラー19bの公転周期が約5分ほど変動している事が判明した。こえにより、ケプラー19bの外側を160日未満の周期で公転している別の惑星ケプラー19cが存在している事が明らかになった。
上記のTTV法と似た発見方法で、トランジットを起こす惑星のトランジットの継続時間の変化(トランジット継続時間変化、Transit duration variations、略して TDV とも)から惑星を検出する手法がある。ただしトランジットの継続時間の変動は、太陽系外衛星、楕円軌道を公転している他の惑星からの摂動による近点移動、あるいは一般相対性理論的効果によって引き起こされる可能性がある。
トランジットを起こす事が確認された周連星惑星がある場合、TDVを用いることで容易にその存在を確認する事が出来る。近接連星では、恒星は周囲を巡る天体の通過の継続時間に大きな変化をもたらす。この手法で初めて発見された惑星は周連星惑星として初めて明確に確認されたケプラー16bであるケプラー16b以前にも、周連星惑星としてPSR B1620-26 bやしし座DP星bなどが発見されていたが、主系列星同士の連星を公転している周連星惑星が発見されたのはケプラー16bが初めてである。。
地球から見て、連星系の恒星が互いの前を通過するように整列しているものを食連星と呼ぶ。一番明るい恒星が、他の恒星、あるいは塵円盤によって部分的に覆われている時、これを一次食という。また、一次食の半周期後、他の恒星が一番明るい恒星によって覆われた状態となる。これを上記と同様に「二次食」と呼ぶ。この時、パルサーのパルスと同様に周期的な減光が認められるパルサーは素早く点滅しているが、こちらは明るさが周期的に変化する。。恒星は常に互いの共通重心を中心に公転しているが、周囲に惑星がある場合、共通重心にズレが生じ、恒星の軌道が移動することで一次食と二次食の周期にもズレが生じる。この方法は連星系の周りを公転する惑星を発見する最も有力な方法である可能性がある。この方法では、大質量の惑星で、連星系からの距離が比較的短い場合や、恒星が低質量の場合に有効である。
ある天体の重力がレンズのようになって、背後にある別の天体が歪んでいるように観測される現象を重力レンズ効果という。この効果は、2つの天体が整列している場合にのみ発生する。2つの天体と地球は全て相対的に動いているため、この効果は数日から数週間というわずかな期間しか継続されない。過去10年間に約1,000件の重力レンズ効果が観測されている。
手前に並ぶ天体が恒星の場合、質量が小さいため銀河団で見られるようなはっきりとした重力レンズ効果は生じず、背景の天体からの光は空間的に分離されない。このとき観測者から見ると、このとき背景からの天体は時間変化に伴って増光を起こす程度になる。これを重力マイクロレンズ(Gravitational microlensing)と呼ぶ。このとき、背景の天体の光度曲線は対称になるはずだが、手前の恒星に惑星がある場合、光度曲線が非対称になったり別の小さな光度のピークがみられる。この光度曲線の非対称性から惑星を検出するのが重力マイクロレンズ法(Gravitational microlensing method)である。単にマイクロレンズ法とも呼ばれる。しかし、その影響は非常に不安定なので、常に手前側の天体を観測する必要がある。この方法は銀河系の中心にある恒星が、よく奥側の天体とされるため、他の方法では検出が困難な、銀河面に位置する惑星も発見出来る。
1991年、天文学者のShude Maoとボフダン・パチンスキはこの方法で、連星系の伴星を発見する事に成功し、翌年の1992年に、Andy GouldとAbraham Loebによって、太陽系外惑星を発見出来る方法として改良された。この方法で初めて惑星が発見されたのは2002年で、ポーランド・ワルシャワ大学のアンジェイ・ウダルスキが中心となって行っているOGLEプロジェクトによってなされた。1か月の間に彼らはいくつかの惑星候補を発見していたが、観測精度に限界があり、はっきりとした確証を得る事は出来ていなかった。それ以来、いくつかの惑星が重力マイクロレンズ法で発見されている。重力マイクロレンズ法は、太陽のような主系列星を公転している地球質量程度の惑星を検出できる最初の発見方法であった。
他のほとんどの発見方法では、主星に非常に近い距離を公転している惑星が発見されやすいが、重力マイクロレンズ法は、主星から1~6 au離れた、比較的遠い軌道を公転する低質量の惑星を検出するのに適している手法である。
重力マイクロレンズ法の主な短所は、重力マイクロレンズ効果が1度しか起こらない事にある。また、たとえ検出出来たとしても、惑星までの距離は数千パーセク離れている事が多いため、他の発見方法による追加観測は不可能である場合が多い。さらに、判明する物理的特徴は質量のみであり、これは不確定性が大きい。また、直接判明する軌道要素は現在の主星からの距離のみである。この距離は、惑星が楕円軌道を描いている場合は軌道長半径を反映していない可能性が高く、軌道要素が不明瞭になる事もある。この方法で惑星が検出出来るのは、惑星が軌道上において、主星から特に離れている、わずかな領域に限られるので、公転周期を正確に測定するのは難しい。重力マイクロレンズ効果は、主星と惑星の質量比が近いほど大きくなるため、低質量の恒星の方が検出が容易である。
一方、重力マイクロレンズ法の長所は、低質量の惑星でも検出出来る事である。将来、重力マイクロレンズ法を使って探査を行う予定のWFIRSTなどのプロジェクトでは、火星質量ほどの惑星も検出出来ると期待されている。また、ドップラー分光法やトランジット法では検出が困難な、土星から天王星に匹敵するほどの長い公転周期を持つ惑星を発見する事ができ、また、非常に遠方にある惑星でも検出する事が出来る。十分な精度で、背景の天体を観測していれば、地球のような惑星が銀河系にどのように存在しているかも明らかに出来るとされている。
このような観測は通常、リモートテレスコープ(ロボット望遠鏡)によって行われている。OGLEプロジェクトの他にもMOAプロジェクトが成果を挙げている。
PLANETプロジェクトは、さらに積極的に観測に取り組んでいる。これは、地球に匹敵する低質量の惑星の検出を目指しており、世界を網羅している望遠鏡ネットワークを通じて、24時間体制で観測を行っている。この計画によって、大きな軌道長半径を持ち、小さな質量を持つOGLE-2005-BLG-390Lbと呼ばれる惑星が、初めてこの手法によって発見された。
惑星の主星からの反射光は主星自体の光と比べるととても弱いため、基本的に惑星を直接捉える事は非常に困難である。ただし、惑星が主星から比較的遠くに位置しており、その熱放射を観測する事が出来る場合がある。こうした発見方法は、直接撮像法(Direct imaging method)や直接撮影法と呼ばれる。現在確立されている太陽系外惑星の発見方法の中では唯一の直接法である。熱放射による観測では、惑星系までの距離が地球に近く、サイズが木星よりも大きく、主星から離れていて、表面温度が高く強い赤外線を放射している惑星が検出されやすい。観測には赤外線が用いられるため、観測された惑星は可視光線よりも明るく見える。恒星の光を隠すコロナグラフを用いれば、可視光線での観測も可能になるが、地球のような惑星を直接観測するにはとても高い光熱安定性が必要となる。惑星系が形成されたばかりの場合、主星と惑星のコントラストの面では赤外線よりもH-アルファ線の方が有効とされており、現在それを使用した観測が進んでいる。
直接撮像法では、主星の年齢と惑星の表面温度から算出される、不確定性の大きな惑星質量しか物理的特徴は判明しない。主星が誕生して数百万年後には、惑星が形成される可能性があるため、質量は算出された値と異なる可能性もある。惑星の温度が低いと質量は小さくなる傾向がある。場合によっては、惑星の温度、見かけの明るさ、および地球からの距離に基づいて、惑星の半径の値を絞る事もでき、また、惑星から放出されるスペクトルは、主星と分離する必要がなく、惑星の大気の組成を容易に調べる事が出来る。
時折、惑星が褐色矮星である可能性を除外するために、複数の波長で観測するのが必要な場合がある。また、直接撮像法は惑星の軌道を正確に測定できるという利点がある。他の大部分の手法とは異なり、フェースオン軌道(軌道傾斜角が0°)が、軌道全体で観測可能のため、エッジオン軌道(軌道傾斜角が90°)に近い惑星よりも検出が容易になるという利点もある。
直接撮像法によって検出された惑星には大きく2つのパターンがあり、1つは原始惑星系円盤を持つほど若い太陽よりも大きな恒星を公転しているパターンで、もう1つは非常に暗い天体を公転している準褐色矮星、または主星から100 au以上離れた位置にある褐色矮星のパターンである。また、恒星と重力的に結合されていない惑星質量天体(自由浮遊惑星)も直接観測法によって発見される事がある。
2004年、ある研究グループが褐色矮星の2M1207を公転している伴星2M1207bの画像を得るために、チリに建てられているヨーロッパ南天天文台(ESO)の超大型望遠鏡VLTを使って観測を行い、翌年にその画像の撮影に成功した。観測の結果により、2M1207bは木星の4倍の質量を持ち、2M1207からは46 au離れていると考えられている。
直接撮像法で初めて発見された惑星系は、2007年にケック望遠鏡とジェミニ望遠鏡の両方の望遠鏡を使って、3つの惑星が観測されたHR 8799系だった。2008年11月13日には、ハッブル宇宙望遠鏡によって1等星のフォーマルハウトに質量が最大で木星の約3倍のフォーマルハウトbの直接観測に成功した。この2つの恒星の周りには塵円盤も確認されている。
2008年9月には、約500光年離れた位置にあるK型主系列星の1RXS J160929.1-210524から330 au離れた位置に、直接観測法によって新たな天体が発見され、2010年にそれが惑星である事が確認された。
2009年には、がか座β星を取り巻く塵円盤の中に惑星がか座β星bが2003年までに行われた直接観測の分析から発見された。
また、2009年11月には、すばる望遠鏡のHiCIAOと呼ばれる観測機器を使って恒星グリーゼ758に惑星とおぼしき天体を発見したが、後にこれは褐色矮星である可能性が高い事が判明した。
2012年には、ハワイのすばる望遠鏡によって、アンドロメダ座κ星を公転している木星の約12.8倍の質量を持つ巨大ガス惑星を直接観測したと発表された。この惑星は主星から55 au離れており、これは太陽-海王星間の約2倍にあたる。
2013年11月には日本の研究チームが、すばる望遠鏡を使って、おとめ座59番星(GJ 504)を公転している惑星おとめ座59番星bが直接観測によって発見された。この惑星は、木星の4倍の質量を持ち、主星から43.5au離れている。存在が疑問視されているフォーマルハウトbを除くと、直接観測法で発見された惑星の中では、今のところ最も質量が小さい惑星である。
2016年には、約340光年離れた位置にある三重連星系HD 131399のうち、A型主系列星である主星HD 131399 Aを公転している惑星HD 131399 Abが直接観測によって発見された。三重連星系内を公転する惑星が直接観測で発見されたのはこれが初めてであった。
この他にも、おおかみ座GQ星b、がか座AB星b、SCR 1845-6357 bが直接観測で観測されているが、現時点でこれらの天体は惑星とは断定されておらず、褐色矮星に分類される可能性もある。
直接撮像法で惑星を発見出来る装置には、Gemini Planet Imager(ジェミニ望遠鏡)、SPHERE(VLT)、HiCIAO(すばる望遠鏡)などがあり、宇宙望遠鏡ではWFIRSTによる観測が予定されている。New Worlds Missionでは、対象の恒星を観測するために、近くにある無関係の恒星の光を遮る大型のオクルターの設計が提案されている。これは、すでに計画されている新たな専用の望遠鏡と一緒に使用する事が出来る。
2010年、ジェット推進研究所の研究チームがコロナグラフを用いることで惑星を直接観測出来る事を、以前にパロマー天文台の口径1.5mのヘール望遠鏡によって撮影されたHR 8799系の画像から実証した。コロナグラフを用いると明るい中心の恒星を隠すことができ、その周囲にある惑星から発せられる微弱な光を検出できるようになる。別の有望な方法として、明るい恒星からの光のみを干渉によって打ち消して、恒星からの光を大幅に暗くするナル干渉計(Nulling interferometer)を用いるというものもある。
鏡の代わりにゾーンプレートを使用して光を集める宇宙望遠鏡は、よりコントラストの高い観測が可能にさせる。また、プレートは折りたためるので、安価で宇宙に打ち上げる事も提案されている。
恒星から放たれた光は、電磁波としての振動方向はランダムであり、偏光していない。しかし、光が惑星の大気で反射すると、大気中の分子と相互作用し、偏光が生じる。
この偏光を分析する事により、これらの測定は原則、非常に高感度で行う事が出来る。他の長所として、偏光の測定から大気成分を求める事が出来るが、大気が無い惑星は検出出来ないという短所がある。高いアルベドを持つ惑星は、光をよく反射するため、この手法での検出が容易になる。
偏光計測に用いられる装置を、「偏光子」と呼び、偏光されていない光を除外して、偏光のみを捉える事が出来る。ZIMPOL/CHEOPSやPlanetPolなどのグループは、この手法での惑星発見を試みている。この手法で惑星が初めて検出されたのは2008年で、すでにその3年前に発見されていたHD 189733 bだった。しかし、この手法を使用して初めて発見された惑星は2020年時点ではまだ存在しない。
アストロメトリ法(Astrometry method)または位置天文学法は、恒星の周りの天体との相対的な位置などを正確に測定し、その位置が時間と共にどう変化するのかを追うものである。元々、眼視観測の時代から行われ、記録も全て手作業で行っていた。19世紀末までは、この方法は写真乾板を使って行われた。写真乾板は、測定の精度を飛躍的に向上させ、それを基にデータアーカイブが作成されるようになった。上記のドップラー分光法で述べた通り、恒星が惑星を持っている場合、惑星の重力によって恒星もわずかに揺れ動く。ドップラー分光法では、この揺れによって生じるスペクトルのドップラー効果から惑星を検出するが、アストロメトリ法では、恒星の位置のずれを観測する事で検出する。ほとんどの場合、共通重心は大きな方の天体の内部に位置してしまうため、質量差が小さく、共通重心が外側寄りの低質量星や褐色矮星を公転する惑星の検出に有効である。
アストロメトリ法は太陽系外惑星を探索する最古の方法であり、また、位置天文的連星の特徴付けに成功していたため、天文学者達の注目を集めた。アストロメトリ法に関する記述は18世紀後半の天文学者ウィリアム・ハーシェルの記述にまで遡る。彼は、地球から16.6光年離れた位置にあるへびつかい座70番星を観測した際、未知の伴星が、恒星の位置に影響を及ぼしている事を主張した。1855年、ウィリアム・ステフェン・ジェイコブは、この恒星に惑星が存在する可能性があると強く主張し、この惑星の為だけの正式な天文計算を行った。同様の計算はその半世紀後まで続き、最終的に20世紀初頭に否定されるまで行われた。この2世紀に渡って、近隣の恒星を巡る「見えない天体」を確認するために、何度もアストロメトリ法による観測が行われた。1996年、George Gatewoodの発表で、近隣にある恒星の1つであるラランド21185に存在する複数の惑星がアストロメトリ法で発見されたと報告された。これらの主張のどれも観測結果が曖昧で、はっきりとした確証が無かったため、他の天文学者による賛同は得られなかった。恒星の位置の変化はとても小さく、大気の揺らぎなどの影響で、最高性能の地上望遠鏡でも、正確な測定値を得る事は出来ない。1996年までに、この手法によって発見されたとされた太陽質量の0.1倍未満の天体はすべて存在しないとされている。2002年、ハッブル宇宙望遠鏡は、以前からその存在が知られていたグリーゼ876を公転している惑星をアストロメトリ法で観測する事に成功した。
2013年に打ち上げられた探査機ガイアは、アストロメトリ法を使用して数千個の惑星が発見する事が期待されているが、ガイア打ち上げ以前で、アストロメトリ法を使用して初めて発見された惑星は無かった。アメリカのSIM PlanetQuest(2010年中止)は、ガイアと同じような手法で太陽系外惑星の探索を行った。
アストロメトリ法の利点は、軌道長半径が大きい惑星が検出しやすい事にある。そのため、軌道長半径が短い惑星が検出されやすい、他の大部分の発見方法の補完として用いる事も出来る。しかし、軌道長半径が長いと公転周期も長くなるため、トランジット法と同様に長期間の観測が必要になる。また、連星の伴星をアストロメトリ法で観測する場合は、互いの恒星に生じる摂動によって、容易に観測出来るが、そこに存在する惑星を観測するには、他の発見方法による追加観測が必要となる。
2009年、アストロメトリ法によって、赤色矮星VB 10を公転している惑星候補が報告され、VB 10 bと名付けられた。観測から、VB 10 bは木星の約7倍の質量を持つとされ、確認されれば、アストロメトリ法によって確認された初めての太陽系外惑星となるが、近年のドップラー分光法による観測で、その存在に懐疑的な意見が出されている。
2010年には、6つの恒星に、伴星が存在する事が判明し、そのうちの1つHD 176051系には、惑星が存在する可能性が高いとされた。
光学/赤外線干渉計アレイでは、複数のアンテナを設置し、その間の距離の口径を持ったアンテナと同程度の解像度の画像を得る事ができる。恒星が明るい場合、この解像度と惑星の角半径そして年周視差から、恒星の手前を通過する惑星の影を直接観測できる可能性がある。この方法は恒星の揺れに依存するドップラー分光法よりも正確だとされており、測光を用いれば軌道傾斜角も正確に求めれるであろう。
将来の電波望遠鏡による観測で、惑星の磁気圏からの電波放射を捉える事ができるかもしれない。この方法では、他の方法では測定が困難な惑星の自転速度も算出することができる可能性がある。
木星の衛星イオのような、プラズマの供給源を持つ巨大ガス惑星からのオーロラ放射をLOFARのような電波望遠鏡を用いれば検出することができる可能性が示されている。
これまでの観測で、いくつもの恒星の周りには塵円盤(星周円盤)の存在が確認されている。塵円盤には恒星が発する光を吸収して赤外線を放出する性質(赤外超過)があるため、それを利用して塵円盤の検出が行われている。塵の粒子の総質量が地球質量よりも遥かに小さい場合であっても、赤外線で観測すれば塵円盤が有する総表面積は恒星を遥かに凌駕するものになる。
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載されているNear Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer(NICMOS)や、スピッツァー宇宙望遠鏡、ヨーロッパ宇宙機関のハーシェル宇宙望遠鏡などによって、塵円盤の様子が高精度に観測されている。現在では、太陽の近隣にある恒星のうち15%以上が塵円盤を持っていることが知られている。
塵は彗星や小惑星の衝突によって発生するとされているが、恒星からの放射圧はこの塵を比較的短い時間スケールで星間空間へと拡散させてしまう。そのため、塵円盤の検出は持続的な天体衝突による塵の補給を示しており、彗星や小惑星のような小天体が存在するという有力な間接的証拠となる。例えばくじら座τ星の周囲には、太陽系のエッジワース・カイパーベルトに似た塵円盤が確認されているが、総質量は少なくともエッジワース・カイパーベルトの10倍はあると推定されている。
さらに、塵円盤の存在は惑星の存在を示唆している場合もある。塵円盤の内部には塵がほとんど無い空洞がリング状に広がっている事があり、このような空洞はその空洞内を公転している惑星の重力によって塵が一掃されて生じたものである可能性がある。このような事例として、エリダヌス座ε星の塵円盤が挙げられる。エリダヌス座ε星にはすでにドップラー分光法で発見されているエリダヌス座ε星bに加え、約40 au離れた位置に別の惑星の存在が示唆されている。このような惑星と塵円盤の間の相互作用は「Collisional grooming(衝突グルーミング)」と呼ばれる技術によって数値的にモデル化する事が出来る。
白色矮星の大気をスペクトル分析すると、マグネシウムやカルシウムといった元素が検出される事がある。こうした元素は、白色矮星となるような低質量星の核融合反応では生成されないため、大きな惑星が白色矮星のロッシュ限界よりも接近した事によって粉砕され、落下し、白色矮星の大気を「汚染した」可能性がある。形成されたばかりの白色矮星の約50%が、こうした大気汚染の状態になっているという研究結果も報告されている。
大気汚染を引き起こす要因となる塵は、主系列星の塵円盤と同様に、充分な量が存在している場合、赤外線で検出する事も可能である。スピッツァー宇宙望遠鏡による観測で、全ての白色矮星のうち、1~3%は検出可能な塵円盤を持っている事が示唆された。
2015年、おとめ座の方向にある白色矮星WD 1145+017を公転する、半径が地球の約15%(冥王星の約80%)しかない小型の惑星がトランジット法によって発見された。この惑星の公転周期はわずか4.5時間で、光度曲線の形状からはさらに大きな天体が崩壊していることが示唆されており、白色矮星の大気汚染に大きく関与しているとされている。
2020年時点で発見されている大部分の太陽系外惑星は、雲や大気のもや、乱気流などの影響を受けずに効率良く観測出来る宇宙望遠鏡によって発見されている。トランジット法で観測を行ったCOROT(2007~2012年)は新たな太陽系外惑星を約30個発見し、同じくトランジット法で観測を行ったケプラーミッション(2009~2013年)とその延長ミッション「K2(2013~2018年)」では2,000を超える太陽系外惑星が発見された。ハッブル宇宙望遠鏡やMOSTもまた、いくつかの太陽系外惑星の発見、もしくはその存在を確認したことがある。赤外線で観測を行ったスピッツァー宇宙望遠鏡は、トランジットや主星と位相曲線 (天文)による惑星の掩蔽を検出するのに使用された。
2013年12月に打ち上げられた観測衛星ガイアによるアストロメトリ法を用いた観測で、すでに存在が知られている1,000個近くの太陽系外惑星の真の質量が決定されることが期待されている。また、宇宙空間からトランジット法を用いて太陽系外惑星を観測するプロジェクトとして、2018年に打ち上げられたトランジット系外惑星探索衛星(TESS)、2019年に打ち上げられたCHEOPS、2026年に打ち上げられる予定のPLATOがある。
Transit color signature2017-12
トランジット・オフセット
放射分光法、相分離
Photoeccentric Effect2017-12