太陽系外惑星
2017年11月、太陽系から約11光年離れた位置にある赤色矮星ロス128を約10日で公転している惑星ロス128bを発見したと発表された。ロス128bは少なくとも地球の1.4倍の質量を持つ岩石惑星とされており、主星のハビタブルゾーン内を公転している。太陽よりも小さな赤色矮星は、プロキシマ・ケンタウリのように恒星活動が激しい閃光星が多く、仮にハビタブルゾーン内に惑星が公転していたとしても、大量の放射線を浴びて大気などに大きな影響を与えてしまうとされている。しかしロス128は、赤色矮星としては恒星活動が静穏であり、そのためロス128bが受ける放射線量(放射束)は地球の1.38倍に収まっているとされている。
2017年12月、Googleの機械学習システムを用いた人工知能による分析で、すでにそれぞれ5個と7個の惑星の存在が知られていたケプラー80とケプラー90を公転する、新たな惑星を発見したと発表された。特にケプラー90系はこの発表によって、惑星数が太陽系と並ぶ8個となった。これは、既知の太陽系外惑星を持つ恒星の中では最多である(9個中2個の存在が確定していないHD 10180を除く)。
2018年3月、スーパーWASPが2011年に発見していた土星サイズの太陽系外惑星WASP-39bの大気に、土星の3倍もの水蒸気が含まれていることが発表された。
2018年4月18日、ケープカナベラル空軍基地からNASAの太陽系外惑星探査衛星トランジット系外惑星探索衛星(TESS)が打ち上げられた。予定ミッション期間は2年で、最大で1万個の太陽系外惑星候補を発見できると期待されている。そして同年9月、すでに木星の10倍の質量を持つ惑星の存在が知られていたテーブルさん座π星を公転する新たな惑星がTESSによる観測で発見され、TESSによって発見された初めての惑星となった。
2018年5月、スーパーWASPが2017年に発見していた太陽系外惑星WASP-107bの大気にヘリウムが含まれていることが、ハッブル宇宙望遠鏡による観測で判明した。太陽系外惑星の大気にヘリウムが検出されたのは、WASP-107bが初めてである。
2018年10月31日、9年以上に渡って観測を行ってきたケプラーの運用の終了が発表され、同年11月15日に、システムを完全停止させる「goodnight」コマンドが送信され、任務を終えた。
2018年11月14日、HARPSなどによって得られた約20年分のデータを基に、バーナード星の周囲を、少なくとも地球の3.23倍の質量を持つスーパー・アースとおぼしき太陽系外惑星候補が存在している可能性が示された。これが事実ならば、この惑星はプロキシマ・ケンタウリbに次いで太陽系に2番目に近い太陽系外惑星となる。
2018年11月26日、運用を終了したケプラーと宇宙望遠鏡ガイア、地上の望遠鏡の観測データを組み合わせた結果、104個の新たな太陽系外惑星が発見されたと発表された。そのうちの3個は、24時間以内で軌道を公転している。
2019年6月、地球から12.5光年離れた位置にある暗い赤色矮星ティーガーデン星のハビタブルゾーン内に地球とほぼ同等の質量を持つ2つの惑星が発見されたと発表された。
2020年1月、TESSの観測で赤色矮星TOI-700の周りを公転する3つの惑星が発見された。そのうち、地球程度の大きさを持つ最も外側のTOI-700 dはハビタブルゾーン内を公転しており、TESSがハビタブルゾーン内を公転する地球規模の惑星を発見したのはこれが初めてだった。
2017年6月時点で、NASAのケプラーは5,000個以上の太陽系外惑星候補を発見している。そのうちのいくつかは、地球サイズで、ハビタブルゾーン内を公転している。
太陽系外惑星の分布(2017年6月時点)
主系列星を公転する初めての太陽系外惑星は1995年10月6日に検出され、ペガスス座51番星bと命名された。太陽系外惑星の恒星面通過(トランジット)が観測されると、惑星の真の質量や大きさを含む多くの物理的要素を求めることができ、ある程度、内部構造を推定できる。さらに恒星面通過の際に分光分析を行うことによって、惑星の大気の動態や大気組成を調べることができる。
統計学的調査と個々の惑星の特徴付けは、太陽系外惑星学における基本的な問題を解く手がかりとなっている。2023年4月初頭の時点で発見されている5,300個以上の太陽系外惑星を発見するために、様々な観測技術が用いられてきた。様々な年齢の主星を公転する膨大な惑星のサンプルを文書化することは、惑星系の形成や地質の進化、軌道移動、そしてそれらの潜在的な居住性への理解を深めることに繋がる。また、太陽系外惑星の大気を特徴付けることは、太陽系外惑星学の新たなフロンティアとなっている。
これまでに発見されている太陽系外惑星の97%は主に、ドップラー分光法やトランジット法といった間接的な方法で発見されている。
太陽系内に存在するものについては、それぞれの項目を参照(木星型惑星、天王星型惑星、地球型惑星)。また、本項目では概要のみを記載している。
エキセントリック・プラネット normal
軌道離心率が大きい惑星。明確な定義ではないが、軌道離心率0.1以上という目安が挙げられている。
逆行惑星 normal
惑星は通常、恒星の自転と同じ方向に公転しているが、これが逆の方向、すなわち中心の恒星の自転と逆の方向に公転している惑星。WASP-17bやHAT-P-7bなどが該当する。
ハビタブル惑星 normal
宇宙の中で生命が誕生するのに適した環境と考えられている天文学上の領域にある惑星。ゴルディロックス惑星と異なり、この領域内であれば惑星のサイズを問わない。
周連星惑星 normal
連星の周囲を公転する惑星。連星の片方の恒星のみを公転する惑星は周連星惑星ではない。
パルサー惑星 normal
通常の恒星ではなく、パルサーの周りを公転する惑星。
ホット・ジュピター normal
木星と同程度またはそれ以上のサイズで、恒星にきわめて近い軌道(軌道長半径0.1au以下)を公転している惑星。
ホット・ネプチューン normal
海王星程度のサイズで、ホット・ジュピターと同様の軌道を持つ惑星。
ゴルディロックス惑星 normal
ハビタブルゾーン内にあり、かつ地球にある程度似ていて、生命の発生だけでなく進化も起こりうる惑星。
ほとんどの場合、軌道・サイズ等からの推測だが、分光スペクトルが得られた惑星も若干ある。
スーパー・アース normal
明確な定義はないが、地球の数倍から数十倍の質量を持つ岩石で出来た惑星とされている。
ミニ・ネプチューンnormal
スーパー・アースより大きく、海王星質量よりは小さい惑星。
パフィー・プラネット normal ホット・サターン normal
ホット・ジュピターのうち、密度が土星と同程度かそれ以下 (≲ 0.7×水の密度) の惑星。
海洋惑星 normal
氷と岩石で構成されている惑星が恒星の熱により氷が溶け出し、深さ数百kmにおよぶ液体の層が出来ていると推測されているもの。
スーパーイオ normal
木星の衛星であるイオと同様に、恒星の重力を受けて、潮汐加熱が発生していると考えられる軌道上にある惑星。あまりに高温のため、表面が溶けた溶岩で覆われていると考えられている。
アイボール・アース normal
赤色矮星を公転する岩石惑星のうち、大きさが地球と同程度から数倍程度で公転軌道がハビタブルゾーンの範囲にある惑星。赤色矮星の表面温度は低く表面積は小さいため放射エネルギーは弱い。このため、ハビタブルゾーンは赤色矮星からかなり近い距離にあると考えられている。ハビタブルゾーンを公転する惑星は、赤色矮星からの強い潮汐力によって月のように常に同じ面を赤色矮星に向けているものと考えられている。このことにより、赤色矮星側の表面は常に昼で水は液体の状態で存在し、反対側は常に夜で水は氷結しているものと考えられている。離れた位置から惑星を見ると、最も赤色矮星に近い表面は氷が溶けて目玉のように見えると想像されているためアイボール・アースと名付けられた。候補星は、プロキシマ・ケンタウリb、ウォルフ1061 c、グリーゼ581gなど。
炭素惑星 normal
ケイ素ではなく炭素が卓越し、主に炭素化合物で形成されている惑星。候補星はかに座55番星e。
クトニア惑星 normal
かつてガス惑星(ホット・ジュピターなど)だったが、コア以外の揮発性物質の層 (主に水素やヘリウム) が主星の熱により吹き飛ばされた。
コア無し惑星 normal
地球型惑星の一種だが、金属のコアが無くマントルのみで出来ている。
地球型惑星の異種だが、マントルが無いか、非常に少ない構造の惑星。
ヘリウム惑星 normal
ヘリウムが主成分の白色矮星が重力崩壊を起こした際に形成されると考えられている。
惑星は主星が形成される数千万年の間に形成される。太陽系の惑星は現在の状態しか観測することができないが、年齢の異なる様々な惑星系の観測は、異なる進化の段階にある惑星の観測を可能にさせている。現在、観測可能な惑星系は、原始惑星系円盤が形成途中の段階のものから、形成から100億年以上が経過したものまで様々である。原始惑星系円盤内で形成されている岩石惑星は、時間の経過とともに冷たく収縮した水素エンベロープを持ち、惑星の質量に応じて水素の一部、もしくは全体は宇宙空間へ放出されていく。これは、岩石惑星であっても早く形成されれば大きさが大きくなることを意味する。例えばケプラー51bは、地球の約2倍の質量を持たないが、地球の約100倍の質量を持つ土星とほぼ同じ大きさを持っており、形成から数億年しか経過していない若い惑星とされている。
1つの恒星は平均で少なくとも1個の惑星を持つとされており、また太陽のような恒星の5分の1は、ハビタブルゾーン内に地球規模の惑星を持っているとされている。
知られている太陽系外惑星のほとんどは、太陽に比較的似たF型主系列星、G型主系列星、K型主系列星を公転している。低質量星(赤色矮星、M型主系列星)も、ドップラー分光法で検出されるに充分な質量を持った大きな惑星を伴っているとされている。それにもかかわらず、赤色矮星の周りを公転している惑星は、ケプラーのトランジット法による観測で発見された数十個に留まっている。
ケプラーによる観測データから、恒星の金属量と太陽系外惑星を持つ確率に相関性があることが見出されている。金属量がより多い恒星は、少ない恒星よりも惑星、特に質量が大きなものを持っている可能性が高い。
いくつかの太陽系外惑星は、連星系内の恒星の1つを公転しているものもあり、さらに、連星系全体の周りを公転する周連星惑星も発見されている。三重連星系内を公転する惑星もいくつか知られており、またケプラー64bやおひつじ座30番星bは、四重連星系内を公転している。
2013年に、初めて太陽系外惑星の「色」が判明したと発表された。太陽系外惑星HD 189733 bのアルベドの最適測定値から、この惑星は濃い青色をしていることが示された。また同年末には、マゼンタ色のおとめ座59番星b(GJ 504 b)や、近くなら赤色に見えると思われるアンドロメダ座κ星bを含む、いくつかの太陽系外惑星の色が求められた。
惑星の見かけの明るさは、観測者からの距離、アルベド、主星の光度と惑星までの距離に依存する主星から受ける光の量によって決まる。そのため主星に近いアルベドの低い惑星は、主星から遠くアルベトの高い惑星よりも明るく見えるかもしれない。
既知の太陽系外惑星の中で幾何アルベドにおいて最も暗いのはホット・ジュピターのTrES-2で、反射率はわずか1%未満であり、これは石炭もしくは黒色のアクリル塗料よりも低い。ホット・ジュピターは、大気中に含まれるナトリウムとカリウムのため暗い色になるとされているが、なぜTrES-2がこれほど暗いのかは分かっておらず、未知の化合物に起因する可能性も示されている。
ガス惑星の場合、金属量または大気温度の増加を妨げる雲がない限り、幾何アルベドはそれに伴い減少する。雲の深さが増加すると光化学でのアルベドは上昇するが、一部の赤外線波長では減少する。一方、年老いた惑星は雲の深度が深いため、時間が経過すると共に光学アルベドは上昇していく。しかし、より質量の大きな惑星は、より深度が深い雲を形成するのに強い重力を有するため、惑星の質量が増すにつれて光学アルベドは減少する。また楕円軌道を描いている惑星は、大気組成に大きな変動を引き起こし、大気に大きな影響を及ぼす可能性がある。
大きなガス惑星もしくは若いガス惑星では、近赤外線波長の反射よりも多くの熱放射が見られる。したがって光学的な明るさは完全に満ち欠けに依存するが、近赤外線では必ずしもそうとは限らない。
ガス惑星の温度は形成からの時間経過、そして主星からの距離が遠くなるにつれて減少する。低くなる温度は雲がなくても光学アルベドを上昇させ、充分に温度が低くなると水の雲が形成され、光学アルベドはさらに上昇する。さらに低い温度ではアンモニアの雲が形成され、ほとんどの光学波長および近赤外線波長で最も高いアルベドが示されるようになる。
これまで発見された多くの太陽系外惑星の大部分は、太陽系の惑星よりも高い軌道離心率を持っている。軌道離心率の値が低いと軌道が円形に近いことを示しており、また、太陽系外惑星の多くは主星の非常に近くを公転している。それに対して太陽系の惑星は8個のうち6個がほぼ円軌道である。こうした太陽系外惑星の発見は、惑星の軌道離心率が小さな太陽系が稀で独特な構造であることを示している。1つの説として、惑星の数の多さが惑星の軌道を円軌道にさせている可能性が挙げられており、他にも小惑星帯が原因であるとする説もある。惑星を多く有する惑星系も発見されているが、太陽系に類似したものはほとんど知られておらず、また太陽系のように惑星が広範囲に渡って分布している惑星系も少ない。居住性、特に高度な生命が生息可能な環境には低い軌道離心率が必要である。しかし、多くの惑星がある惑星系では、居住可能な惑星が存在できるかもしれない。
しかし、近年の観測技術の向上に伴い、グリーゼ676A系やケプラー90系などの、構造が太陽系に似た惑星系も発見されるようになっており、太陽系は数ある惑星系のパターンの1つに過ぎないという考え方も広がってきている。
2014年、惑星表面からの水素の蒸発を観測した結果、惑星HD 209458 bの周りに磁場が存在すると推測された。これが初めて(間接的に)検出された太陽系外惑星の磁場となった。この磁場の強さは木星の約10分の1になるとされている。
主星と近くの惑星の間で作用する、磁場の相互作用はガリレオ衛星が木星の表面上にオーロラを形成させるのと同様の原因で引き起こされる。オーロラによる電波放射はLOFARなどの電波望遠鏡で検出することができる。電波の放射は、他の観測方法では求められない、惑星の自転速度を求めれる可能性が示されている。
地球の磁場は、液体金属コアの流れに起因するが、より内部が高圧なスーパー・アースでは、地球での条件で作られた化合物と異なるものが形成されるかもしれない。化合物は、より大きな粘度と高い融点を持つ可能性があり、内部が異なる層に分類するのを避け、コアの無い未分化のマントルを形成しているかもしれない。MgSi3O12のような、酸化マグネシウムの形態は、スーパー・アース内部の圧力と温度では、液体金属となり、スーパー・アースのマントルに磁場を発生させる可能性がある。
ホット・ジュピターは予想以上に大きなサイズを有していることがある。これは、恒星風と惑星の磁場との間で作用する相互作用によって引き起こされ、惑星の加熱によって生じる電流により、惑星は膨張される。磁気活動が強い恒星ほど恒星風は強く、大気に生じる電流により、惑星の加熱と膨張はより大きくなる。この理論は、恒星の活動が膨張した惑星の半径と相関性があるという観測結果と一致している。
2018年8月、科学者達は気体状の重水素の液体金属への形態の変化を発表した。これは、観測された強力な磁場の要因となる可能性のある液体金属水素を多く含んでいると考えられているため、研究者が木星や土星などの巨大ガス惑星をより深く理解するのに役立つとされている。
2007年に、独立した2つの研究チームは、より規模が大きなスーパー・アースにプレートテクトニクスが存在する可能性について、それぞれ逆の結論に達している。片方のチームは、プレートテクトニクスは一時的にしか発生しないか、あるいは一枚岩のプレートの下でマントルが対流するだけの「スタグナントリッド」と呼ばれる状態になるとしており、もう片方のチームは、惑星が乾燥していてもスーパー・アースならプレートテクトニクスは起こりうるとしている。
スーパー・アースが地球の80倍以上の水を持っていれば、全ての大陸が沈み海洋惑星となる。しかしこの限界よりも水の量が少なければ、深層の水循環は、大陸とマントルの間に充分な量の水を移動させ、大陸の存在を可能とする。
かに座55番星eの大規模な表面温度の変動は火山活動を起こせるとされており、熱放出を遮断する大きな塵雲を放出し、惑星を覆っている可能性がある。
恒星1SWASP J140747.93-394542.6の周りには、土星の環よりも遥かに大きな環によって囲まれた伴天体が公転していることが知られている。しかし、その伴天体の質量ははっきりしておらず、惑星ではなく褐色矮星や、低質量の恒星である可能性もある。
フォーマルハウトbの光学的な明るさの強さは、木星ではガリレオ衛星が公転している領域に相当する惑星半径の20~40倍の大きさを持つ環のような構造が、光を反射していることに起因している可能性がある。
太陽系のガス惑星の環は主惑星の赤道面上に位置している。しかし主星に近い惑星の場合、主星からの潮汐力によって、最も外側の環は主星が公転する惑星の軌道面に沿って位置するようになるとされている。内側の環は、太陽系のガス惑星と同様に赤道面上に位置しているため、惑星の自転軸が傾いている場合、環の内側と外側で傾斜が異なっている歪んだ環となるだろう。
2013年、自由浮遊惑星を公転する衛星候補の天体を発見したと発表された。また、2017年には太陽系外惑星ケプラー1625bには、海王星サイズの衛星「ケプラー1625b I」が存在する可能性が示され、2018年10月3日にはその存在を示す証拠が得られたと発表された。
いくつかの太陽系外惑星では、大気の存在が確認されている。初めて太陽系外惑星の大気が発見されたのはHD 209458 bの2001年であった。
太陽系外惑星ケプラー1520b(KIC 12557548 b)は主星に非常に近い軌道を公転する小さな岩石惑星で、尾を引いて蒸発されている。この塵は、火山活動から噴出されたものが、惑星の表面重力が小さいが故に放出されたか、金属蒸気が凝縮して超高温な状況下によって気化した金属の塵であるとされている。
2015年6月、科学者たちは太陽系外惑星グリーゼ436bの大気が蒸発し、惑星の周りに巨大な雲が形成されていると発表した。主星からの放射により、長さ146 kmの長い尾が出来ているとされている。
2017年5月、大気中の氷晶から反射される光を何万kmも離れた周回衛星から観測したと発表された。これを識別するための技術は太陽系外惑星を含む遠方の天体の大気の研究にも役立つとされている。
潮汐固定された、自転周期と公転周期の比が1:1(自転と公転の同期)の惑星は、片側は常に主星を向けるため高温となり、もう一方は光が届かず冷たく凍り付いているであろう。ハビタブルゾーン内にある惑星の場合、惑星の主星を向けている側のみに水が存在し、もう片側では水は氷として存在することから、そのような惑星は外見が眼球のように見えるかもしれない(アイボール・アース)。一方、楕円軌道で公転している惑星の場合、自転周期と公転周期の比が3:2、もしくは5:2だと、惑星の両面に高温の領域が発生し、眼球のように見える部分が2つ形成されるかもしれない。楕円軌道で、なおかつ自転軸が傾いている場合、日射のパターンはより複雑になる。
より多くの惑星が発見されるにつれて、太陽系外惑星学の分野は、地球以外の惑星についてより深い研究が行えるように進歩し、最終的に太陽系以外の天体での地球外生命体の見通しについて、取り組んでいくであろう。天文学的な距離を考えると、地球外生命体が惑星規模で発達し、古典的な物理化学的プロセスでは説明できないような大きな惑星環境の変化があれば、人類はその存在を認知できるかもしれない。例えば、地球の大気中に含まれる酸素(O2)は非生物学的方法によってわずかに生成される可能性はあるが、大部分が多くの植物や微生物による光合成によって生成されているため、太陽系外惑星に地球外生命が存在することを示す兆候にも利用できる。さらに、潜在的に居住可能な惑星は充分な大気圧を保持するのに必要な質量を持ち、活動が安定している恒星から表面に液体の水が存在できる適切な距離を保っている必要がある。