太陽系外惑星の発見方法
トランジット法(英語: Transit method、Transit photometry)または食検出法は、周囲を公転する惑星が周期的に主星の手前を通過する(トランジットを起こす)ことにより生じる、主星の明るさの周期的な光度変化から惑星を発見する観測方法である。地球から見てトランジットを起こす惑星はトランジット惑星(英語: Transiting planet)と呼ばれる。惑星の通過によって恒星が暗くなる割合は惑星の大きさに依存し、恒星の周縁減光を考慮しない場合、減光率 δ {\displaystyle \delta } は恒星の半径 R ∗ {\displaystyle R_{*}} と惑星の半径 R p {\displaystyle R_{p}} を用いて以下のように表される。この式に基づくと、木星が太陽の手前を通過した際の減光率は約1%、地球の場合だとわずか約0.0084%しかないことになる。
δ = ( R p R ∗ ) 2 {\displaystyle \delta =\left({\frac {R_{p}}{R_{*}}}\right)^{2}}
理論的なトランジット惑星を持つ恒星の光度曲線モデルからは、トランジットによる減光度(δ)、トランジットの継続時間(T)、恒星面との接触開始から終了にかかる時間(τ)、そして惑星の公転周期(P)を求めることができる。ただしこれらの観測はいくつかの仮定に基づいており、惑星と恒星は球形、恒星面全体の明るさは均一、惑星の軌道は円形(軌道離心率が0)と仮定される。
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。
ケプラーミッションでは、トランジット法ではくちょう座方向の観測視野内にある10万個の恒星を通過する惑星を観測する。この主要ミッションが終了する3.5年の間に、太陽に似た恒星を公転する地球サイズの惑星をいくつも発見する事に成功した。
2011年2月の時点で1,235個の惑星候補を発見し、その内の54個はハビタブルゾーン内を公転しているとされた。同年12月5日には探査チームは2,326個の惑星候補を発見したと発表した。内訳は地球サイズが207個、スーパーアースサイズが680個、海王星サイズが1,181個、木星サイズが203個、それより大きなものが55個となっている。同年2月と比べると、地球サイズの惑星の数は約2倍、スーパーアースサイズは約1.4倍に増加した。また、ハビタブルゾーンを公転している惑星も48個発見された。これらは、以前よりも厳格な基準で選ばれたものである。2013年6月には、惑星候補の数は3,278個に増加した。また、地球より小さい惑星も発見され、火星サイズのケプラー62c(0.54±0.03R⊕)や水星よりも小さなケプラー37b(0.303+0.053−0.073R⊕)などが知られている。ケプラーは主要ミッション終了後も延長ミッションである「K2ミッション」を行い観測を続け、2018年11月に運用を終了した。
2018年4月には、トランジット法で太陽系外惑星を発見するための新たな観測衛星である、TESSが打ち上げられ、2020年現在でも観測が行われている。
地上からはスーパーWASP、HATネット、MEarth、XO望遠鏡などが、宇宙空間からはCOROTやケプラー宇宙望遠鏡、TESSなどが成果を挙げている。また、トランジット法は数千光年離れた恒星でも観測出来る利点があり、実際に2006年に行われたSagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search(SWEEPS)では、26,000光年離れた、銀河系の中心部で16個の太陽系外惑星候補を発見しており、そのうちSWEEPS-4とSWEEPS-11の2つが惑星と確認されている。しかし、これらの惑星は非常に遠方にあるため、現在の技術でこれ以上の詳細な観測はほぼ不可能である。
主星が赤色巨星の場合、別の問題が生じる。仮に惑星がこのような恒星の恒星面を通過しても、赤色巨星の表面は常に大きく脈動しているため、恒星の光度曲線が一定ではなく、惑星による減光を見つけ出す事は困難となる。特に準巨星の場合は光度曲線の変化が著しい。
また、これらの恒星は半径が大きく非常に明るいため、惑星がトランジットしている際の減光率は小さくなり、検出を難しくする。逆に小型な白色矮星、中性子星は検出しやすい。しかし、これらの天体は死を迎えた恒星の残骸のため、惑星が生き残って公転し続けている可能性は低い。
また、トランジット法からは惑星の大気組成を求める事も出来る。惑星が恒星面を通過すると、恒星の光の一部は惑星の上層大気を通過する。その際の、恒星の高解像度のスペクトルを分析する事で、大気成分を特定出来る。