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系外惑星

サイエンス

系外惑星

けいがいわくせい

太陽系の外にある惑星

昔から探されてきたが、観測手法の発展により 1995年から数多く発見されるようになった。

親星からわずか 0.05 AU の距離を木星程度の質量の惑星が回っていたり(しかも意外と多い)、公転軌道の離心率が 0.927 といった非常に細長い軌道で公転していたり(さすがにここまで細長いのは少ない)と、様々な惑星系が見つかっている。最近は地球質量の数倍の惑星も発見されている。

歴史

1992年 パルサーの周りを回る、3個の惑星が発見された

1995年 ペガスス座51番星 (Peg 51) の周りを回る惑星が発見された (ラディアルベロシティー法)

以後、ラディアルベロシティー法を用いて多くの惑星が見つかる。

2000年 ペガスス座の HD 209458 の周りを回る惑星が親星の手前を通過し、食を起こすことが発見される (トランジット法)

2001年 HD 209458 の周りを回る惑星に、ナトリウム大気が発見される

2003年 マイクロレンジング

2004年 直接撮像の候補天体

2008年 みなみのうお座フォーマルハウトでハッブル宇宙望遠鏡による直接撮像。質量が木星の3倍以下で惑星と確定

観測手法

ラディアルベロシティー法(ドップラーシフト法)

親星の周りを惑星が回っている、という状況は、もう少し厳密にいうと親星と惑星の重心の周りを惑星が回っている、ということである。つまり親星もわずかながら公転をしている。別の言い方をすると、惑星の重力によって、親星が揺り動かされている。

ラディアルベロシティー法は、この親星の運動を親星が出す光のドップラー効果を用いて測定し、間接的に惑星を観測する手法である。

この方法では、惑星の公転周期、軌道長半径、公転軌道の離心率、質量×sin(公転軌道面の天球面に対する傾き) などがわかる。

もし、公転軌道面の傾きが 0°に近いと、惑星と呼ぶには重すぎる星を惑星と誤認するかも知れない

現在知られている系外惑星のほとんどはこの方法で見つかっている。

トランジット法

親星、系外惑星地球がほぼ一直線上に並ぶと、食が起きる。すると、親星の明るさが暗くなる。この明るさの変化を測定することで、惑星を観測するのがトランジット法である。

この方法では、惑星の公転周期、軌道長半径、惑星半径、公転軌道面の傾きなどがわかる。

特定の原子、分子の吸収線だけを観測することで、惑星大気を調べることもできる。

マイクロレンジング

遠くにある天体地球の間を親星が通過すると、親星の重力レンズ効果によって背後の天体が明るくなる。親星によって曲げられた光が惑星の近くを通過すると、惑星重力レンズ効果によって背後の天体がさらに明るくなる。

この増光を観測して惑星を探すのがマイクロレンジング法である。

惑星が小さくても見つけられるが、あとで観測し直すことが難しい、惑星の大きさや軌道長半径の正確な値が求めづらい、などの問題点もある。

直接撮像

惑星が発する光を何らかの方法で親星から分離し、後は普通の星と同じように観測する方法である。

技術的に難しかったが、画像処理技術の向上で発見され始めている。

アストロメトリ法

ラディアルベロシティー法の項で説明したように、惑星の重力によって、親星も揺り動かされている。天球面上での位置測定を正確に行ない、その動きを捉えることによって惑星を探すのがアストロメトリ法である。

あまり成果はあがっていない


リスト::天文学

目次
  • 系外惑星とは
  • 歴史
  • 観測手法
    • ラディアルベロシティー法(ドップラーシフト法)
    • トランジット法
    • マイクロレンジング法
    • 直接撮像
    • アストロメトリ法