地球と月（右上）と冥王星とカロン（右下）の大きさの比較

天文学において、二重惑星（または連星惑星）とは、両方の天体が惑星、または惑星質量の天体であり、その重心が両方の惑星体の外部にある 連星 衛星システムである。

天の川銀河系の恒星系の最大3分の1は連星系ですが[1] 、二重惑星ははるかに稀であると予想されています。典型的な惑星と衛星の質量比は約1:10,000であるため、二重惑星は親星の重力の影響を強く受けます[2]。また、巨大衝突仮説によれば、二重惑星は特定の状況下でのみ重力的に安定します。

太陽系には公式の二重惑星は存在しませんが、地球・月系は二重惑星の一つと考えられることがあります。欧州宇宙機関（ESA）は、 SMART-1ミッションの宣伝資料の中で、地球・月系を二重惑星と呼んでいました。[3]

いくつかの準惑星候補は、二重惑星とみなすことができます。国際天文学連合（IAU）は2006年の総会において、冥王星とカロンを二重惑星として再分類する提案を検討しましたが[4]、この提案は却下され、現在のIAUの惑星の定義が採用されました。太陽系外縁天体で、相対的に質量の大きい衛星を持つものには、エリス-ディスノミア、オルクス-ヴァンス、ヴァルダ-イルマレなどがあります。

ほぼ等しい質量を持つ連星系小惑星は、二重小惑星と呼ばれることがあります。これには、連星系小惑星69230ヘルメスと90アンティオペ、そして連星系カイパーベルト天体（KBO）79360シラ・ヌナムと1998 WW 31が含まれます。

「二重惑星」の定義

「二重惑星」と「惑星・衛星系」を区別するためにどのような基準を用いるべきかについては議論があります。以下に検討すべき事項を示します。

どちらの天体も惑星の基準を満たしている

天文学ジャーナルで提案された定義によれば、二重惑星と呼ばれるためには、両方の天体がそれぞれ軌道クリア基準を満たす必要がある。[5]

質量比が1に近い

「二重惑星」を定義する上で重要な考慮事項の一つは、二つの天体の質量比である。質量比が1であれば、質量が等しい天体であることを示し、質量比が1に近い天体は「二重惑星」と呼ぶのが妥当である。[要出典]この定義を用いると、火星、木星、土星、天王星、海王星の衛星は容易に除外できる。これらの衛星の質量は、公転する惑星の質量の0.00025 ( 1 ⁄ 4000 ) 未満である。また、一部の準惑星にも、準惑星自体よりも質量がはるかに小さい衛星が存在する。

最も注目すべき例外は冥王星・カロン系である。カロンと冥王星の質量比は0.122（≈1 ⁄ 8 ）と1に十分近いため、冥王星とカロンは多くの科学者によって「二重準惑星」（2006年の「惑星」の定義以前は「二重惑星」）と表現されてきた。国際天文学連合（IAU）は以前、カロンを冥王星の衛星に分類していたが、将来的にはこれらの天体を二重準惑星として再検討する意向を明確に表明していた。[6]しかし、2006年のIAU報告書では、カロンと冥王星は二重惑星に分類された。[7]

エリス・ディスノミアシステムの想像図

月と地球の質量比0.01230（≈1 ⁄ 81）は、他のすべての衛星と惑星の比と比較して、1に非常に近い。そのため、一部の科学者は地球・月系を二重惑星と見なしているが、これは少数派の見解である。エリスの唯一の衛星であるディスノミアの半径はエリスの約1 ⁄ 4である。密度が同程度であると仮定すると（ディスノミアの組成はエリスと大きく異なる場合もあれば、そうでない場合もある）、質量比は1 ⁄ 40程度となり、月と地球の比とカロンと冥王星の比の中間の値となる。

重心位置

現在、二重惑星系の定義として最も一般的に提案されているのは、両方の天体が周回する重心が両方の天体の外側にあるというものである。 [要出典]この定義によれば、冥王星とカロンは二重準惑星である。なぜなら、2015年6月にニューホライズンズ宇宙探査機の画像から作成されたアニメーションで確認できるように、冥王星の明らかに外側の点を周回しているからである。

この定義によれば、地球・月系は現在二重惑星ではありません。月は地球をこの重心の周りで顕著な公転運動をさせるほどの質量を持ちますが、それでもこの重心は地球のかなり内側にあります。しかし、月は現在、地球から外側へ年間約3.8cm（1.5インチ）の速度で移動しており、数十億年後には地球・月系の重心は地球の外側に位置し、二重惑星系となるでしょう。

冥王星-カロン系:重心は冥王星の外側にあります。

木星・太陽系の重心は太陽の表面より外側にあるが、木星と太陽が二重星であると主張することと、冥王星・カロンが二重矮星であると主張することは類似していない。木星は核融合星となるには軽すぎる。もし13倍重ければ、重水素核融合を起こして褐色矮星になるだろう。[8]

綱引きの価値

アイザック・アシモフは、惑星と衛星からなる構造と二重惑星からなる構造を区別することを提唱したが、これは彼が「綱引き」値と呼んだ値に基づいている。この値は、惑星と衛星の相対的な大きさを考慮していない。[9]この値は、単に、大きい方の天体（主天体）が小さい方の天体に及ぼす力と、太陽が小さい方の天体に及ぼす力の比である。これは、

ここで、m pは主天体（大きい方）の質量、m sは太陽の質量、d sは小さい方と太陽の間の距離、d p は小さい方と主天体の間の距離です。[9]綱引きの値は衛星（小さい方）の質量に依存しません。

この式は、実際には、大きな天体と太陽からの重力が小さな天体に及ぼす影響の関係を反映しています。土星の衛星タイタンの綱引き力は380で、これは土星がタイタンを拘束する力が太陽がタイタンを拘束する力の380倍であることを意味します。タイタンの綱引き力は、土星の衛星フェーベの綱引き力3.5倍と比較できます。つまり、土星がフェーベを拘束する力は、太陽がフェーベを拘束する力のわずか3.5倍に過ぎないということです。

アシモフは惑星のいくつかの衛星について、綱引きの強さを計算した。彼は、最大のガス惑星である木星でさえ、太陽よりもわずかに外側の衛星を捕らえた状態で保持している程度で、中には1を大きく上回るものもあったことを示した。アシモフの計算のほぼ全てにおいて、綱引きの強さは1よりも大きく、つまり、そのような場合には太陽は惑星との綱引きに負けることになる。唯一の例外は地球の月で、太陽は0.46という値で綱引きに勝っており、これは地球が月を捕らえる強さが太陽の半分以下であることを意味する。アシモフは、地球と月は連星系惑星とみなすべきだという他の主張と共に、この点も考慮に入れた。[9]

したがって、月は地球の真の衛星でも捕らわれた衛星でもなく、地球と慎重に歩調を合わせながら太陽の周りを回る、それ自体が独立した惑星と見なすことができる。地球・月系の中でこの状況を最も簡単に表す方法は、月が地球の周りを公転していると考えることだ。しかし、地球と月の太陽の周りを正確な縮尺で公転する軌道を描くと、月の軌道はどこも太陽に向かって凹んでいることがわかる。月は常に太陽に向かって「落ちていく」のである。他の衛星は例外なく、主惑星の強い引力に引っ張られて、軌道の一部で太陽から「離れていく」のだが、月はそうではない。[9] [10] [脚注1]

— アイザック・アシモフ

より詳しい説明については、「月の軌道」の記事の「太陽の 周りの地球と月の軌道」セクションを参照してください。

この二重惑星の定義は、太陽からの距離に依存します。もし地球・月系が現在よりも太陽から遠く離れた軌道を周回していたとしたら、地球が綱引きに勝つでしょう。例えば、火星の軌道では、月の綱引きの値は1.05になります。また、アシモフの提案以降に発見されたいくつかの小さな衛星も、この議論によれば二重惑星とみなされます。例えば、海王星の小さな外側の衛星であるネソとプサマテは、綱引きの値がそれぞれ0.42と0.44で、地球の月よりも小さいです。しかし、それらの質量は海王星に比べて小さく、推定比は1.5 × 10です。−9 ( 1 ⁄ 700,000,000 ) および 0.4 × 10−9（ 1 ⁄ 2,500,000,000）。

システムの形成

最後に、二つの天体がどのようにして一つの系を形成したのかという点について考察する。地球・月系と冥王星・カロン系はどちらも巨大衝突の結果として形成されたと考えられている。つまり、一方の天体が別の天体に衝突してデブリ円盤が形成され、それが集積によって二つの新しい天体が形成されるか、あるいは一つの新しい天体が形成され、大きい方の天体は（変化はあるものの）そのまま残った。しかし、巨大衝突は二つの天体が「二重惑星」であるための十分な条件ではない。なぜなら、このような衝突によって冥王星の外側にある4つの小さな衛星のような小さな衛星も形成される可能性があるからだ。

月の起源に関する、現在では廃れてしまった仮説は、実際には「二重惑星仮説」と呼ばれていました。これは、地球と月が太陽系の原始惑星系円盤の同じ領域で形成され、重力相互作用によって一つの系を形成したというものです。この考え方も、2つの天体を「二重惑星」と定義する上で問題のある条件です。なぜなら、惑星は重力相互作用によって衛星を「捕獲」することができるからです。例えば、火星の衛星（フォボスとダイモス）は、はるか昔に火星に捕獲された小惑星であると考えられています。この定義では、トリトンがカイパーベルト天体であり、冥王星と同じ大きさで組成も似ているため、海王星-トリトンも二重惑星とみなされます。トリトンは、後に海王星に捕獲されました。

参照

参考文献

情報メモ

  1. ^ アシモフは太陽の周りを回る地球と月の軌道パターンを説明する際に「凹面」という用語を使用していますが、アスラクセンは全く同じ軌道パターンを説明する際に「凸面」という用語を使用しています。どちらの用語を使用するかは、観察者の視点によってのみ異なります。太陽から見ると、月の軌道は凹面ですが、月の軌道の外側、例えば火星から見ると、凸面になります。

引用

  1. ^ 天の川の星のほとんどは単独である、ハーバード・スミソニアン天体物理学センター
  2. ^ Canup, Robin M. ; Ward, William R. (2006年6月). 「ガス惑星の衛星系における共通質量スケーリング」 . Nature . 441 (7095): 834– 839. Bibcode :2006Natur.441..834C. doi :10.1038/nature04860. ISSN  1476-4687. PMID  16778883. S2CID  4327454.
  3. ^ ab 「二重惑星へようこそ」ESA 2003年10月5日. 2009年11月12日閲覧。
  4. ^ 「IAUによる「惑星」と「プルトン」の定義草案」国際天文学連合. 2006年8月16日. 2008年5月17日閲覧。
  5. ^ Margot, JL (2015). 「惑星を定義するための定量的基準」.天文学ジャーナル. 150 (6): 185. arXiv : 1507.06300 . Bibcode :2015AJ....150..185M. doi :10.1088/0004-6256/150/6/185. S2CID  51684830.
  6. ^ “国際天文学連合 | IAU”. www.iau.org . 2021年9月11日閲覧。
  7. ^ 「2006年総会（GA）における広報活動」（PDF）。国際天文学連合：45。2013年5月1日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。
  8. ^ Herbst, TM; Rix, H.-W. (1999). 「LBTにおける近赤外干渉計を用いた星形成と太陽系外惑星研究」. Guenther, Eike; Stecklum, Bringfried; Klose, Sylvio (編).恒星周物質の光学的および赤外分光法, ASPカンファレンスシリーズ, 第188巻. 第188巻. サンフランシスコ, カリフォルニア州:太平洋天文学会. pp.  341– 350.書誌コード:1999ASPC..188..341H. ISBN 1-58381-014-5。 {{cite book}}:|journal=無視されました (ヘルプ)
  9. ^ abcd Asimov, Isaac (1975). "Just Mooning Around", 収録: Of Time and Space, and Other Things. Archived 2018-01-07 at the Wayback Machine . Avon. 本書89ページ、.pdfファイル55ページに掲載された式。2012-01-20閲覧。
  10. ^ Aslaksen, Helmer (2010). 「太陽の周りの月の軌道は凸状だ！」シンガポール国立大学：数学部。2013年1月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年1月23日閲覧。

参考文献

  • スターン、S. アラン (1997年2月27日). 「クライド・トンボー (1906–97) 太陽系第9惑星を発見した天文学者」. Nature . 385 (6619): 778.書誌コード:1997Natur.385..778S. doi : 10.1038/385778a0.冥王星とカロンは「真の二重惑星として知られている唯一の例」である。{{cite journal}}: CS1 maint: postscript (link)
  • リサウアー, ジャック・J. (1997年9月25日). 「月を作るのは簡単ではない」. Nature . 389 (6649): 327– 328.書誌コード:1997Natur.389..327L. doi :10.1038/38596. S2CID  5416221 地球・月二重惑星説と冥王星・カロン二重惑星説を比較する。{{cite journal}}: CS1 maint: postscript (link)

さらに読む

  • アシモフ、アイザック（1960年）『二重惑星』ニューヨーク：アベラール＝シューマン
  • アシモフ、アイザック（1990年）『冥王星：二重惑星？』ミルウォーキー：G・スティーブンス、ISBN 9781555323738。
  • Cabrera, J.; Schneider, J. (2007). 「相互イベントを用いた太陽系外惑星の伴星検出」.天文学と天体物理学. 464 (3): 1133– 1138. arXiv : astro-ph/0703609 . Bibcode :2007A&A...464.1133C. doi :10.1051/0004-6361:20066111. S2CID  14665906.
  • ウィクショナリーの二重惑星の辞書定義