エクソムーン

太陽系外衛星候補ケプラー1625b Iが惑星を周回する想像図。[ 1 ]

太陽系外衛星は、太陽系外惑星やその他の恒星以外の太陽系外天体を周回する天然の衛星である。[ 2 ]

系外衛星は現在の技術では検出や確認が難しく、[ 3 ]現在まで確認された系外衛星はない。[ 4 ]しかし、ケプラー などのミッションによる観測では、多くの候補が観測されている。[ 5 ] [ 6 ]マイクロレンズ効果によって、放浪惑星 を周回する可能性のある2つの系外衛星も検出されている。[ 7 ] [ 8 ] 2019年9月、天文学者らは、観測されたタビーの星の減光は、孤立した系外衛星の破壊から生じた破片によって生成された可能性があると報告した。[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]一部の系外衛星は、地球外生命の潜在的な生息地となる可能性がある。[ 2 ]実在する場合、居住可能な可能性のある系外衛星が、放浪連星惑星2MASS J11193254−1137466 ABの構成要素の1つの周りに発見された。 [ 12 ]

定義と指定

従来の用法では、衛星は惑星を周回すると考えられてきましたが、惑星サイズの衛星を持つ褐色矮星の発見により、褐色矮星の質量が小さいため、惑星と衛星の区別が曖昧になっています。この混乱は、国際天文学連合（IAU）の宣言によって解決されています。「重水素の熱核融合限界質量未満の真の質量を持ち、恒星、褐色矮星、または恒星残骸を周回し、中心天体との質量比がL4/L5不安定性（M/M中心< 2/(25+ √ 621 )）を下回る天体は惑星である。」[ 13 ]

IAUの定義では、褐色矮星よりも質量が小さく、重水素限界以下の自由浮遊天体の衛星の命名規則については触れられていない（これらの天体は通常、自由浮遊惑星、放浪惑星、低質量褐色矮星、または孤立した惑星質量天体と呼ばれる）。これらの天体の衛星は、文献では一般的に系外衛星と呼ばれている。[ 7 ] [ 8 ] [ 12 ]

系外衛星の名称は、その親天体の名称に大文字のローマ数字を加えたものになります。したがって、ケプラー 1625bはケプラー 1625 (ケプラー 1625a と同義) を周回しており、それ自体はケプラー 1625b Iによって周回されている可能性があります (ケプラー 1625b II は知られておらず、I に副衛星があることも知られていません)。

特徴

太陽系外衛星の特性は、太陽系の衛星に見られる多様性と同様に、多様であると予想されます。特に、恒星のハビタブルゾーン内を周回する太陽系外巨大惑星は、巨大な天然衛星を持つ可能性があります。好条件下であれば、地球型惑星に匹敵するほどの質量を持つ衛星は、大気と液体の水を保持することができ、生命を育む可能性のある候補となります。[ 14 ] [ 15 ]

2019年8月、天文学者たちはWASP-49b太陽系外惑星系の太陽系外衛星が火山活動を行っている可能性があると報告した。[ 16 ]

軌道傾斜角

衝突によって形成された地球型惑星の衛星は、その恒星からそれほど遠くなく、惑星と衛星の距離が大きい場合、恒星からの潮汐作用により、衛星の軌道面は惑星の恒星周回軌道と一直線になる傾向があると予想されるが、惑星と衛星の距離が小さい場合は傾く可能性がある。巨大ガス惑星の場合、衛星は周惑星円盤内で形成されるため、衛星の軌道は巨大惑星の赤道面と一直線になる傾向がある。[ 17 ]

恒星に近い惑星の周りに衛星が存在しない

恒星に近い円軌道上の惑星は、自転速度が低下し、潮汐ロックされる傾向がある。惑星の自転が遅くなると、惑星の同期軌道の半径は惑星から外側へ移動する。恒星に潮汐ロックされている惑星の場合、衛星が惑星の周りを同期軌道で回る惑星からの距離は、惑星のヒル球の外側になる。惑星のヒル球とは、惑星の重力が恒星の重力を支配し、衛星を保持できる領域である。惑星の同期軌道半径の内側にある衛星は、惑星に螺旋状に落ち込む。したがって、同期軌道がヒル球の外側にある場合、すべての衛星が惑星に螺旋状に落ち込む。同期軌道が三体安定でない場合、この半径の外側にある衛星は、同期軌道に到達する前に軌道から外れてしまう。[ 17 ]

潮汐誘導による惑星移動に関する研究は、太陽系外衛星の少なさについて、現実的な説明を提示した。この研究では、主惑星の物理的進化（すなわち内部構造と大きさ）が、その最終的な運命に大きな役割を果たしていることが示された。同期軌道は過渡状態になる可能性があり、衛星は半漸近軌道長半径で停滞したり、あるいは系から放出されたりして、他の影響が現れる可能性がある。ひいては、これは太陽系外衛星の検出に大きな影響を与えると考えられる。[ 18 ]

検出方法

多くの太陽系外惑星の周囲には、太陽系外衛星が存在するという理論が提唱されている。[ 14 ]主星のドップラー分光法を用いた惑星探査機による大きな成果にもかかわらず、 [ 19 ]この手法では太陽系外衛星を発見することはできない。これは、惑星と追加の衛星の存在によって生じる恒星スペクトルのシフトが、主星の軌道上を移動する単一の質点と全く同じ挙動を示すためである。この認識に基づき、太陽系外衛星を検出するための他のいくつかの方法が提案されている。例えば、

直接画像

太陽系外惑星を直接撮影することは、恒星と太陽系外惑星の明るさの差が大きいこと、また惑星のサイズと放射照度が小さいことから、極めて困難です。これらの問題はほとんどの場合、系外衛星の場合に大きくなります。しかし、潮汐加熱された系外衛星は、一部の太陽系外惑星と同じくらい明るく輝く可能性があるという理論があります。潮汐力は、系外衛星にかかる力の差によってエネルギーが散逸するため、系外衛星を加熱することがあります。木星を周回する潮汐加熱された衛星イオには、潮汐力によって動く火山があります。潮汐加熱された系外衛星が十分に潮汐加熱され、月の光がかき消されない程度に恒星から遠い場合、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡などの望遠鏡で撮影することが可能です。[ 20 ]

ホスト惑星のドップラー分光法

ドップラー分光法は、軌道を回る惑星の速度シフトと、その結果生じる恒星のスペクトルシフトを測定する間接的な検出法である。[ 21 ]この方法は視線速度法としても知られている。主系列星で最も成功している。太陽系外惑星のスペクトルは、HD 189733 bやHD 209458 bなど、いくつかのケースで部分的に取得することに成功している。取得されたスペクトルの品質は、恒星のスペクトルよりもノイズの影響を大きく受けやすい。その結果、スペクトル分解能と取得されるスペクトル特徴の数は、太陽系外惑星のドップラー分光法を実行するために必要なレベルよりもはるかに低くなる。

主惑星の磁気圏からの電波放射

イオの電離層は軌道上で木星の磁気圏と相互作用し、摩擦電流を発生させて電波放射を引き起こします。これは「イオ制御デカメートル放射」と呼ばれ、研究者たちは既知の太陽系外惑星の近くで同様の放射を発見することが、他の衛星の存在場所を予測する鍵となる可能性があると考えています。[ 22 ]

マイクロレンズ

2002年、チョンホ・ハンとウォンヨン・ハンは、系外衛星の検出にマイクロレンズ効果を利用することを提案した。[ 23 ]著者らは、レンズ効果による光曲線で衛星信号を検出することは、たとえ小さな角度半径を持つ源星に関連するイベントであっても、厳しい有限源効果によって信号が著しくぼやけてしまうため、非常に困難であることを発見した。

パルサータイミング

2008年、オーストラリアのモナシュ大学のルイス、サケット、マードリング[ 24 ]は、パルサーのタイミングを用いてパルサー惑星の衛星を検出することを提案した。著者らはPSR B1620-26 bのケースにこの手法を適用し、衛星がパルサーを周回する惑星の軌道の約50分の1の距離にあり、惑星に対する質量比が5%以上であれば、この惑星を周回する安定した衛星を検出できることを発見した。

通過時間の影響

2007年、物理学者のA. Simon、K. Szatmáry、Gy. M. Szabóは、「光度測定による太陽面通過タイミングの変化からの『太陽系外衛星』の大きさ、質量、密度の決定」と題した研究ノートを発表しました。[ 25 ]

2009年、デイビッド・キッピングは論文[ 3 ] [ 26 ]を発表し、惑星と月が視線に対してほぼ垂直に向いているときに、惑星が惑星・月系の重心に対して先行または後行することで生じる中間通過時間（TTV）の変動と、月と惑星の軸が視線にほぼ沿っているときに、惑星が惑星・月系の重心に対して通過の方向に沿って移動することで生じるトランジット継続時間（TDV）の変動の複数の観測を組み合わせることで、独自の系外衛星シグネチャーが生成される仕組みを概説した。さらに、この研究では、この2つの効果を用いて系外衛星の質量と惑星からの軌道距離の両方を決定で​​きることも実証した。

その後の研究では、キッピングは、ケプラー宇宙望遠鏡[ 27 ]によってTTVとTDV効果を利用して、 居住可能領域の系外衛星を検出できると結論付けました。

トランジット法（恒星-惑星-衛星系）

太陽系外惑星が主星の前を通過すると、主星から受ける光に小さな減光が観測されることがあります。トランジット法は現在、太陽系外惑星を検出する最も成功率が高く、感度の高い方法です。この効果は掩蔽とも呼ばれ、惑星の半径の2乗に比例します。惑星と衛星が主星の前を通過する場合、両方の天体によって観測される光に減光が生じるはずです。[ 28 ]トランジット中に惑星と衛星による日食も発生する可能性がありますが[ 29 ]、このような現象が発生する確率は本質的に低いです。

トランジット法（惑星-衛星系）

主惑星を直接撮影できれば、系外衛星のトランジットを観測できる可能性があります。系外衛星が主惑星の前を通過する際、直接撮影された惑星から受光される光の小さな減衰が観測されることがあります。[ 29 ]直接撮影された系外惑星や自由浮遊惑星の系外衛星は、トランジットの確率と発生率が高いと予測されています。この方法を用いれば、イオやタイタンのような小さな衛星もジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で検出できるはずですが、この探索方法にはかなりの観測時間が必要です。[ 12 ]

軌道サンプリング効果

ガラス瓶を光にかざすと、ガラスの縁よりも中央の方が透けて見えやすい。同様に、衛星の位置を示す一連のサンプルは、惑星の軌道の中央よりも端の方に集中する。衛星が恒星を通過する惑星を周回する場合、その恒星も通過する。十分な数の測定が行われれば、この端での集中はトランジット光度曲線で検出できる可能性がある。恒星が大きいほど、観測可能な集中を形成するために必要な測定数も増加する。ケプラー望遠鏡のデータには、軌道サンプリング効果を用いて赤色矮星の衛星を検出するのに十分なデータが含まれている可能性があるが、太陽のような恒星のデータは十分ではない。[ 30 ] [ 31 ]

ホットジュピター周辺の間接検出

木星のイオ衛星との類推により、ホットジュピターの周りの潮汐加熱された系外衛星は、地上の分光器で検出できるナトリウムまたはカリウムの明確な外層で覆われており、これらの系外衛星の存在を示す可能性があると理論づけられています。[ 32 ] [ 33 ]

白色矮星の周りの間接検出

白色矮星の大気は金属で汚染されていることがあり、少数のケースでは白色矮星がデブリ円盤に囲まれている。通常、この汚染は小惑星や彗星によって引き起こされるが、過去には潮汐力によって破壊された系外衛星も白色矮星の汚染源として提案された。 [ 34 ] 2021年にクライン氏と共同研究者らは白色矮星GD 378とGALEXJ2339が異常に高いベリリウム汚染を受けていることを発見した。研究者らは、このベリリウムの過剰は酸素、炭素または窒素原子が陽子とMeV衝突して生じたに違いないと結論付けている。 [ 35 ]提案されているシナリオの1つでは、ベリリウムの過剰は潮汐力によって破壊された系外衛星によって引き起こされる。このシナリオでは、白色矮星を周回する巨大惑星の 周囲に衛星形成用の氷円盤が存在する。このような巨大惑星の強力な磁場は、陽子などの恒星風粒子を加速し、円盤へと導きます。加速された陽子は円盤内の水氷と衝突し、核融合反応によってベリリウム、ホウ素、リチウムなどの元素を生成します。これらの3つの元素は恒星核融合の過程で破壊されるため、宇宙では比較的希少です。このような円盤で形成される小衛星は、ベリリウム、ホウ素、リチウムの含有量が多いと考えられます。この研究では、土星の中型衛星、例えばミマスは、ベリリウム、ホウ素、リチウムに富んでいると予測されています。[ 36 ]

候補者

系外衛星の候補はいくつかある。ケプラー1000 b Iのように可能性が低いとされているものもある。がく座β星b Iは有力な候補で、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による確認を待っている。他の候補としては、ケプラー1708b I、HD 189733 b I、HD 189733 b II、WASP-12 b I、WASP-12 b IIなどがある。また、DH Tauri Bを周回する可能性のある系外衛星もあり、褐色矮星を周回する惑星と考えられる。J1407bの広大なリング系にも系外衛星の候補があるが、 J1407bのディスク内の衛星も褐色矮星の周惑星円盤を周回する惑星と考えられる。[ 37 ] [ 38 ]

検出プロジェクト

現在、上記の方法のいくつかを用いた複数のミッションが進行中であり、より多くの系外衛星候補を発見し、いくつかの候補を検証または反証できる可能性があります。例えば、 PLATOは2026年に打ち上げられる予定です。

ケプラー計画の一環として、ケプラーによる系外衛星探査（HEK）プロジェクトは系外衛星の検出を目的としており、現在でも議論されている候補衛星のいくつかを生成した。[ 39 ] [ 40 ]

居住性

土星のような太陽系外惑星を周回する仮想的な地球のような衛星の想像図

系外衛星の居住可能性については、査読付き学術誌に掲載された少なくとも2つの研究で考察されている。ルネ・ヘラーとロリー・バーンズ[ 41 ]は、衛星への恒星および惑星の照明、ならびに月食が衛星の軌道平均表面照明に与える影響について考察した。また、彼らは潮汐加熱が衛星の居住可能性に対する脅威であるとも考察した。論文の第4節では、衛星の居住可能軌道を定義するための新しい概念を紹介している。惑星の恒星周ハビタブルゾーンの概念を参照し、彼らは特定の惑星の周りの衛星が居住可能であるための内側の境界を定義し、それを惑星周「ハビタブルエッジ」と呼んでいる。ハビタブルエッジよりも惑星に近い衛星は居住不可能である。2つ目の研究では、ルネ・ヘラー[ 42 ]が、この概念に月食の影響と衛星の軌道安定性による制約を組み込んだ。彼は、衛星の軌道離心率に応じて、恒星が居住可能な衛星を宿すための最小質量が太陽の約0.2倍であることを発見した。

地球の質量の1%未満と比較的小さなエウロパを例に挙げると、レーマーらは、エウロパが地球軌道付近に到達したとしても、大気を保持できるのは数百万年程度に過ぎないことを明らかにした。しかし、ガニメデサイズのより大きな衛星が太陽系のハビタブルゾーンに侵入した場合、大気と表層水は無期限に保持される可能性がある。衛星形成モデルは、ガニメデよりもさらに質量の大きい衛星が、多くの超木星系外惑星の周囲で一般的に形成されることを示唆している。[ 43 ]

M型矮星のハビタブルゾーン内にある地球サイズの太陽系外惑星は、多くの場合、主星に潮汐固定されている。そのため、一方の半球は常に主星を向き、もう一方の半球は暗闇に包まれている。M型矮星系の太陽系外衛星は、惑星に潮汐固定されており、両半球から光を受け取るため、この問題には直面しない。Martínez-Rodríguezらは、ハビタブルゾーン内でM型矮星を周回する惑星の太陽系外衛星の可能性について研究した。彼らは以前の研究からハビタブルゾーン内にある太陽系外惑星を33個発見したが、そのうち0.8 Gyrを超えるタイムスケールで月からタイタン質量の太陽系外衛星をホストできるのは4個だけである（HIP 12961 b、HIP 57050 b、グリーゼ876 bおよびc）。この質量範囲では、太陽系外衛星はおそらく大気を保持できないだろう。研究者たちは系外衛星の質量を増加させ、IL Aquarii bとcの周囲にある火星質量の系外衛星がハッブル宇宙望遠鏡の観測時間よりも長い時間スケールで安定する可能性があることを発見した。CHEOPSミッションは最も明るいM型矮星の周囲にある系外衛星を検出し、ESPRESSOミッションは系外衛星によって引き起こされるロシター・マクラフリン効果を検出できる。どちらの方法も太陽系外惑星がトランジット状態にあることを必要とするが、今回候補に挙げた4つの惑星はトランジット状態ではない。[ 44 ]

太陽系外惑星と同様に、系外衛星は主星に潮汐固定される可能性があります。しかし、系外衛星の主星は太陽系外惑星であるため、潮汐固定された後も主星に対して自転を続け、昼夜サイクルを無期限に経験することになります。

2MASS J1119-1137ABを通過する可能性のある系外衛星候補は、その主惑星のハビタブルゾーン内（少なくとも惑星が冷却するまでは初期）にあるが、系外衛星の年齢はわずか10百万年であるため、複雑な生命が形成されている可能性は低い。もし確認されれば、この系外衛星は原始地球に類似している可能性があり、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による大気の特性解析によって、生命形成のタイムスケールに限界が示される可能性がある。[ 12 ]

参照

参考文献

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