惑星系

惑星系のアーティストによる概念図

惑星系は、恒星または恒星系に重力で束縛され、その軌道を周回する恒星以外の天体の集合体です。一般的に、このような系には惑星が含まれ、さらに準惑星、小惑星、天然衛星、流星体、彗星、微惑星、[ 1 ] [ 2 ]、恒星周円盤などの天体が含まれる場合があります。太陽系は惑星系の一例であり、地球、他の7つの惑星、およびその他の天体が太陽に束縛され、太陽の周りを公転しています。[ 3 ] [ 4 ]太陽系以外の惑星系を指す場合に、系外惑星系という用語は使用されることがあります。慣例により、惑星系は主星、つまり親星にちなんで命名され、太陽系は「Sol」（ラテン語で太陽）にちなんで命名されています。

2025年10月30日現在、4,584の惑星系に6,128個の太陽系外惑星が確認されており、そのうち1,017の惑星系には複数の惑星があります。[ 5 ]デブリ円盤は一般的であることが知られていますが、他の天体は観測がより困難です。

宇宙生物学にとって特に興味深いのは、惑星の表面に液体の水が存在する可能性があり、地球のような生命を維持できる能力がある惑星系の 居住可能領域です。

意味

国際天文学連合（IAU）は、惑星系を、1つ以上の恒星、褐色矮星、または恒星残骸を周回する惑星の系と定義しています。IAUとNASAは、太陽系を惑星系とみなしており、その恒星である太陽、その惑星、そして太陽を周回する他のすべての天体を含みます。[ 6 ] [ 7 ]

惑星系の他の定義では、1つ以上の恒星に重力的に結合しているすべての天体が明示的に含まれる。[ 8 ]

歴史

地動説

地動説は、地球を宇宙の中心とする地動説とは対照的に、太陽を宇宙の中心とする惑星モデルです。

この考えは、紀元前3世紀にサモス島のアリスタルコスによって西洋哲学とギリシャ天文学で初めて提唱されましたが[ 9 ]、他のほとんどの古代天文学者からは支持されませんでした。

アーリヤバッタの著作『アーリヤバティーヤ』を暗黙的に太陽中心説であると解釈する者もいるが、これも反論されている。[ 10 ]

太陽系の発見

コペルニクスの手稿における太陽系の太陽中心モデル

1543年に出版されたニコラウス・コペルニクスの『天球回転論』は、惑星系の太陽中心のモデルを数学的に初めて予測したものを提示しました。17世紀の後継者であるガリレオ・ガリレイ、ヨハネス・ケプラー、アイザック・ニュートン卿は物理学の理解を深め、地球が太陽の周りを動き、惑星は地球と同じ物理法則に従うという考えが徐々に受け入れられるようになりました。

太陽系外惑星系に関する推測

16世紀、地球や他の惑星が太陽の周りを回っているというコペルニクスの理論の初期の支持者であったイタリアの哲学者ジョルダーノ・ブルーノは、恒星は太陽に似ており、同様に惑星を伴っているという見解を提唱しました。[ 11 ]

18世紀、アイザック・ニュートン卿は『プリンキピア』の最後を飾る「一般論」の中で、同様の可能性について言及しました。太陽系の惑星と比較しながら、彼は「恒星が類似のシステムの中心であるならば、それらはすべて同様の設計に基づいて構築され、唯一のものの支配下にあるだろう」と記しました。[ 12 ]

彼の理論は、裏付けとなる証拠が不足していたにもかかわらず、19世紀から20世紀にかけて人気を博しました。天文学者によって確認されるずっと以前から、惑星系の性質に関する推測は地球外知的生命体探査の焦点であり、フィクション、特にSF において頻繁に取り上げられるテーマでした。

太陽系外惑星の検出

太陽系外惑星の最初の確認検出は1992年で、パルサーPSR B1257+12を周回する複数の地球型質量惑星が発見されました。主系列星の太陽系外惑星の最初の確認検出は1995年で、近くのG型恒星ペガスス座51番星の周りを4日間周回する巨大惑星ペガスス座51番星bが発見されました。それ以来、太陽系外惑星の検出方法の進歩や、ケプラー計画などの専用の惑星探査プログラムによって、検出頻度は増加しています。

起源と進化

プロプリドのダイナミクスの図解

惑星系は、星形成過程の一環として星の周囲に形成される原始惑星円盤から生じます。

系の形成中に、多くの物質が重力によって遠くの軌道に散らばり、一部の惑星は系から完全に放出されて放浪惑星となる。

進化したシステム

高質量星

パルサーを周回する惑星が発見されている。パルサーは高質量星の超新星爆発の残骸であるが、超新星爆発以前に存在していた惑星系は、おそらく大部分が破壊されていただろう。惑星は蒸発するか、爆発した星のガス塊によって軌道から押し出されるか、中心星の質量の大部分が突然失われて星の重力から逃れるか、あるいは超新星爆発によってパルサー自体が高速で系外に弾き出され、爆発を生き延びた惑星が自由浮遊体として取り残されることもある。パルサーの周囲で発見された惑星は、超新星爆発によって既に存在していた伴星がほぼ完全に蒸発し、惑星サイズの天体を残して形成された可能性がある。あるいは、パルサーを取り囲むフォールバック物質の降着円盤内で惑星が形成される可能性もある。[ 13 ]超新星爆発の際に軌道から脱出できなかった物質の残骸もブラックホールの周りに惑星を形成する可能性がある。[ 14 ]

低質量星

多くの低質量星は岩石惑星を持つと予想されており、その惑星系は主に岩石と氷を基盤とした天体から構成されています。これは、低質量星の惑星円盤に含まれる物質量が少ないため、内部の微惑星がガス惑星形成に必要な臨界質量に達する可能性が低いためです。また、低質量星の惑星系はコンパクトになる傾向があり、これは星の温度が低い傾向があり、その結果、原始惑星が星の近くで形成されるためです。[ 15 ]

超大型望遠鏡で観測された原始惑星系円盤。[ 16 ]

恒星が進化して赤色巨星、漸近巨星分枝星、そして最終的には惑星状星雲に変化すると、内惑星を飲み込み、質量に応じて蒸発または部分的に蒸発させます。[ 17 ] [ 18 ]恒星の質量が減少すると、飲み込まれなかった惑星は恒星からさらに遠ざかります。

進化した恒星が連星系または多重星系にある場合、失った質量は別の恒星に移行し、新たな原始惑星系円盤と第 2 世代および第 3 世代の惑星が形成されます。これらの惑星は元の惑星とは構成が異なり、質量移動の影響を受ける可能性があります。

惑星の捕獲

散開星団内の自由浮遊惑星は恒星と同程度の速度を持っているため、再捕獲される可能性がある。それらは通常、100 AUから10 5 AUの間の広い軌道に捕獲される。捕獲効率は星団のサイズが大きくなるにつれて低下し、特定の星団サイズではホスト/主質量とともに増加する。これは惑星の質量とはほとんど無関係である。単独または複数の惑星が、互いにまたは恒星のホストスピンと共面ではない、任意の非整列軌道、あるいは既存の惑星系に捕獲される可能性がある。同じ星団の恒星が共通の起源であるため、惑星とホストの金属量の相関が依然として存在する可能性がある。中性子星は形成時にパルサーキックによって星団から放出される可能性が高いため、惑星が中性子星の周りで捕獲される可能性は低い。惑星は他の惑星の周りで捕獲され、自由浮遊惑星連星を形成することさえある。銀河団が分散した後、捕獲された106 AUを超える軌道を持つ惑星のいくつかは、銀河の潮汐によってゆっくりと破壊され、他の恒星や巨大分子雲との遭遇を通じて再び自由浮遊状態になる可能性が高い。[ 19 ]

システムアーキテクチャ

太陽系は、小さな岩石惑星からなる内側領域と、大きな巨大惑星からなる外側領域で構成されている。しかし、他の惑星系は全く異なる構造を持つ場合がある。現在、内側領域に小型の地球型惑星を持ち、比較的円形の軌道を持つガス巨星を持つ太陽系に類似した系はほとんど見つかっていないため、この構成はまれである。[ 20 ]より一般的には、複数のスーパーアースからなる系が検出されている。[ 21 ] [ 22 ]これらのスーパーアースは通常、恒星に非常に近く、水星よりも小さな軌道を回っている。他の系では、恒星に非常に近いホットジュピターガス巨星が見つかっている。親星に近い大型惑星の形成を説明するために、惑星の移動や散乱などの理論が提唱されている。 [ 23 ] [ 24 ]全体的に、研究は、惑星系の構造はその初期形成条件に依存することを示唆している。[ 25 ]

分類

惑星系の構造は、惑星の質量が主星の周りでどのように分布しているかに基づいて4つのクラスに分類できます。[ 26 ] [ 27 ]

類似系では、すべての惑星の質量が互いに類似しています。この構造は、私たちの銀河系で最も一般的に観測されています。TRAPPIST -1は類似系の一例です。類似系の惑星は「さやの中の豆」のようで、この表現は現在、特定の配置特性の集合を指します。[ 28 ]

「そっくりな惑星系」は、大きさが似通っているか整列しており、質量も似通っていて整列しており、「密集」している傾向があります。密集とは、小さな惑星同士がより接近し、大きな惑星同士がより広い軌道間隔を持つ傾向を指します。最後に、「そっくりな惑星系」は、隣接する惑星のペアと次の隣接する惑星のペアの間隔が似ている傾向があります。

混合系とは、惑星の質量が大きく増加または減少する惑星系です。 グリーゼ876とケプラー89は混合系の例です。

反秩序型システムでは、巨大な惑星は主星の近くに、小さな惑星はより遠くに位置しています。現在、このアーキテクチャクラスの例は知られていません。

秩序系では、惑星は質量の小さい惑星が恒星に近く、質量の大きい惑星が恒星から遠く離れるように配置されており、各惑星の質量は恒星からの距離に応じて増加します。太陽系は、内側に小さな岩石惑星、外側に 巨大な惑星を持つ、秩序系の一種です。

コンポーネント

惑星と星

モーガン・キーナンスペクトル分類

既知の太陽系外惑星のほとんどは、太陽とほぼ同様の軌道を持つ恒星、つまりスペクトル分類F、G、またはKの主系列星を周回しています。その理由の一つは、惑星探査プログラムがこれらの恒星に集中する傾向にあることです。さらに、統計解析によると、質量の低い恒星（スペクトル分類Mの赤色矮星）には、視線速度法で検出できるほど質量の大きい惑星が存在する可能性が低いことが示されています。[ 29 ] [ 30 ]それでも、より小さな惑星を検出できるトランジット法によって、ケプラー宇宙望遠鏡によって赤色矮星の周りを回る数十個の惑星が発見されています。

太陽系外惑星系には、ホットジュピター、ホットネプチューン、スーパーアースなど、太陽系の惑星とは大きく異なる惑星が存在することもあります。[ 31 ]ホットジュピターとホットネプチューンは、それぞれ同名の惑星と同様にガス惑星ですが、主星に近い軌道を公転し、公転周期は数日程度です。[ 32 ]スーパーアースは、地球と海王星や天王星などの惑星の中間の質量を持つ惑星で、岩石やガスで構成されている場合があります。スーパーアースには様々な種類があり、水惑星からミニネプチューンまで多岐にわたります。[ 33 ]

星周円盤と塵の構造

改良された画像処理技術を用いて、若い恒星HD 141943とHD 191089のHSTアーカイブ画像でデブリ円盤が検出されました(2014 年 4 月 24 日)。

惑星に次いで、恒星周円盤は惑星系、特に若い恒星において最も一般的に観測される特性の一つです。太陽系には少なくとも4つの主要な恒星周円盤（小惑星帯、カイパーベルト、散乱円盤、オールトの雲）が存在し、エリダヌス座イプシロン星やくじら座タウ星といった太陽系近傍の恒星の周囲にも明瞭に観測可能な円盤が検出されています。多数の同様の円盤の観測に基づき、これらは主系列の恒星に極めて一般的に見られる特性であると考えられています。

太陽系における惑星間塵雲は研究されており、類似物が他の惑星系にも存在すると考えられています。太陽系平面を満たす1～100マイクロメートルサイズの非晶質炭素およびケイ酸塩塵である黄道塵の太陽系外惑星類似物である外黄道塵は、へびつかい座51番星、フォーマルハウト、[ 35 ] [ 36 ] 、くじら座タウ星、[ 36 ] [ 37 ] 、ベガ星系の周囲で検出されています。

彗星

2014年11月現在、太陽系には5,253個の彗星が知られており[ 38 ]、それらは惑星系の共通の構成要素であると考えられています。最初の太陽系外彗星は1987年に[ 39 ] [ 40 ]、非常に若いA型主系列星であるがか座β星の周囲で発見されました。現在、太陽系外彗星の存在が観測されている、または疑われている恒星は合計11個あります。[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ]発見されているすべての太陽系外彗星系（がか座ベータ星、HR 10、[ 41 ]へびつかい座51番星、HR 2174、[ 42 ]くじら座49番星、こぎつね座5番星、アンドロメダ座2番星、HD 21620、HD 42111、HD 110411、[ 43 ] [ 45 ]および最近ではHD 172555 [ 44 ]）は非常に若いA型恒星の周囲にあります。

その他のコンポーネント

2013年にスピッツァー宇宙望遠鏡によってNGC 2547-ID8の星の周りで検出され、地上観測によって確認された衝突のコンピューターモデルは、地球のような地球型惑星の形成につながったと考えられているイベントに類似した大きな小惑星または原始惑星の関与を示唆している。 [ 46 ]

太陽系には多数の天然衛星が存在すると考えられており、観測結果から、それらは惑星系の共通の構成要素であると考えられていますが、系外衛星の存在はまだ確認されていません。ケンタウルス座の恒星1SWASP J140747.93-394542.6は、天然衛星の有力な候補です。[ 47 ]確認されている太陽系外惑星WASP-12bにも、少なくとも1つの衛星が存在する可能性が示唆されています。 [ 48 ]

軌道構成

ほぼ円形の軌道を持つ太陽系とは異なり、多くの既知の惑星系ははるかに高い軌道離心率を示しています。[ 49 ]そのような系の例としては、16 Cygniがあります。

相互の傾向

2つの惑星間の相互傾斜角は、それらの軌道面の間の角度である。金星の等価軌道より内側に複数の近い惑星を持つ多くのコンパクトシステムでは、相互傾斜角が非常に小さいと予想されるため、システム（少なくとも近い部分）は太陽系よりもさらに平坦になるだろう。捕獲された惑星は、システムの残りの部分に対して任意の角度で捕獲される可能性がある。2016年現在、相互傾斜角が実際に測定されているシステムはわずかしかない[ 50 ]。一例として、アンドロメダ座ウプシロン星系が挙げられる。このシステムでは、惑星cとdの相互傾斜角は約30度である[ 51 ] 。 [ 52 ]

軌道力学

惑星系は、その軌道力学に基づいて、共鳴型、非共鳴相互作用型、階層型、あるいはこれらの組み合わせに分類できる。共鳴型では、惑星の公転周期は整数比となる。ケプラー223系には、8:6:4:3の軌道共鳴状態にある4つの惑星が含まれる。[ 53 ] 巨大惑星は、小型惑星よりも平均運動共鳴状態にある場合が多い。[ 54 ]相互作用型では、惑星の軌道が互いに十分接近しているため、軌道パラメータに摂動を与える。太陽系は、ケプラーの法則が成立しない 強い相互作用型とは対照的に、弱い相互作用型と言える。 [ 55 ] 階層的なシステムでは、惑星は、重力的に2つの天体の入れ子になったシステムと見なせるように配置され、例えば、近くにあるホットジュピターと、はるか遠くにある別のガス巨星を持つ恒星では、恒星とホットジュピターはペアを形成し、十分に離れた別の惑星からは単一の天体のように見えます。

まだ観測されていない他の軌道の可能性としては、二重惑星、準衛星、トロヤ群、交換軌道などの様々な共軌道惑星、歳差運動する軌道面によって維持される連動軌道などがある。[ 56 ]

惑星の数、相対パラメータ、間隔

ケプラー宇宙望遠鏡によって発見されたさまざまなシステム間では、軌道の間隔が大きく異なります。

ゾーン

居住可能領域

さまざまなタイプの恒星の周りのハビタブルゾーンの位置

恒星の周囲のハビタブルゾーンとは、惑星上に液体の水が存在できる温度範囲の領域です。つまり、恒星に近すぎて水が蒸発せず、遠すぎても水が凍らないという条件を満たす領域です。恒星が放出する熱は恒星の大きさや年齢によって異なるため、ハビタブルゾーンもそれに応じて変化します。また、惑星の大気条件は惑星の熱保持能力に影響を与えるため、ハビタブルゾーンの位置も惑星の種類によって異なります。

居住可能領域は通常、表面温度で定義されます。しかし、地球のバイオマスの半分以上は地下の微生物に由来しており[ 57 ]、地下深くなるほど温度が上昇するため、表面が凍結している場合でも地下は生命にとって適した環境になる可能性があります。この点を考慮すると、居住可能領域は恒星からさらに遠くまで広がります。[ 58 ]

2013年の研究によると、太陽のような恒星[ a ]の約22±8％に、居住可能な[ c ]領域にある地球サイズの[ b ]惑星が存在すると推定されています。[ 59 ] [ 60 ]

金星帯

金星圏は、地球型惑星が金星のような暴走温室効果ガス状態を持つが、大気が完全に逃げ出すほど恒星に近くはない恒星の周りの領域である。ハビタブルゾーンと同様に、金星圏の位置は、恒星の種類や、質量、自転速度、大気雲などの惑星の特性を含むいくつかの要因によって決まる。ケプラー宇宙船データの研究によると、惑星のサイズと恒星からの距離に基づくと、赤色矮星の32％に潜在的に金星のような惑星があり、 K型とG型の恒星ではその割合が45％に増加する。[ d ]いくつかの候補が特定されているが、金星に似ているかどうかを判断するには、その大気の分光法による追跡研究が必要である。[ 61 ] [ 62 ]

銀河系における惑星の分布

2014 年 7 月現在、距離がわかっている惑星の 90% が地球から約 2000光年以内にあります。

天の川銀河の直径は10万光年だが、2014年7月現在、距離がわかっている惑星の90％は地球から約2000光年以内に存在する。はるか遠くの惑星を発見できる方法の一つがマイクロレンズ効果である。近々打ち上げられるナンシー・グレース・ローマン宇宙望遠鏡はマイクロレンズ効果を利用して銀河バルジと銀河円盤における惑星の相対的な頻度を測定できる可能性がある。[ 63 ]これまでのところ、惑星はバルジよりも円盤に多く存在するという兆候がある。[ 64 ]マイクロレンズ効果による距離の推定は困難である。バルジにある可能性が高いと考えられている最初の惑星は、7.7キロパーセク（約2万5000光年）の距離にあるMOA-2011-BLG-293Lbである。 [ 65 ]

種族I、あるいは金属に富む星は、金属量が最も高い若い星です。種族Iの星は金属量が高いため、古い種族の星よりも惑星系を持つ可能性が高くなります。これは、惑星が金属の集積によって形成されるためです。太陽は金属に富む星の例です。これらは銀河の円盤によく見られます。[ 66 ]一般的に、最も若い星、つまり種族Iの極限の星は内側に、種族Iの中間の星は外側に見つかります。太陽は種族Iの中間の星と考えられています。種族Iの星は、銀河中心の周りを低い相対速度で規則的な楕円軌道で回っています。[ 67 ]

種族 II、あるいは金属貧弱な恒星は、金属量が比較的少なく、太陽の数百倍 ( BD +17° 3248など) または数千倍 (スネデンの星など) の金属量しかない恒星である。これらの天体は、宇宙の初期に形成された。 [ 68 ]中間種族 II の恒星は、天の川銀河の中心付近のバルジによく見られるが、銀河ハローで見つかる種族 II の恒星はより古く、したがって金属が貧弱である。球状星団にも、種族 II の恒星が多数含まれている。[ 69 ] 2014 年、ハローの恒星を囲む最初の惑星が、地球に最も近いハローの恒星で約 13 光年離れたカプタイン星の周囲に発表された。しかし、その後の研究では、カプタイン bは恒星活動の産物にすぎず、カプタイン c を確認するにはさらなる研究が必要であることが示唆されている。[ 70 ]カプタイン星の金属量は太陽の約8 [ e ]分の1と推定されている。 [ 71 ]

銀河の種類によって、星形成の歴史、ひいては惑星形成の歴史は異なります。惑星形成は、銀河内の恒星の年齢、金属量、軌道によって影響を受けます。銀河内の恒星の分布は、銀河の種類によって異なります。[ 72 ]楕円銀河 の恒星は、渦巻銀河の恒星より​​もはるかに古いです。ほとんどの楕円銀河には、主に低質量の恒星が含まれており、星形成活動​​は最小限です。[ 73 ]宇宙におけるさまざまな種類の銀河の分布は、銀河団内での位置によって決まり、楕円銀河はほとんどが銀河団の中心近くで見つかります。[ 74 ]

参照

注記

  1. ^この5分の1の統計において、「太陽のような」とはG型星を指します。太陽のような星のデータは入手できなかったため、この統計はK型星のデータからの推定値です。
  2. ^この5分の1という統計では、地球サイズとは地球半径の1～2倍の大きさを意味する。
  3. ^この 1 分の 5 という統計では、「ハビタブルゾーン」とは、地球の恒星の放射量の 0.25 ～ 4 倍 (太陽の場合は 0.5 ～ 2 AU に相当) の領域を意味します。
  4. ^ここで、地球サイズとは地球半径の0.5～1.4倍を意味し、「金星帯」とは、M型およびK型恒星の場合、地球の恒星フラックスの約1～25倍、G型恒星の場合、地球の恒星フラックスの約1.1～25倍の領域を意味します。
  5. ^カプタイン星の金属量は[Fe/H]= −0.89と推定される。10 −0.89 ≈ 1/8

参考文献

  1. ^ダーリング、デイビッド・J. (2004). 『ユニバーサル・ブック・オブ・アストロノミー：アンドロメダ銀河から回避領域まで』 ホーボーケン（ニュージャージー州）：ワイリー社. p. 394. ISBN 978-0-471-26569-6。
  2. ^イリングワース、ヴァレリー編 (2000).コリンズ天文学辞典（第2版）. グラスゴー: ハーパーコリンズ. p. 314. ISBN 978-0-00-710297-6。
  3. ^ p. 382、コリンズ天文学辞典。
  4. ^ Ridpath, Ian編 (2003). 『天文学辞典』. Oxford paperback reference (改訂版). オックスフォード; ニューヨーク: オックスフォード大学出版局. p. 420. ISBN 978-0-19-860513-3。
  5. ^ Schneider, J. 「インタラクティブ太陽系外惑星カタログ」太陽系外惑星百科事典. 2025年10月30日閲覧。
  6. ^ 「IAU天文学教育局」 IAU天文学教育局. 2025年7月10日閲覧。
  7. ^ 「太陽系：事実」 NASAサイエンス誌、2017年11月13日。 2025年7月10日閲覧。
  8. ^ピエールハンバート、レイモンド・T. (2021年12月9日). 「1. 始まり」.惑星系：ごく短い入門. オックスフォード大学出版局. pp.  1– 13. doi : 10.1093/actrade/9780198841128.003.0001 . ISBN 978-0-19-884112-82025年7月10日閲覧。「惑星系」という用語は、このような天体を表すために広く使われるようになり、恒星と、それに重力で結びついているすべての天体、つまり岩石惑星、ガス惑星、氷惑星、その衛星、小惑星、彗星、そしてカイパーベルトを構成する遠方の氷天体を指す用語となっています。私たちの惑星系には恒星は1つしかありませんが、他の惑星系では2つ、あるいは3つの恒星が含まれていることが一般的です。
  9. ^ Dreyer (1953)、 pp.135–48 ; Linton (2004)、 pp.38–9)。アリスタルコスが太陽中心説を提唱した著作は現存していない。現在ではアルキメデスの『砂の計算者』の中の短い一節からその存在が知られているのみである。
  10. ^ノエル・スワードロー、「レビュー：インド天文学の失われた記念碑」、 Isis、64（1973）：239-243。
  11. ^「コスモス」『 新ブリタニカ百科事典』（第15版、シカゴ、1991年） 16 :787:2a。「彼は太陽と地球の無限性を主張したため、1600年に火刑に処された。」
  12. ^ニュートン、アイザック、コーエン、I.バーナード、ホイットマン、アン (1999) [初版1713年] 『プリンキピア：新訳とガイド』 カリフォルニア大学出版局、p. 940. ISBN 0-520-20217-1。
  13. ^ Podsiadlowski, Philipp (1993). 「惑星形成シナリオ」. 『Planets Around Pulsars; Proceedings of the Conference』36 :149. Bibcode : 1993ASPC...36..149P .
  14. ^ Perna, Rosalba ; Duffell, Paul ; Cantiello, Matteo ; MacFadyen, Andrew (2013年12月17日). 「新しく生まれたコンパクト天体の周囲におけるフォールバック物質の運命」. The Astrophysical Journal . 781 (2): 119. arXiv : 1312.4981 . doi : 10.1088/0004-637X/781/2/119 .
  15. ^ Miguel, Y; Cridland, A; Ormel, CW; Fortney, JJ; Ida, S (2019年10月30日). 「低質量星と褐色矮星の周囲における惑星形成と組成の多様な結果」 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society stz3007. arXiv : 1909.12320 . doi : 10.1093/mnras/stz3007 . ISSN 0035-8711 . 
  16. ^ 「太陽系を形作る - ESOのSPHERE観測装置、新生惑星によって形作られる原始惑星系円盤を明らかにする」 www.eso.org . 2016年12月7日閲覧。
  17. ^ Ferreira, Becky (2023年5月3日). 「私たちが知っている世界の終わりだ - 天文学者たちは、巨大な惑星を飲み込む死にゆく星を発見した。これは、地球や他の多くの惑星の運命を理解する上での「ミッシングリンク」を埋める発見だ」 . The New York Times . 2023年5月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年5月3日閲覧。
  18. ^フェレイラ、ベッキー（2022年8月19日）「惑星を飲み込む星の興味深い秘密 ― 科学者たちは銀河系の何千もの惑星を研究する中で、恒星に飲み込まれる世界についてより多くのことを学んでいる」ニューヨーク・タイムズ。 2022年8月19日閲覧。
  19. ^ Perets, Hagai B.; Kouwenhoven, MBN (2012年3月13日). 「自由浮遊惑星の再捕獲による超広軌道惑星の起源について」. The Astrophysical Journal . 750 (1): 83. arXiv : 1202.2362 . Bibcode : 2012ApJ...750...83P . doi : 10.1088/0004-637X/750/1/83 .
  20. ^ 「私たちは宇宙の1%にいる – planetplanet」 2021年2月8日. 2025年1月25日閲覧。
  21. ^ Astro Washington.com のタイプと属性。
  22. ^ Borucki, William J.; Koch, David G.; Basri, Gibor; Batalha, Natalie; Brown, Timothy M.; Bryson, Stephen T.; Caldwell, Douglas; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Cochran, William D.; DeVore, Edna; Dunham, Edward W.; Gautier, Thomas N., III; Geary, John C.; Gilliland, Ronald; Gould, Alan (2011年7月1日). 「ケプラーが観測した惑星候補の特徴. II. 最初の4ヶ月間のデータの分析」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 736 (1): 19. arXiv : 1102.0541 . Bibcode : 2011ApJ...736...19B .土井：10.1088/0004-637X/736/1/19。ISSN 0004-637X。 {{cite journal}}: CS1 maint: 複数の名前: 著者リスト (リンク)
  23. ^ Stuart J. Weidenschilling & Francesco Marzari (1996). 「重力散乱は恒星からわずかな距離にある巨大惑星の起源として考えられる」Nature . 384 (6610): 619– 621. Bibcode : 1996Natur.384..619W . doi : 10.1038/384619a0 . hdl : 11577/123794 . PMID 8967949 . S2CID 4304777 .  
  24. ^ 「Hot Super-Earths (and mini-Neptunes)! – planetplanet」 2014年3月3日. 2025年1月25日閲覧。
  25. ^長谷川康弘; パドリッツ, ラルフ E. (2011). 「惑星系構造の起源 - I. ガス円盤内の多重惑星トラップ」 .王立天文学会月報. 417 (2): 1236– 1259. arXiv : 1105.4015 . Bibcode : 2011MNRAS.417.1236H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19338.x . ISSN 0035-8711 . S2CID 118843952 .  
  26. ^ Mishra, Lokesh; Alibert, Yann; Udry, Stéphane; Mordasini, Christoph (2023年2月1日). 「太陽系外惑星系のアーキテクチャの枠組み - I. 惑星系アーキテクチャの4つのクラス」 . Astronomy & Astrophysics . 670 : A68. arXiv : 2301.02374 . Bibcode : 2023A&A...670A..68M . doi : 10.1051/0004-6361/202243751 . ISSN 0004-6361 . 
  27. ^ Mishra, Lokesh; Alibert, Yann; Udry, Stéphane; Mordasini, Christoph (2023年2月1日). 「太陽系外惑星系のアーキテクチャの枠組み - II. 自然 vs. 育成：アーキテクチャクラスの創発的形成経路」 . Astronomy & Astrophysics . 670 : A69. arXiv : 2301.02373 . Bibcode : 2023A&A...670A..69M . doi : 10.1051/0004-6361/202244705 . ISSN 0004-6361 . 
  28. ^ Mishra, Lokesh; Alibert, Yann; Leleu, Adrien; Emsenhuber, Alexandre; Mordasini, Christoph; Burn, Remo; Udry, Stéphane; Benz, Willy (2021年12月1日). 「新世代惑星人口合成（NGPPS）VI. KOBEの紹介：ケプラーがベルン太陽系外惑星を観測 - 惑星系構造に関する理論的展望：さやの中の豆類」 . Astronomy & Astrophysics . 656 : A74. arXiv : 2105.12745 . Bibcode : 2021A&A...656A..74M . doi : 10.1051/0004-6361/202140761 . ISSN 0004-6361 . 
  29. ^ Andrew Cumming、R. Paul Butler、Geoffrey W. Marcy他 (2008). 「ケック惑星探査：太陽系外惑星の検出可能性と最小質量・軌道周期分布」.太平洋天文学会誌. 120 (867): 531– 554. arXiv : 0803.3357 . Bibcode : 2008PASP..120..531C . doi : 10.1086/588487 . S2CID 10979195 . 
  30. ^ Bonfils, Xavier; Forveille, Thierry; Delfosse, Xavier; Udry, Stéphane; Mayor, Michel; Perrier, Christian; Bouchy, François; Pepe, Francesco; Queloz, Didier; Bertaux, Jean-Loup (2005). 「HARPSによる南半球系外惑星探査VI：近傍M型矮星Gl 581を周回する海王星質量惑星」. Astronomy and Astrophysics . 443 (3): L15– L18. arXiv : astro-ph/0509211 . Bibcode : 2005A&A...443L..15B . doi : 10.1051/0004-6361:200500193 . S2CID 59569803 . 
  31. ^ 「天の川銀河で出会う様々な種類の太陽系外惑星」惑星協会。2025年10月25日閲覧。
  32. ^ Fortney, Jonathan J.; Dawson, Rebekah I.; Komacek, Thaddeus D. (2021). 「ホットジュピター：起源、構造、大気」 . Journal of Geophysical Research: Planets . 126 (3) e2020JE006629. arXiv : 2102.05064 . Bibcode : 2021JGRE..12606629F . doi : 10.1029/2020JE006629 . ISSN 2169-9100 . 
  33. ^ 「スーパーアースとは何か？ - NASAサイエンス」 2020年10月22日。 2025年10月25日閲覧。
  34. ^ Stark, C.; Kuchner, M. (2008). 「太陽系外惑星雲の共鳴シグネチャーによる太陽系外惑星および超惑星の検出可能性」. The Astrophysical Journal . 686 (1): 637– 648. arXiv : 0810.2702 . Bibcode : 2008ApJ...686..637S . doi : 10.1086/591442 . S2CID 52233547 . 
  35. ^レブルトン、J.ヴァン・リーシャウト、R.オージュロー、J.-C.アブシル、O.メネソン、B.カマ、M.ドミニク、C.ボンソール、A.ヴァンデポータル、J.ベウスト、H.デフレール、D.エルテル、Ｓ．ファラマズ、V.ヒンツ、P.クラール、Q。ラグランジュ、A.-M.リュー、W.テボー、P. (2013)。 「フォーマルハウト内部デブリ円盤の干渉法による研究。III. 外黄道円盤とその起源の詳細なモデル」。天文学と天体物理学。555：A146。arXiv : 1306.0956。ビブコード: 2013A&A...555A.146L。土井：10.1051/0004-6361/201321415。S2CID 12112032。 
  36. ^ a b Absil, O.; Le Bouquin, J.-B.; Berger, J.-P.; Lagrange, A.-M.; Chauvin, G.; Lazareff, B.; Zins, G.; Haguenauer, P.; Jocou, L.; Kern, P.; Millan-Gabet, R.; Rochat, S.; Traub, W. (2011). 「VLTI/PIONIERによる微弱な伴星の探索．I．方法と最初の結果」．天文学と天体物理学．535 : A68．arXiv : 1110.1178．Bibcode : 2011A &A...535A..68A．doi : 10.1051 / 0004-6361/201117719．S2CID 13144157。 
  37. ^ディ・フォルコ、E.アブシル、O.オージュロー、J.-C.メランド、A.クデ・デュ・フォレスト、V.テブナン、F.デフレール、D.カーベラ、P. 10 ブルンメラール、TA; HA州マカリスター。リッジウェイ、ST;スターマン、J.スターマン、L.ニューハンプシャー州ターナー (2007)。 「残骸円盤星の近赤外線干渉調査」。天文学と天体物理学。475 (1 ) : 243–250.arXiv : 0710.1731 。Bibcode : 2007A&A...475..243D。土井：10.1051/0004-6361:20077625。S2CID 18317389。 
  38. ^ Johnston, Robert (2014年8月2日). 「太陽系天体の既知の集団」 . 2019年6月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年1月19日閲覧。
  39. ^ Ferlet, R.; Vidal-Madjar, A.; Hobbs, LM (1987). 「The Beta Pictoris circumstellar disk. V - Time variation of the CA II-K line. Astronomy and Astrophysics . 185 : 267– 270. Bibcode : 1987A&A...185..267F .
  40. ^ Beust, H.; Lagrange-Henri, AM; Vidal-Madjar, A.; Ferlet, R. (1990). 「The Beta Pictoris circumstellar disk. X - Numerical simulations of infalling evaporating bodies」. Astronomy and Astrophysics . 236 : 202– 216. Bibcode : 1990A&A...236..202B .
  41. ^ a b Lagrange-Henri, AM; Beust, H.; Ferlet, R.; Vidal-Madjar, A.; Hobbs, LM (1990). 「HR 10 - 新たなBeta Pictorisのような星か？」天文学と天体物理学. 227 : L13– L16.書誌コード: 1990A&A...227L..13L .
  42. ^ a b Lecavelier Des Etangs、A.;他。 （1997年）。 「ピクトリスβ型星周ガス円盤候補のHST-GHRS観測」。天文学と天体物理学。325 : 228–236。Bibcode : 1997A&A...325..228L。
  43. ^ a b Welsh, BY & Montgomery, S. (2013). 「A型星の周囲の星周ガス円盤変動：太陽系外彗星の検出？」太平洋天文学会誌. 125 (929): 759– 774. Bibcode : 2013PASP..125..759W . doi : 10.1086/671757 .
  44. ^ a b Kiefer, F.; Lecavelier Des Etangs, A.; et al. (2014). 「HD 172555の恒星周ガス円盤における太陽系外彗星」.天文学と天体物理学. 561 : L10. arXiv : 1401.1365 . Bibcode : 2014A&A...561L..10K . doi : 10.1051/0004-6361/201323128 . S2CID 118533377 . 
  45. ^ "「『太陽系外彗星』は天の川銀河全体に共通」 Space.com、2013年1月7日。 2013年1月8日閲覧。
  46. ^ 「NASA​​のスピッツァー望遠鏡が小惑星衝突を目撃」 NASAジェット推進研究所（JPL）2025年5月17日閲覧。
  47. ^ 「土星のようなリングシステムが太陽のような恒星を覆い隠す」。ScienceDaily 。 2025年5月17日閲覧。ママジェク氏は、通過天体が恒星または褐色矮星であれば惑星形成の後期段階を観測している可能性があると、また通過天体が巨大惑星であれば衛星形成を観測している可能性があると考えている。
  48. ^ロシアの天文学者、 WASP-12b の輝きの変化の曲線を研究した結果、規則的な飛沫が発見されるという珍しい結果が得られました。<...> 恒星表面の汚れも同様の輝きの変化を引き起こす可能性がありますが、観測可能な飛沫は持続時間、プロファイル、振幅が非常に似ており、系外衛星の存在を証明するものです。
  49. ^ Dvorak, R.; Pilat-Lohinger, E.; Bois, E.; Schwarz, R.; Funk, B.; Beichman, C.; Danchi, W.; Eiroa, C.; Fridlund, M.; Henning, T.; Herbst, T.; Kaltenegger, L.; Lammer, H.; Léger, A.; Liseau, R.; Lunine, Jonathan I.; Paresce F, Penny, A.; Quirrenbach, A.; Röttgering, H.; Selsis, F.; Schneider, J.; Stam, D.; Tinetti, G.; White, G.; 「惑星系の動的居住可能性」、ウィーン大学天文学研究所、オーストリア、ウィーン、2010年1月
  50. ^ミルズ, ショーン・M.; ファブリッキー, ダニエル・C. (2017). 「ケプラー108：相互に傾斜した巨大惑星系」 .天文学ジャーナル. 153 (1): 45. arXiv : 1606.04485 . Bibcode : 2017AJ....153...45M . doi : 10.3847/1538-3881/153/1/45 . S2CID 119295498 . 
  51. ^ Deitrick, Russell; Barnes, Rory; McArthur, Barbara; Quinn, Thomas R.; Luger, Rodrigo; Antonsen, Adrienne; Fritz Benedict, G. (2014). 「アンドロメダ座ウプシロン星系の3次元構造」. The Astrophysical Journal . 798 : 46. arXiv : 1411.1059 . doi : 10.1088/0004-637X/798/1/46 . S2CID 118409453 . 
  52. ^ 「NASA​​ – 乱れた惑星系が過去の混乱の手がかりを提供」 Nasa.gov、2010年5月25日。 2012年8月17日閲覧。
  53. ^ Emspak, Jesse (2011年3月2日). 「ケプラー、奇妙なシステムを発見」 . International Business Times . International Business Times Inc. 2011年3月2日閲覧。
  54. ^ Winn, Joshua N.; Fabrycky, Daniel C. (2015). 「太陽系外惑星系の発生と構造」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 53 : 409–447 . arXiv : 1410.4199 . Bibcode : 2015ARA&A..53..409W . doi : 10.1146/annurev-astro-082214-122246 . S2CID 6867394 . 
  55. ^ファブリッキー、ダニエル C. (2010)。 「非ケプラー力学」。arXiv : 1006.3834 [ astro-ph.EP ]。
  56. ^ミガシェフスキ, セザリー; ゴジジェフスキ, クリストフ (2009). 「永年非共平面二惑星問題における平衡」 .王立天文学会月報. 395 (4): 1777– 1794. arXiv : 0812.2949 . Bibcode : 2009MNRAS.395.1777M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14552.x . S2CID 14922361 . 
  57. ^ Amend, JP; Teske, A. (2005). 「深部地下微生物学のフロンティア拡大」.古地理学・古気候学・古生態学. 219 ( 1–2 ): 131– 155. Bibcode : 2005PPP...219..131A . doi : 10.1016/j.palaeo.2004.10.018 .
  58. ^研究者らは「より遠くの惑星は生命を維持できる」と述べる、BBC、2014年1月7日 最終更新 12:40
  59. ^ Sanders, R. (2013年11月4日). 「天文学者が重要な疑問に答える：居住可能な惑星はどれほど一般的か？」 newscenter.berkeley.edu . 2014年11月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2014年11月6日閲覧。
  60. ^ Petigura, EA; Howard, AW; Marcy, GW (2013). 「太陽型恒星を周回する地球サイズ惑星の存在率」 . Proceedings of the National Academy of Sciences . 110 (48): 19273– 19278. arXiv : 1311.6806 . Bibcode : 2013PNAS..11019273P . doi : 10.1073 / pnas.1319909110 . PMC 3845182. PMID 24191033 .  
  61. ^ハビタブルゾーンギャラリー - 金星
  62. ^ Kane, Stephen R.; Kopparapu, Ravi Kumar; Domagal-Goldman, Shawn D. (2014). 「ケプラーデータによる潜在的な金星類似天体の頻度について」. The Astrophysical Journal . 794 (1): L5. arXiv : 1409.2886 . Bibcode : 2014ApJ...794L...5K . doi : 10.1088/2041-8205/794/1/L5 . S2CID 119178082 . 
  63. ^ SAG 11: WFIRSTマイクロレンズ調査の準備Archived February 22, 2014, at the Wayback Machine , Jennifer Yee
  64. ^惑星マイクロレンズの新時代に向けてアーカイブ済み2014年11月3日、 Wayback Machine、アンディ・グールド、2010年9月21日
  65. ^ Batista, V.; Beaulieu, J.-P.; Gould, A.; Bennett, DP; Yee, JC; Fukui, A.; Gaudi, BS; Sumi, T.; Udalski, A. (2013). 「Moa-2011-BLG-293Lb：ハビタブルゾーンに存在する可能性のある初のマイクロレンズ惑星」. The Astrophysical Journal . 780 : 54. arXiv : 1310.3706 . doi : 10.1088/0004-637X/780/1/54 .
  66. ^ 「Population I | COSMOS」 . astronomy.swin.edu.au . 2025年10月25日閲覧。
  67. ^ Charles H. Lineweaver (2000). 「宇宙における地球型惑星の年齢分布の推定：選択効果としての金属量の定量化」Icarus . 151 (2): 307– 313. arXiv : astro-ph/0012399 . Bibcode : 2001Icar..151..307L . doi : 10.1006/icar.2001.6607 . S2CID 14077895 . 
  68. ^ 「Population II | COSMOS」 . astronomy.swin.edu.au . 2025年10月25日閲覧。
  69. ^ TS van Albada; Norman Baker (1973). 「球状星団の2つのオーステルホフ群について」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 185 : 477–498 . Bibcode : 1973ApJ...185..477V . doi : 10.1086/152434 .
  70. ^ロバートソン, ポール; ロイ, アルピタ; マハデヴァン, スブラス (2015). 「恒星活動はカプタイン星の周りのハビタブルゾーン惑星を模倣する」.アストロフィジカル・ジャーナル. 805 (2): L22. arXiv : 1505.02778 . Bibcode : 2015ApJ...805L..22R . doi : 10.1088/2041-8205/805/2/L22 .
  71. ^アングラダ＝エスクデ、G.アリアガダ、P.トゥオミ、M.ゼックマイスター、M.ジェンキンス、JS。オフィル、A.ドライズラー、S.ガーラック、E.マービン、CJ。ライナーズ、A.ジェファーズ、サウスカロライナ州。バトラー、RP;フォークト、SS;ピラニア州アマド。ロドリゲス・ロペス、C.ベルディーニャス、ZM。モーリン、J.クレーン、法廷博士。シェクトマン、SA;トンプソン、IB。ディアス、M。リベラ、E。サルミエント、LF;ジョーンズ、HRA (2014)。「カプテインの星の周りの 2 つの惑星: 最も近いハロー赤色矮星を周回する寒冷と温帯の超地球」。王立天文協会の月次通知: 手紙。443 : L89- L93。arXiv : 1406.0818。土井：10.1093/mnrasl/slu076。
  72. ^ゴンザレス、ギジェルモ (2005). 「宇宙のハビタブルゾーン」.生命の起源と生物圏の進化. 35 (6): 555– 606. arXiv : astro-ph/0503298 . Bibcode : 2005OLEB...35..555G . doi : 10.1007/s11084-005-5010-8 . PMID 16254692 . 
  73. ^ジョン、D、（2006）、天文学、 ISBN 1-4054-6314-7、224-225ページ
  74. ^ Dressler, A. (1980年3月). 「銀河クラスターにおける銀河形態学 - 銀河の形成と進化への示唆」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 236 : 351–365 . Bibcode : 1980ApJ...236..351D . doi : 10.1086/157753 .

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