衛星の可能性
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「TRAPPIST-1」の記事における「衛星の可能性」の解説
天文学者Stephen R. Kaneがアストロフィジカルジャーナル・レターズに投稿した論文では、TRAPPIST-1系の惑星が大型の衛星を持つ可能性は低いと述べられている。例えば、地球の約27%の半径を持つ月は地球の約7.4%の表面積（この値がトランジット発生時の主星の減光率となる）を持ち、仮に惑星に対してこれほどの規模を持つ惑星が存在していればトランジット法での観測で存在がすでに指摘されている可能性がある。Kaneは、論文内にて半径が200～300 km程度の小型の衛星は検出できないだろうと述べている。 Kaneによる理論的レベルでは、TRAPPIST-1系の中で内側を公転している惑星が衛星を持つには、惑星が非常に大きな密度を持つ必要があることが判明した。これは、惑星から受ける重力が恒星から受ける潮汐力よりも強いため、衛星が惑星の周囲を公転できる領域の外縁と定義されているヒル半径と、惑星から受ける潮汐力が衛星自身の重力よりも強くなることで衛星が粉砕されてしまう地点（すなわち衛星が安定して公転できる領域の内縁）であるロッシュ限界との比較に基づいている。ただしこれらの制約は、重力ではなく化学的な力によって保持されている小さな粒子からなる環のような構造には適用されない。惑星のヒル半径 R H {\displaystyle R_{H}} は以下のようにして導出される。 a p {\displaystyle a_{p}} は惑星の軌道長半径、 M p {\displaystyle M_{p}} は惑星の質量、 M s {\displaystyle M_{s}} は主星の質量を指す。 R H = a p M p 3 M s 3 {\displaystyle R_{H}=a_{p}{\sqrt[{3}]{\frac {M_{p}}{3M_{s}}}}} そして、惑星のロッシュ限界 R R {\displaystyle R_{R}} は、惑星の半径 R p {\displaystyle R_{p}} と惑星の密度 ρ p {\displaystyle \rho _{p}} 、衛星の密度 ρ m {\displaystyle \rho _{m}} を用いて以下の式から近似することができる。 R R ≈ 2.44 R p ρ p ρ m 3 {\displaystyle R_{R}\approx 2.44R_{p}{\sqrt[{3}]{\frac {\rho _{p}}{\rho _{m}}}}} TRAPPIST-1系の惑星のヒル半径とロッシュ限界惑星 M p {\displaystyle M_{p}} （M⊕） R p {\displaystyle R_{p}} （R⊕） ρ p {\displaystyle \rho _{p}} （ρ⊕） a p {\displaystyle a_{p}} （au） R H {\displaystyle R_{H}} （×10−3au） R R {\displaystyle R_{R}} （×10−3au） R H / R R {\displaystyle R_{H}/R_{R}} b 1.374 1.116 0.987 0.01154 0.28660 0.14159 2.024 c 1.308 1.097 0.991 0.01580 0.36842 0.13937 2.643 d 0.388 0.788 0.792 0.02227 0.36286 0.09290 3.906 e 0.692 0.920 0.889 0.02925 0.57797 0.11273 5.127 f 1.039 1.045 0.911 0.03849 0.87089 0.12909 6.746 g 1.321 1.129 0.917 0.04683 1.14789 0.13977 8.213 h 0.326 0.755 0.755 0.06189 0.95156 0.08761 10.861 ただしヒル半径もあくまで近似値であり、衛星が公転できる領域の最も外側の限界は恒星からの摂動効果などによっては小さくなることがある。このヒル半径がどれほど小さくなるかを示した係数を、減少係数（Reduction factor）と呼び、Kaneは一般的な惑星系では1/3、TRAPPIST-1系では1/4になると概算している。このことから、 R H / R R {\displaystyle R_{H}/R_{R}} の値が4未満になる惑星には衛星の存在が期待されない。さらに、惑星との潮汐相互作用によって、惑星の自転から衛星の軌道へのエネルギーの移動が発生し、衛星が時間の経過とともに安定した領域を離れる原因となる可能性がある。これらの理由から、TRAPPIST-1系の外側にある惑星でさえ衛星を持っている可能性は低いと考えられている。
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衛星の可能性
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エクソ・イオであるWASP-6b Iが存在する可能性が示されている。
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衛星の可能性
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エクソ・イオであるWASP-76b Iが存在する可能性が示されている。
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衛星の可能性
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エクソ・イオであるWASP-17b Iが存在する可能性が示されている。
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衛星の可能性
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エクソ・イオであるHAT-P-12b Iが存在する可能性が示されている。
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衛星の可能性
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エクソ・イオであるHAT-P-1b Iが存在する可能性が示されている。
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衛星の可能性
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2020年6月23日、ケプラー宇宙望遠鏡による観測データを分析した結果、ケプラー1442bを含むケプラー宇宙望遠鏡が発見した8個の惑星にトランジットタイミング変化（TTV）が生じていることが判明し、周囲に 太陽系外衛星 と思われる候補天体が公転している可能性を示した報告論文がarXivに投稿された。ケプラー1442bには、平均で4.68分の公転周期の変動が見られ、この変動はケプラー1442bのヒル半径の約0.21倍離れた軌道を公転する地球の約1.6倍の質量を持った衛星に起因している可能性が示されている。 しかし、現在の観測技術では衛星候補のトランジットを観測することが出来ず、また、TTVは衛星ではなく未知の惑星の影響で発生することもあるため、その存在が確認されるにはまだ時間を要するとみられている。また、2020年にはこの衛星候補が存在するという説得力のある証拠は得られなかったという研究結果も発表されている。
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衛星の可能性
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2020年6月23日、ケプラー宇宙望遠鏡による観測データを分析した結果、ケプラー1326bを含むケプラー宇宙望遠鏡が発見した8個の惑星にトランジットタイミング変化（TTV）が生じていることが判明し、周囲に 太陽系外衛星 と思われる候補天体が公転している可能性を示した報告論文がarXivに投稿された。ケプラー1326bには、平均で7.26分の公転周期の変動が見られ、この変動はケプラー1326bのヒル半径の0.295倍離れた軌道を公転する地球の約6倍というスーパーアースクラスの質量を持つ大規模な衛星に起因している可能性が示されている。 しかし、現在の観測技術では衛星候補のトランジットを観測することが出来ず、また、TTVは衛星ではなく未知の惑星の影響で発生することもあるため、その存在が確認されるにはまだ時間を要するとみられている。また、2020年にはこの衛星候補が存在するという説得力のある証拠は得られなかったという研究結果も発表されている。
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衛星の可能性
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2017年7月、ケプラー1625bが主星ケプラー1625の前面を通過する際の光度曲線の変化から、惑星半径の19.1倍離れた位置に、海王星サイズの衛星とおぼしき天体候補が存在する可能性が示された。そして、2018年10月には、ハッブル宇宙望遠鏡を用いて観測を行った研究チームによって、ケプラー1625bの周囲を22日で公転している衛星ケプラー1625b Iが存在する可能性を示す証拠が発表された。この研究結果によると、衛星の、ケプラー1625bの赤道面に対する軌道傾斜角は42度から49度、質量はケプラー1625bの1.5%、大きさは地球の4.9倍と推定され、これは海王星の1.26倍に相当する大きさである。NASAが今後打ち上げる予定のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を用いれば、より詳細な観測が可能になるとされており、今後の観測でこの天体の存在が確定すれば、史上初めて明確に確認された太陽系外衛星となる。 その大きさから、この衛星は海王星のようにガスから形成されているとされており、太陽系の衛星とは異なる過程で形成された可能性がある。この衛星自身が衛星を持てるほどの大きな重力を持っている為、孫衛星と呼ばれる、衛星を公転する天体が存在できるかしれない。また、ケプラー1625bはハビタブルゾーン内を公転しているため、孫衛星が存在している場合、環境が地球に似通っている事もありえる。 しかし2019年4月に、その存在を示す光度曲線はデータ処理の際に生じたアーティファクト（人工的なエラー）であることがハッブル宇宙望遠鏡を用いて行われた新たな分析によって指摘されており、ケプラー1625b Iは実在しない可能性が高くなっている。
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衛星の可能性
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「HD 189733 b」の記事における「衛星の可能性」の解説
HD 189733 bとHD 209458 bは紫外線トランジットの際に明らかな光の進入吸収（Ingress absorptions）が観測されているが、この事象に関する一貫的な説明が存在していなかった。2014年、Lotfi Ben-Jaffel らによる研究チームはこの事象を説明するために、HD 189733 bには毎秒約1029個のペースで炭素イオン（C II）を補填する太陽系外衛星が存在すると予測した。シミュレーション上ではこの衛星はHD 189733 bの極域へ、強い電磁的結合を生じさせている可能性が示されている。この衛星はHD 189733 bの半径の16倍離れたところにあると予測されており、これはHD 189733 bのヒル球の外部に位置する。これが事実ならば、ヒル球の外側にあるこの衛星は外部から飛来したものがHD 189733 bに捕らえられたことになる。 HD 189733 bからはナトリウムとカリウムが検出されているが、2019年に、これらの物質は活発な火山活動を起こしている衛星から放出されている可能性が示された。このように太陽系外衛星の中でも、激しい火山活動を起こし、宇宙空間にナトリウムやカリウムなどを放出している衛星は、木星の衛星イオと似ていることからエクソ・イオ（Exo-Io）と呼ばれている。ナトリウムやカリウムの検出が必ずしもエクソ・イオの存在の証明に直結するわけではないが、この研究では、HD 189733 bを含め特に5個の太陽系外惑星にエクソ・イオが存在する可能性が高いことが示されている。
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衛星の可能性
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2020年6月23日、ケプラー宇宙望遠鏡による観測データを分析した結果、ケプラー409bを含むケプラー宇宙望遠鏡が発見した8個の惑星にトランジットタイミング変化（TTV）が生じていることが判明し、周囲に 太陽系外衛星 と思われる候補天体が公転している可能性を示した報告論文がarXivに投稿された。ケプラー409bには、平均で5.01分の公転周期の変動が見られ、この変動はケプラー409bのヒル半径の0.2倍の軌道を公転する、地球の0.3倍の質量を持った衛星に起因すると考えられている。 しかし、現在の観測技術では衛星候補のトランジットを観測することが出来ず、また、TTVは衛星ではなく未知の惑星の影響で発生することもあるため、その存在が確認されるにはまだ時間を要するとみられている。また、2020年にはこの衛星候補が存在するという説得性のある証拠は得られなかったという研究結果も発表されている。
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衛星の可能性
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2020年6月23日、ケプラー宇宙望遠鏡による観測データを分析した結果、ケプラー517bを含むケプラー宇宙望遠鏡が発見した8個の惑星にトランジットタイミング変化（TTV）が生じていることが判明し、周囲に 太陽系外衛星 と思われる候補天体が公転している可能性を示した報告論文がarXivに投稿された。ケプラー517bには、平均で3.11分の公転周期の変動が見られ、この変動はケプラー517bのヒル半径の0.28倍離れた軌道を公転する、地球の0.36倍の質量を持った衛星に起因すると考えられている。密度が地球と同じであると仮定すると、その半径は地球の0.65倍程度になると予想されている。 しかし、現在の観測技術では衛星候補のトランジットを観測することが出来ず、また、TTVは衛星ではなく未知の惑星の影響で発生することもあるため、その存在が確認されるにはまだ時間を要するとみられている。また、2020年にはこの衛星候補が存在するという説得性のある証拠は得られなかったという研究結果も発表されている。
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衛星の可能性
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/02 05:51 UTC 版)
2020年6月23日、ケプラー宇宙望遠鏡による観測データを分析した結果、ケプラー1000bを含むケプラー宇宙望遠鏡が発見した8個の惑星にトランジットタイミング変化（TTV）が生じていることが判明し、周囲に 太陽系外衛星 と思われる候補天体が公転している可能性を示した報告論文がarXivに投稿された。ケプラー1000bには、平均で5.21分の公転周期の変動が見られ、この変動はケプラー1000bのヒル半径の0.235倍離れた軌道を公転する地球の1.55倍の質量を持った衛星か、ケプラー1000を公転するケプラー1000bとは別の惑星のいずれかに起因すると考えられている。 しかし、現在の観測技術では衛星候補のトランジットを観測することが出来ず、また、TTVは衛星ではなく未知の惑星の影響で発生することもあるため、その存在が確認されるにはまだ時間を要するとみられている。また、2020年にはこの衛星候補が存在するという説得力のある証拠は得られなかったという研究結果も発表されている。
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衛星の可能性
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/30 22:39 UTC 版)
惑星の光度曲線を研究しているロシアの天文学者は、WASP-12bの周りを、少なくとも1つの太陽系外衛星が公転している事を示す、規則的な光度の変化を捉えたと発表した。 予想された衛星の特徴軌道長半径(au) 不明 質量(M⊕) 0.57 - 6.4
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