さいだん座ミュー星

さいだん座μ星

さいだん座μ星（さいだんざミューせい、μ Arae）は、地球から約50光年離れたさいだん座の方向に位置する恒星です。この星はこれまでに4つの太陽系外惑星が発見されていることで知られており、そのうちの三つは木星に匹敵する質量を持つ巨大ガス惑星です。特に、最も内側を公転する惑星は、初めて発見された「ホット・ネプチューン」または「スーパーアース」の一つとして、発見当初から注目を集めました。

恒星の特徴

さいだん座μ星は、私たちの太陽に比べわずかに質量が大きく、太陽質量の約1.10倍と考えられています。組成においては、鉄などの金属元素の含有量が非常に豊富であり、その量は太陽のおよそ2倍にも達することから、「メタル・リッチ」な星に分類されます。半径は太陽の約1.315倍、光度は約1.75倍と見積もられています。

この星の年齢については、観測される彩層活動の度合いや恒星進化モデルに基づく推定が行われており、約64億1000万年、14億5000万年、あるいは44億年といった複数の値が提示されています。

スペクトル型はG3IV-Vとされており、これは太陽（G2V）に似た黄色い星であることを示します。光度分類のIV（準巨星）とV（主系列星）が併記されているのは、星の中心部で水素の核融合を終えつつあり、主系列星から準巨星へと進化する途上にある可能性を示唆していますが、これは不確実な分類であるとされています。

惑星系

さいだん座μ星における惑星探査は、2001年にアングロ・オーストラリアン天文台のチームによる惑星の発見発表から始まりました。この時確認された惑星は、後のさいだん座μ星bであり、公転周期は約743日、比較的大きな軌道離心率を持つと考えられていました。これらの発見は、惑星の重力が恒星をわずかに揺らすことで生じる恒星の視線速度の変化、すなわちドップラー効果を精密に観測することによって得られました。

その後、さらなる観測が進み、2004年には現在のさいだん座μ星eとして知られる第二の惑星の存在が公表されました。当時はまだ軌道要素の確定には至らず、公転周期は約8.2年、こちらも大きな軌道離心率を持つ可能性が指摘されていました。同年、さらに内側を公転する質量の小さな惑星、現在のさいだん座μ星cが発見されました。この惑星は天王星に匹敵する質量を持ち、約9日という短い公転周期で恒星のすぐ近くを回っています。この発見は、恒星の強い放射によって熱せられた天王星サイズの惑星、いわゆる「ホット・ウラヌス」クラスとしては初めての事例となりました。この画期的な発見は、高精度視線速度惑星捜索（HARPS）分光器を用いた高精度な視線速度観測によって可能となりました。

2006年になると、Krzysztof GoździewskiとFrancesco Pepeの二つの独立した研究チームが、視線速度データの詳細な解析に基づき、合計四つの惑星が存在するモデルを発表しました。このモデルでは、新たに惑星dが確認され、従来の惑星eの軌道も修正されました。新しい惑星dは約311日の公転周期で恒星を周回しており、その軌道は円に近いとされています。この四惑星モデルは、既存の惑星の軌道要素も以前より軌道離心率が小さい、円に近いものへと改訂しました。惑星cの軌道も、より明確な特徴を持つものとして定義されました。四つの惑星が確認された惑星系は、当時としてはかに座55番星に次いで二例目でした。

さいだん座μ星の惑星系は、恒星のすぐ近くを公転する天王星サイズの惑星cと、その外側を巡る三つの巨大ガス惑星（b, d, e）で構成されています。これらの巨大ガス惑星は、他の多くの太陽系外惑星が楕円軌道を描く傾向にあるのに対し、比較的円軌道に近い軌道を持っていることが特徴的です。惑星cの正体については、かつて巨大ガス惑星であったものが、恒星の強い放射によって外層のガスが剥ぎ取られ中心部のコアが露出したクトニア惑星である可能性や、あるいは惑星系の内側領域で形成された岩石質の「スーパーアース」である可能性が提唱されています。内側の巨大ガス惑星であるbとdは、2:1の軌道共鳴に近い位置にありますが、この系を最もよく説明する最適解の軌道配置はシミュレーションの結果、約7800万年という比較的短い時間で不安定化し、破壊されることが示唆されています。これは、惑星系の推定年齢よりもかなり短い期間です。ただし、観測データへの適合性はわずかに劣るものの、より安定した軌道配置の可能性も指摘されており、グリーゼ876の惑星系のように複数の惑星が共鳴状態にあるモデルも含まれています。惑星系を巡るデブリ円盤の観測も行われていますが、カイパーベルトに類似した円盤の残骸を示す決定的な証拠は現在のところ見つかっていません。もし存在したとしても、その量は微かで、現在の観測機器では検出が困難であると考えられています。

居住可能性

さいだん座μ星惑星系において、液体の水が存在しうる「ハビタブルゾーン」は、巨大ガス惑星である惑星bの軌道付近に位置します。しかし、惑星b自体が巨大ガス惑星であるため、その表面に生命が存在する可能性は極めて低いと考えられます。ただし、巨大ガス惑星の周りを公転する巨大な衛星の表面に液体の水が存在する可能性は否定できません。しかし、惑星の質量と衛星系の形成に関する理論的な類似性から、このような巨大衛星が実際に巨大ガス惑星の周りに形成されるかどうかは不確かです。加えて、恒星からの紫外線放射量も居住可能性に影響を与えます。計算によると、惑星cの受ける紫外線量は地球の約3000倍、惑星bは約30倍、惑星dは約1倍程度とされています。惑星dは地球と似た量の紫外線を受けていますが、ハビタブルゾーン内に位置する惑星bやその潜在的な衛星で生命体を形成するのに必要な複雑な有機分子を作るには、紫外線量が不十分である可能性が示唆されています。また、惑星d自体は紫外線量が地球に近いものの、軌道がハビタブルゾーンよりも内側にあるため、表面温度が高すぎて液体の水は存在できないと考えられています。

命名の歴史とIAU名称

太陽系外惑星の命名においては、発見順にb, c, d...とアルファベットを振る規則が一般的です。しかし、さいだん座μ星の惑星については、発見当初、異なるチームが異なる命名規則（惑星の存在が確定した順に指定する）を提唱したため、一時的な混乱が生じました。国際天文学連合（IAU）が太陽系外惑星の固有名に関する規則を正式に定める以前であったため、この命名に関する問題は未解決の状態が続きました。一部の科学出版物では、Pepeらの提唱した命名法が採用されていたため、後のIAUによる固有名決定に際しても、このPepeらの命名法に基づく整理がなされています。

2015年、IAUは初めての太陽系外惑星系の名称公募「NameExoWorlds」を実施し、さいだん座μ星系もその対象となりました。世界中から提案が寄せられ、最終的にスペインのパンプローナ・プラネタリウムからの提案が採用されました。2015年12月15日、IAUは以下の名称を正式に決定・発表しました。

主星（μ Arae）：Cervantes（セルバンテス） - スペインの作家ミゲル・デ・セルバンテスに由来（『ドン・キホーテ』の作者）。
惑星b（μ Arae b）：Quijote（キホーテ） - 『ドン・キホーテ』の主人公ドン・キホーテ・デ・ラ・マンチャに由来。
惑星c（μ Arae c）：Dulcinea（ドゥルシネーア） - 『ドン・キホーテ』に登場する、主人公が思いを寄せる女性ドゥルシネーア・デル・トボーソに由来。
惑星d（μ Arae d）：Rocinante（ロシナンテ） - 『ドン・キホーテ』の主人公が乗る馬ロシナンテに由来。
* 惑星e（μ Arae e）：Sancho（サンチョ） - 『ドン・キホーテ』の登場人物である、主人公の従者サンチョ・パンサに由来。

これらの名称は、スペインの偉大な文学作品にちなんで名付けられたものです。

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