エキセントリック・プラネット

エキセントリック・プラネットとは、太陽系外惑星の中でも特に軌道離心率が大きい惑星の俗称です。明確な定義はありませんが、一般的には離心率が0.1を超えるものを指すことが多いです。木星程度の質量を持つものは、特に「エキセントリック・ジュピター」と呼ばれることもあります。

太陽系との比較

太陽系の惑星は、水星を除いてほぼ円に近い軌道で公転しています。離心率が0.1未満と非常に小さいのが特徴です。しかし、2006年までに発見された太陽系外惑星の約3分の2は、離心率が0.2を超える楕円軌道を描いていました。これは、太陽系の形成理論を根本的に見直す必要性を示唆するものでした。

発見の経緯

最初にエキセントリック・プラネットが確認されたのは1996年です。その前年に初めて主系列星の周りを回る太陽系外惑星が発見されたばかりでしたが、それとは別に、中心星からある程度離れていながらも、非常に離心率の大きな惑星が見つかりました。はくちょう座16番星やおとめ座70番星の周りを公転する、離心率が0.5を超える天体は、当初は褐色矮星ではないかとも考えられていました。しかしその後、同様の木星質量の惑星が次々と発見されたことや、多重惑星系の存在が明らかになるにつれ、エキセントリック・プラネットは太陽系外惑星の典型例として広く認識されるようになりました。

「Eccentric」という言葉は、天文学用語としては「偏心軌道の」「楕円軌道の」という意味ですが、同時に「奇妙な」「常軌を逸した」という意味も持ち合わせています。このダブルミーニングが、この言葉が広く使われるようになった背景にあると考えられます。

軌道形成の由来

太陽系の惑星と比較して、エキセントリック・プラネットがこのような歪んだ軌道を持つようになった原因については、複数の説があります。

スリングショットモデル

複数惑星系でホット・ジュピターが存在する場合、「スリングショットモデル」と呼ばれるモデルで説明できることがあります。このモデルでは、複数の巨大ガス惑星が存在する場合、惑星間の重力相互作用によって、ある惑星が系外に放出され、残った惑星の軌道が大きく歪むとされています。

シミュレーションによると、惑星は最初はほぼ円軌道で誕生しますが、3個以上の巨大ガス惑星が存在する場合、時間経過とともに軌道が歪み、最終的に1つの惑星が放出され、他の惑星は離心率の大きな軌道を持つようになります。この現象は、惑星間でエネルギーがやり取りされる際に、特定の惑星にエネルギーが集中することによって発生します。巨大ガス惑星が2個以下の場合（例えば太陽系の木星と土星）、このような軌道変化が起こるまでの時間は恒星の寿命よりも遥かに長く、事実上円軌道が維持されます。一方で、巨大ガス惑星が3個以上の場合、軌道変化の時間は惑星の質量や軌道間隔に大きく左右され、場合によっては恒星の寿命よりも短くなることがあります。

その他の説

巨大惑星と原始[[惑星]]系円盤との相互作用によって離心率が上昇するという説もあります。しかし、このメカニズムでは離心率が0.4を超えるようなエキセントリック・プラネットを説明するのは難しいとされています。また、連星系に属する恒星の周りを公転する惑星の場合、伴星の重力によって軌道離心率が増大する可能性も考えられますが、そのような惑星はエキセントリック・プラネットの一部に過ぎません。

ホット・ジュピターとの関連

エキセントリック・プラネットの軌道が変化してホット・ジュピターになったという説も有力です。エキセントリック・プラネットが主星に非常に接近する楕円軌道を持っている場合、主星からの潮汐力によって、近点付近で公転速度が低下します。その結果、近点距離はほぼ一定のまま、遠点距離が徐々に小さくなり、最終的には半径の小さい円軌道、すなわちホット・ジュピターになると考えられています。

例えば、HD 80606 bというエキセントリック・プラネットは、近点距離が0.03 au、遠点距離が0.87 auという極端な楕円軌道を持っており、ホット・ジュピターへの移行途中にある天体なのかもしれません。ただし、このモデルには、潮汐力が距離の三乗に反比例するため、十分なブレーキを得るためには、惑星が主星に近づき続ける必要があるという問題点もあります。また、主星からやや離れた位置にホット・ジュピターが発見されていることも、このモデルでは説明しきれません。

複数惑星系との混同

エキセントリック・プラネットとして観測されている天体の中には、実は複数の惑星が円軌道で公転しているものが含まれている可能性があります。エキセントリック・プラネットの多くは、ドップラー分光法によって観測された視線速度の変化から特定されます。惑星が円軌道の場合、視線速度の変化は単純なサインカーブになりますが、楕円軌道の場合はサインカーブから外れるため、エキセントリック・プラネットとして認識されます。しかし、複数の惑星がそれぞれ異なるサインカーブで視線速度を変化させる場合、それらの変化を合成した結果、歪んだ波形となり、単一のエキセントリック・プラネットのように見えることがあります。

観測データが不十分な場合、単一のエキセントリック・プラネットと複数惑星系のどちらが正しいか判断することは難しいです。そのため、観測結果を最も単純に説明できるモデルとして、単一の惑星であるという解釈が選ばれる傾向があります。

しかし、観測データが増えたり、分析技術が向上したりすることによって、かつてはエキセントリック・プラネットとされていたものが、実は複数惑星系であったと判明するケースもあります。例えば、2013年の研究では、単一のエキセントリック・プラネットを持つとされていた82個の惑星系を再調査した結果、そのうち9つの惑星系は複数惑星モデルの方がより正確に説明できると判明しました。

比較的歪みが小さいケース、つまり単一の惑星として解釈した場合の離心率が0.5以下の場合は、複数惑星系とエキセントリック・プラネットが混同されやすいです。一方で、離心率が0.5を超えるような極端な軌道を持つエキセントリック・プラネットは、複数惑星系と誤認される可能性は低いと考えられています。

まとめ

エキセントリック・プラネットは、太陽系外惑星の多様性を象徴する天体です。その形成メカニズムや、ホット・ジュピターとの関係など、まだ解明されていない謎が多く残されており、今後の研究が期待されます。また、観測技術の進歩によって、これまでエキセントリック・プラネットとされてきた天体が、実は複数惑星系であると判明するケースも増えるかもしれません。エキセントリック・プラネットの研究は、惑星系の形成と進化に対する私たちの理解を深める上で、非常に重要な役割を果たしています。

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