新研究：サブネプチューンの密度差を軌道と過去の衝突で解明

Tokyo私たちの銀河系にある多くの星には、惑星が存在しています。最も一般的な惑星はサブ・ネプチューンと呼ばれています。これらの惑星は地球と海王星の中間のサイズです。その密度を知ることは難しいです。科学者たちはその質量を測定するために、TTV（トランジット・タイミング・バリエーション）法と視線速度法の2つの方法を用います。しかし、これらの方法で得られる密度の結果は異なることが確認されています。

NCCR PlanetS、ジュネーブ大学、ベルン大学の研究者たちが研究を行い、その結果が『Astronomy & Astrophysics』誌に発表されました。

彼らの主な発見の要約は以下の通りです。

研究によると、サブネプチューン惑星には密度が高いものと低いものの2種類があることがわかっています。密度を測定する方法として、トランジットタイミング変動（TTV）はしばしば視線速度法よりも低い密度値を示します。さらに、TTVで測定されたシステムは、軌道共鳴状態にあることが多いです。

地球（半径約6,400km）と海王星（半径約25,000km）の中間のサイズを持つ惑星は「サブネプチューン」と呼ばれます。太陽に似た恒星の約30%から50%には、少なくとも1つのサブネプチューンが存在します。これらの惑星の密度を調べるには、質量とサイズを求めます。TTVと呼ばれる方法では、他の惑星からの重力の影響で生じる星の前を通過する時間の変化を追跡します。一方、ドップラー法とも呼ばれる視線速度法では、周囲を回る惑星が引き起こす恒星の速度変化を測定します。

NCCR PlanetS、ジュネーブ大学、ベルン大学の科学者チームはこの問題を調査し、違いがバイアスではなく物理的な理由によるものであることを発見しました。TTV法で測定されたシステムには、しばしば惑星が共鳴状態にあり、その軌道周期の比が簡単な分数になることが多いことが分かりました。例えば、一方の惑星が恒星を2回周回する間にもう一方が1回周回することがあります。複数の共鳴する惑星は「ラプラス共鳴」と呼ばれるパターンを作り出すことがあります。

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研究の共著者であるアドリアン・ルルによると、惑星の密度とその軌道パターンには関連性があるかもしれません。これを確認するためには、データに偏りがないようにする必要があります。大きくて軽い惑星は、視線速度法を使用すると検出に時間がかかります。この遅れのため、これらの惑星は見逃され、その質量が不明なために分析されない可能性があります。これにより、より質量が高く、密度の高い惑星のみが視線速度技術で検出されやすいという研究の偏りが生じる恐れがあります。

データを整理した後、科学者たちは統計的なテストを実施しました。その結果、軌道共鳴を持つ系内のサブネプチューンは、質量の測定方法にかかわらず、軌道共鳴を持たない系内のものよりも密度が低いことが明らかになりました。

研究はこの関連性についていくつかの理由を示唆しています。主な考え方の一つは、惑星系の形成方法に関するものです。初期段階では、すべての惑星系が惑星の軌道が相互に関連付けられた状態で形成されるかもしれません。しかし、そのうちのわずか5%だけが長期間安定し続けます。残りは不安定になり、惑星間の衝突を引き起こします。これにより、惑星が合体し密度が増します。合体後、惑星は新たな、関連付けられていない軌道に落ち着きます。

UNIBEのヤン・アリベールによれば、惑星がどのように形成され、時間とともに変化するかを示すコンピュータモデルでは、共鳴の状態にある惑星は密度が低くなる傾向があるとされています。また、この研究では、ほとんどの惑星系が大きな衝突を経験しており、それは私たちの月を生み出した衝突に似ているが、しばしばそれ以上に激しい衝突であることも示しています。

研究によれば、サブネプチューンが異なる密度を持つ理由が明らかになりました。この新しい知見は、惑星系がどのように形成され、時間とともに変化するのかについての理解を深めます。