サブネプチューンの密度が異なる理由を解明する新研究：共鳴の重要性

Tokyo我々の銀河系のほとんどの星は惑星を持っている。その中で最も一般的な惑星は「サブネプチューン」と呼ばれるもので、地球より大きく、海王星より小さいサイズである。科学者たちはこの惑星の密度を正確に測定するのに難しさを感じている。その理由は、異なる2つの方法で見られる結果が一致しないからである。

サブネプチューンは密度に基づいて二つのタイプに分けられます。彼らの質量を求めるために、科学者たちはさまざまな方法を用います。

トランジットタイミング変動法（TTV）とドップラー法は、太陽系外惑星の検出と研究に用いられる手法です。

トランジットタイミング変動（TTV）法で測定された惑星は、通常、密度が低く、一方で、視線速度法で測定された惑星は密度が高いようです。この違いにより、科学者たちはそれが観測の方法によるものか、あるいは惑星自身の物理的特性に起因するのかを疑問に思っています。

ジュネーブ大学とベルン大学のNCCR PlanetSの科学者たちがこの問題に最近取り組んでいます。彼らの研究によると、密度の違いは測定誤差によるものではなく、物理的な理由に起因していることが示されています。

UNIGEのジャン＝バティスト・ドリールはTTV法について説明しました。この方法は、惑星が恒星の前を通過する際のタイミングの変化を観察します。これらのタイミングの変化は、惑星同士が重力を通じて相互作用することで発生します。一方、視線速度法は、惑星によって引き起こされる恒星の速度変化を測定します。

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UNIGEのAdrien Leleuによると、TTV法で測定されたほとんどの惑星系は共鳴を示します。これは、一つの惑星が恒星を一周する時間が、他の惑星が一周する時間の単純な分数で表されることを意味します。例えば、ある惑星が二回公転すると、別の惑星が一回公転します。複数の惑星がこのようなパターンを示す場合、それらは共鳴鎖を形成していると言えます。

研究チームは密度と共鳴の関連性があるかどうかを探りました。そのため、公平性を保つために適切な惑星系を慎重に選び出しました。小さな惑星は、視線速度データで検出しにくいという理由だけで除外しないように配慮しました。

研究者たちは、共鳴システムには常に質量の測定方法に関わらず「低密度のサブ・ネプチューン」が存在することを発見しました。これは、共鳴と密度の間に直接的な関係があることを示しています。

科学者たちはこの関係についていくつかの理由を提唱しています。主な考え方の一つは惑星系の形成に関するものです。多くの惑星系は初期段階で共鳴状態にいると考えられています。しかし、そのうち95%のシステムは不安定になり、この状態を失います。これによって衝突などの現象が起こります。結果として、惑星は合体し、密度が高くなり、共鳴しない安定した軌道に移動します。

UNIBEのヤン・アリベールは、惑星が形成される過程をシミュレーションしたコンピューターモデルがこの考えを裏付けていると説明しました。彼のチームのモデルは、特定の軌道にある惑星がより密度が低いことを示しています。この研究はまた、大半の惑星系が巨大な衝突を経験した可能性があり、それは月が形成されるきっかけとなった衝突と同様か、それ以上に激しいものであったことを示唆しています。

サブネプチューン惑星の密度の違いは、それらの共鳴状態によるものです。多くのこれらの惑星は共鳴を離れ、衝突によって密度が増します。この研究は、惑星系が時間と共にどのように変化するかを理解するのに役立ち、現在の形成理論を支持しています。