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[[ファイル:HD189733b.jpg|right|thumb|250px|ホット・ジュピターの想像図]]
[[ファイル:HD188753-hot-jupiter-1.jpg|250px|
'''ホット・ジュピター'''{{Sfn|井田茂|2003|p=12}} ({{Lang-en|Hot Jupiter}}) は、[[木星]]ほどの質量を持ちながら、主星の[[恒星]]からわずか 0.015 [[天文単位|au]] (224万 km) から 0.5 au (7480万 km) しか離れておらず、表面温度が非常に高温になっている[[太陽系外惑星]]の分類の一つである<ref name="physorg"/>。'''roaster planets'''<ref>{{cite journal |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2004/pdf/1152.pdf |title = Predicting the Atmospheric Composition of Extrasolar Giant Planets |publisher = Lunar and Planetary Science Conference |date=2004 |bibcode=2004LPI....35.1152S |author1=Sharp |first1=A. G. |last2=Moses |first2=J. I. |last3=Friedson |first3=A. J. |last4=Fegley |first4=B. |last5=Marley |first5=M. S. |last6=Lodders |first6=K. |volume=35 |pages=1152 |journal=35th Lunar and Planetary Science Conference}}</ref>、'''epistellar jovians'''<ref>{{cite web |url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/epistellar_jovian.html |title=epistellar jovians |publisher=The Internet Encyclopedia of Science |first=David |last=Darling |accessdate = 2019-04-04}}</ref>、'''pegasids'''<ref>{{cite press release |url = http://www.aanda.org/images/stories/PressRelease/PRaa200611/praa200611_print.pdf |title=Interiors of extrasolar planets: A first step |date=2006-05-30 |publisher = Astronomy & Astrophysics |format=PDF |accessdate = 2019-04-04}}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060605_mm_pegasids.html |title=Inside Exoplanets: Motley Crew of Worlds Share Common Thread |first=Ker |last=Than |date=2006-06-05 |publisher= Space.com |accessdate = 2019-04-04}}</ref>とも呼ばれる。恒星に極めて近く、強烈な恒星光を浴びるため表面温度は高温になっていると予想されている。「ホット・ジュピター」は直訳すれば「熱い木星」となるが、このような特徴に由来したものである。日本語では '''灼熱巨大惑星''' と表記される場合もある<ref name="astro-dic"/>。この種の系外惑星は[[1995年]]頃から続々と発見されつつある。
主星の近くを高速で[[公転]]しているため、質量が大きい惑星の重力によって生じる主星のわずかな揺れを検出する[[ドップラー分光法]]での発見が最も簡単なタイプである。最もよく知られているホット・ジュピターは[[1995年]]に発見された[[ペガスス座51番星b]]であり、[[G型主系列星|太陽に似た恒星]]をわずか4日間で公転している。
ホット・ジュピターは比較的発見が容易であることから、系外惑星の探査の初期から多数が発見された。その他には[[軌道離心率]]の大きい[[彗星]]のような[[楕円軌道]]を描き、灼熱期と極寒期をめまぐるしく繰り返す巨大惑星[[エキセントリック・プラネット]]も発見されたが、いずれも[[太陽系]]には存在しない種類の惑星であり、これらの系外惑星の発見は既存の惑星形成理論に大きな転換をもたらした{{Sfn|井田茂|2016|p=8-9}}{{Sfn|井田茂|2016|p=24-25}}。
== 特徴 ==
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[[ファイル:Hot Jupiter with Hidden Water.jpg|thumb|ホット・ジュピターの隠された水<ref>{{cite web|title=Hot Jupiter with hidden Water|url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1620a/|website=spacetelescope.org|publisher=ESA/Hubble|accessdate=2017-01-06}}</ref>]]
=== 一般的な特徴 ===
ホット・ジュピターの中には様々なものがあるが、いくつかの共通した性質を持っている。
* 定義ともいえる特徴は、質量が大きく、短周期
* ほとんどのホット・ジュピターは[[軌道離心率]]が小さい、すなわち軌道が真円に近い<ref
* [[密度]]が異常に低い事が多い。
* 自転が[[自転と公転の同期|潮汐固定]]されてており、同じ面を常に主星の方向に向けていると考えられる<ref name="sciencealert"/>。
* 公転周期が短く、潮汐固定されているため、極端で変わった大気を持っている可能性がある。大気の力学モデルは、大気は鉛直方向に強く成層し、[[放射強制力]]と熱・運動量の輸送によって駆動される強い風と自転速度を超える赤道ジェット (スーパーローテーション) を起こしていることを予測する<ref name="Cooper2005"/><ref name="Rauscher2010"/>。[[光球]]での昼と夜の温度差は大きいと予測されており、[[オシリス (惑星)|HD 209458b]]に基づくモデルではおよそ 500 [[ケルビン|K]] の温度差があるとされる<ref name="Rauscher2010"/>。
* 主星が[[F型主系列星]]、[[G型主系列星]]である事が多く、[[K型主系列星]]の周りでの発見例は比較的少ない。[[赤色矮星]]に関しては、極めて稀である{{R|JohnsonGazak2011}}。ホット・ジュピターの存在分布の一般化に関しては様々な観測バイアスを考慮する必要があるものの、一般的には[[恒星]]の[[絶対等級]]が大きくなる (つまり恒星が暗く、軽くなる) につれて、ホット・ジュピターの存在割合は指数関数的に減少する<ref name="BallesterosFernandez-Soto2019"/>。
=== 軌道 ===
[[ファイル:Artist impression of the exoplanet 51 Pegasi b.jpg|thumb|250px|初めて発見されたホット・ジュピターであるペガスス座51番星b (左) と主星のペガスス座51番星 (右) の想像図。]]
我々の[[太陽系]]においては、比較的小型な[[地球型惑星]]が[[太陽]]に近い軌道をめぐっている一方、[[木星]]・[[土星]]のような巨大な惑星は太陽から数 [[天文単位|au]] から数十 au の距離を隔てて公転している。これらの外惑星は、太陽の熱を十分に受け取ることができないため、表面温度零下百数十度の極寒の世界となっている。
しかし、典型的なホット・ジュピター
なお、[[惑星の居住可能性]]を論じる場合において、木星や土星のような[[ハビタブルゾーン]]の外側を回る[[木星型惑星]]をホット・ジュピターとの対比で「グッド・ジュピター」と呼ぶことがある<ref name="Astrobiology Magazine"/>。ただし、ここで「グッド（good）」とは、その巨大な重力で太陽系外縁方向から飛来する彗星などを捕らえて、[[内惑星]]に影響を及ぼしにくくするという意味
===
恒星に近い軌道を周回する惑星は、[[主系列星]]を公転する系外惑星が初めて発見された[[1995年
広く系外惑星の検出に使われている観測方法である[[太陽系外惑星
=== 大気 ===
{{multiple image
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<!-- Image 1 -->
| image2 = Ssc2007-04c.jpg
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| caption2 = [[HD 189733 b]] の[[赤外線]][[スペクトル]]。
<!-- Image 2 -->
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| caption3 = HD 189733 b の全球の温度マップ<ref name="KnutsonCharbonneau2007"/>。最も高温な領域 (最も明るい部分) が恒星直下点から東にずれており、大気がスーパーローテーションを起こしていることを示唆している<ref name="KnutsonCharbonneau2007"/>。
<!-- Image 3 -->
| image4 = HD 189733b blue planet.png
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| caption4 = HD 189733 b は深い青色をしていると考えられている<ref name="Berdyugina2011"/>。グラフは偏光観測からの波長ごとの惑星の[[幾何アルベド]]を示している。背景の惑星は想像図。
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ホット・ジュピターはガス惑星であり、いわゆる大気で覆われている。恒星に極めて近い軌道を持つため、[[潮汐力]]によって[[自転と公転の同期|自転と公転が同期]]し、[[地球]]の周りを回る[[月]]と同じように、常に同じ面を恒星に向ける。すると、一方の半球面が常に恒星光で熱せられ、温度差によって常に影の半球面に向かって摂氏数百度を超える強烈な熱風が吹いていると予想されている。そのため、ホット・ジュピターの外観は木星のような横縞模様ではなく、恒星の光が最も強く当たる点から影の面へ向かう気流により縦方向の縞模様が形成され、[[スイカ]]の模様のようになっているとも推定されていた。しかしホットジュピターは、太陽系のガス惑星と比べると遅いとはいえ、公転周期と同じ周期で自転もしているため、きれいにスイカの模様状の大気の流れが生じるかは疑問視されている。
近年のコンピュータ[[シミュレーション]]を用いた研究では、ホット・ジュピターのように恒星に非常に近く、潮汐固定されているため自転が遅い惑星では、大気の循環は[[金星]]のようなスーパーローテーションになっている可能性が指摘されている{{Sfn|Seager|2010|p=211-228}}。常に恒星の方を向いている半球では恒星からの強い輻射を受けて大気が加熱され、東向きに強く加速されて赤道ジェットを形成する。高速の大気流はそのまま夜側の半球へと流れ、[[放射]]で冷却しながら再び昼側へと循環する。これによって昼側と夜側とで効率的に熱が輸送されていると考えられる{{Sfn|Seager|2010|p=211-228}}。いくつかのホット・ジュピターのトランジットおよび二次食の観測でも、強い東向きの赤道ジェットが存在することを示唆する結果が得られている{{Sfn|Seager|2010|p=211-228}}<ref name="KnutsonCharbonneau2007"/>。
惑星自体の色は、あまりの高温のために[[水蒸気]]のような揮発性の高い成分は存在せず、[[鉄]]のような固体成分が蒸発して透明なガス成分のみになっているため、深い青い色に見える可能性も指摘されている。これは本来透明な[[海水]]や[[大気]]が日光の散乱によって青く見えるのと同じ現象である。ただしひと口にホット・ジュピターと言ってもその温度は様々であるため、鉄などの金属も蒸発してしまうほどの高温の大気や、岩石成分の雲が存在する大気など、多様な特徴を持つと考えられている<ref name="sudarsky"/>。[[2013年]]には[[ハッブル宇宙望遠鏡]]を用いてホット・ジュピター [[HD 189733 b]] の二次食の分光観測が行われ、この惑星が深い青色をしていることが判明した<ref name=kramer-2013/><ref name="Berdyugina2011"/><ref name="AstroArts20130716"/>。系外惑星の色が観測的に判明したのはこれが初めてである<ref name="AstroArts20130716"/>。この惑星が深い青色をしている明確な理由は分かっていないが、大気中に存在する[[ケイ酸塩]]の粒子による青い光の[[散乱]]が原因だと推測されている<ref name="Berdyugina2011"/><ref name="AstroArts20130716"/>。
その他、恒星から強力な[[宇宙線]]が大気に降り注いで衝突しているため、明るい[[オーロラ]]や、それに伴う強い[[電波]]放射が発生している可能性がある<ref name="Nichols2011"/>。また惑星 [[オシリス (惑星)|HD 209458 b]] では大気の流出が観測されたほか<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003"/>、大気の成分が調べられている<ref name="Snellen2008"/>。
[[File:Clear to cloudy hot Jupiters.jpg|thumb|center|400px|<center>様々なホット・ジュピターの想像図。</center><br>左上から右下へ、[[WASP-12b]]、[[WASP-6b]]、[[WASP-31b]]、[[WASP-39b]]、[[HD 189733 b]]、[[HAT-P-12b]]、[[WASP-17b]]、[[WASP-19b]]、[[HAT-P-1b]]、[[オシリス (惑星)|HD 209458 b]]。]]
== 発見 ==
従来、太陽系以外の恒星にも惑星は存在するだろうと言われており<ref name="Daily Galaxy"/>、1940年代から様々な系外惑星探査（プラネット・ハンティング）の試みがなされてきた。しかし、[[バーナード星]]など
1995年10月6日、[[ジュネーブ天文台]]の[[ミシェル・マイヨール]]、[[ディディエ・ケロー]]らスイスの観測チームによって、[[ペガスス座51番星]] (51 Pegasi) に木星の半分の質量を持った巨大惑星[[ペガスス座51番星b]]の存在が確認された<ref name="MayorQueloz1995"/>。この惑星の軌道は、中心の恒星からわずか 0.05
== ホット・ジュピターの形成
ホット・ジュピターの発見は、従来の[[太陽系]]を対象にした惑星系形成理論がそのまま他の恒星系にも適用できるものではないことを示し、ホット・ジュピター、[[エキセントリック・プラネット]]なども含む多様な系外惑星の形成も含めて説明できるような理論へと書き直しを余儀なくされた。
ホット・ジュピターの起源に関しては大きく分けて2つ考え方が存在する。一つは遠方で形成された後に内側に移動して現在の軌道に運ばれたというもので、もう一つは現在観測されている軌道でその場形成 (in-situ formation) したというものである。一般的な考え方は、[[惑星移動]]によって形成されたというものである<ref name=dl2018/><ref name="Dawson_Johnson_2018"/>。
=== 惑星移動 ===
{{main|惑星移動}}
恒星系の形成については、まず[[原始星]]を取り巻く[[原始惑星系円盤]]のガスや微粒子が集積して[[微惑星]]を形成し、次第に恒星を取り巻く幾つかの惑星という系ができあがっていくという、いわゆる「[[京都モデル]]」が考えられている。このモデルでは、木星のような巨大ガス惑星は恒星の近くでは生まれにくいとされている一方、これまでに発見されたホット・ジュピターはほとんどが恒星の至近距離に存在している。そのため、こうした巨大惑星は元々円盤の比較的外側の領域で形成されたものであったが、後に何らかの原因でこの軌道から外れ、内側に移動していったのではないかと考えられている。
惑星移動仮説では、ホット・ジュピターはまず[[凍結線]]よりも遠方の領域において、コア降着を介して岩石、氷、そしてガスから形成されたと考える。その後何らかの形で現在の恒星に非常に近い軌道まで移動するが、惑星移動説の中にも複数の考え方が存在する。
==== 円盤との相互作用 ====
[[Image:Artist’s Impression of a Baby Star Still Surrounded by a Protoplanetary Disc.jpg|thumb|250px|原始惑星系円盤の想像図。]]
惑星移動の過程を説明する有力なモデルの一つは、形成された巨大惑星が、残存していた円盤物質との相互作用による減速で、あるいは円盤自体が恒星の重力によって降着するのに巻き込まれて次第に恒星に近づいていったとする「惑星落下モデル」である。凍結線より外側で形成された惑星は、安定な軌道に落ち着くまで、円盤との相互作用によって恒星の方へと移動する<ref name="Chambers2007"/><ref name="ddl2011"/>。木星程度の十分大きな質量を持った惑星の場合、原始惑星系円盤にギャップを形成し、円盤が恒星に向かって降着するのに伴って[[惑星移動#タイプII移動|タイプII移動]]というメカニズムで内側へと移動する<ref name=dangelo_lubow_2008/><ref name=li2011/>。
この説に対し、惑星がそんなに簡単に落下するものであれば、すべての惑星が恒星に落ち込んでしまうため惑星系はほとんど存在しなくなるのではないか、という異論もある{{Sfn|井田茂|2007|p=154-155}}。この問題は「惑星落下問題」と呼ばれている{{Sfn|井田茂|2007|p=154-155}}。そのため、落下した惑星が現在観測されている軌道で安定するようなブレーキ法や、円盤のガスの密度などをめぐって、シミュレーションを駆使した様々な考察がなされている（惑星が出来ては落下し、出来ては落下しが繰り返された末、円盤が消失する直前に形成された惑星だけが残ったとする説、また太陽系では円盤が希薄で早い時期に喪失したため、木星や土星などは円盤の収縮に巻き込まれることなく現在の安定した軌道に落ち着いた、とする説などもある）{{Sfn|井田茂|2007|p=154-155}}。
==== スリングショットモデル ====
もう一つの有力な惑星移動のモデルは、他の巨大惑星からの[[摂動]]や惑星同士の重力散乱によって細長い楕円軌道で恒星に近づく[[エキセントリック・プラネット]]になり、[[近点・遠点|近点]]を通過するたびに[[潮汐力]]によって公転にブレーキをかけられることで次第に[[軌道離心率]]が小さくなって円軌道のホット・ジュピターになって行くとする「スリングショットモデル」<ref name="exoplanet"/>{{Refnest|group=注|かつてはこの過程を指して「ジャンピング・ジュピターモデル」と呼ばれることもあった{{Sfn|井田茂|2003|p=33}}。}}である。こちらはホット・ジュピターよりもエキセントリック・プラネットの比率が大きいことが傍証とされているが、対になるはずの外側のエキセントリック・プラネットがなくてホット・ジュピターのみが見つかっている場合には適用できない。
また、巨大惑星が[[古在メカニズム]]によって[[軌道要素]]が変化した結果として離心率が大きく近点が恒星に近い楕円軌道に移行し、その後恒星との潮汐力によって円軌道化されてホット・ジュピターが形成されるというモデルもある。この場合、遠方の大きく傾いた軌道に別の惑星か伴星が存在している必要がある。ホット・ジュピターを持つ惑星系のうちおよそ 50% は遠方に木星質量かさらに重い天体を持つとされ、この場合はホット・ジュピターの軌道は主星の自転に対して傾いた状態になることもあると考えられている<ref name="Knutson2014"/>。
円盤との相互作用によるタイプII移動の場合、周囲にまだガスが存在している段階でないと発生しないため、このメカニズムによる惑星移動が起きるのは[[原始惑星系円盤]]のガスが存在している期間に限られる。恒星からの強い[[光子]]と、若い恒星からの強い[[恒星風]]によって、円盤に残っているガスは散逸する。スリングショットモデルような、重力散乱や潮汐力を介した軌道移動の場合は、円盤のガスが失われた後でも発生する。
=== その場形成 ===
巨大ガス惑星が内側へ移動してきたとする説の他に、ホット・ジュピターのコアはより一般的に存在する系外惑星である[[スーパー・アース]]として形成され、現在の場所でガスを降着してその場で巨大ガス惑星になった、という別の仮説も提唱されている。これは[[ラテン語]]で「本来の場所で」を意味する「''[[in situ]]''」から、「その場形成」({{lang-en-short|''in situ'' formation}}) と呼ばれている{{Sfn|井田茂|2016|p=204-205}}<ref name="Batygin_etal_2016"/>。この仮説では、ホット・ジュピターのコアとなるスーパー・アースの起源としては、その場で形成される場合、あるいは円盤の外側で形成された後にガスのエンベロープを獲得する前に恒星付近まで移動してきた場合のどちらもが考えられている。
スーパー・アースはしばしば付近にさらなる惑星が存在するため、その場形成されたホット・ジュピターも付近に別の惑星が存在していることが期待される。局所的に成長しているホット・ジュピターの質量が増加すると、周囲の惑星に数々の影響を及ぼす可能性がある。ホット・ジュピターの軌道離心率が 0.01 より大きな値に維持されていた場合、[[軌道共鳴|永年共鳴]]によって付近にある惑星の離心率が増大し、ホット・ジュピターと衝突する可能性がある。この場合、ホット・ジュピターのコアは非常に大きなものになるだろう。もしホット・ジュピターの離心率が小さい場合、永年共鳴は付近の惑星の軌道面を傾ける場合もある<ref name="Batygin_etal_2016"/>。
従来はホット・ジュピターが現在の軌道の位置でその場形成するのは困難であると考えられてきた{{Sfn|井田茂|2007|p=25-39}}。これは、ホット・ジュピターの形成に必要な重いコアを形成するためには、円盤中の固体物質の面密度が 10<sup>4</sup> g/cm<sup>2</sup> 程度かそれ以上である必要があるからである<ref name="Hayashi1981"/><ref name="Rafikov2006"/><ref name=dangelo_bodenheimer_2016/>。しかし最近の系外惑星のサーベイ観測では、惑星系の内側領域はしばしばスーパー・アース型の惑星によって占められていることが分かってきた<ref name="BonfilsLo Curto2013"/><ref name="Batalha2013"/>。もしこれらのスーパー・アースがより遠方で形成されてから内側に移動してきたのであれば、その場形成でのホット・ジュピターの形成過程は、完全に「その場」ではないことになる。
=== 大気散逸 ===
[[File:HD 189733b's atmosphere.jpg|thumb|upright=1|250px|[[HD 189733 b]] から急速に散逸していく大気の想像図。]]
{{See also|en:Atmospheric escape}}
ホット・ジュピターは主星からの強い輻射を受けており、{{仮リンク|大気散逸|en|Atmospheric escape}}が進行していると考えられている。主星からの[[X線]]や高エネルギーの[[紫外線]]によって惑星の大気が加熱され、{{仮リンク|ハイドロダイナミックエスケープ|en|hydrodynamic escape}}が発生する。これは、[[マクスウェル分布]]に従う大気分子のうち[[宇宙速度|脱出速度]]を超えた個々の[[粒子]]が惑星の重力を振り切って散逸する「ジーンズ散逸」とは異なり、より高温・高圧の大気が[[流体]]として惑星から流出する現象である{{Sfn|松井孝典|2011|p=259-267}}。実際に、[[オシリス (惑星)|HD 209458 b]] や [[HD 189733 b]] など複数のホット・ジュピターで、大気が流出していることを示す観測結果が得られている<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003"/>。
ホット・ジュピターの大気がハイドロダイナミックエスケープによってはぎ取られてしまった場合、残されたコアは[[クトニア惑星]]になる。惑星の最も外層から失われるガスの量は、惑星の大きさ、エンベロープを形成しているガス、恒星からの軌道距離、および恒星の[[光度 (天文学)|光度]]に依存する。典型的な惑星系では、主星の周りを 0.02 au の距離で公転するガス惑星は、その一生の間に惑星質量の 5-7% を失う。しかし 0.015 au より近い軌道である場合は、惑星質量の大部分が蒸発することになる<ref name="ScienceDaily20090427"/>。ただしそのような惑星は発見されておらず、[[仮説上の天体|仮説上の存在]]である。
== ホット・ジュピターがある系での地球型惑星 ==
ある[[シミュレーション]]では、木星サイズの惑星が[[原始惑星系円盤]]の内側領域 (主星から 5〜0.1 au) を移動しても、考えられていたほどには破壊的な現象は起きないことが示されている。円盤内のその領域にある、[[微惑星]]や[[原始惑星]]を含む固体物質の 60% 以上は外側に散乱され、巨大惑星が移動した余波として惑星形成円盤が再形成されることが可能になる<ref name="Fogg"/>。このシミュレーションでは、ホット・ジュピターが円盤の内側領域を通過して 0.1 au の位置で安定な軌道に落ち着いた後に、[[ハビタブルゾーン]]の中に最大で2[[地球質量]]の惑星が形成可能であることが示されている<ref name="Fogg"/>。この過程で惑星系内側の物質と[[凍結線]]より外側に起源を持つ物質との混合が発生するため、ホット・ジュピターが通過した後に形成される[[地球型惑星]]は特に[[水]]を豊富に含むことが示唆されている<ref name="Fogg"/>。[[2011年]]の研究では、ホット・ジュピターは内側に移動する最中に破壊された惑星になる可能性があることが指摘された。これは、主星から 0.2 au 以内に高温なスーパー・アースや[[ホット・ネプチューン]]が多く存在することを説明出来る<ref name="MNRAS-20110920"/>。
[[2015年]]には、{{仮リンク|WASP-47|en|WASP-47}} の周りに2つの惑星が発見された<ref name="Becker2015"/>。この恒星の周りでは過去にホット・ジュピターである WASP-47b が、さらに遠方の惑星である WASP-47c が発見されている。新しく発見された惑星の片方の WASP-47e はおそらくは大きな地球型惑星で、質量は地球の22倍未満、半径は地球の1.8倍であった。もう片方の WASP-47d は質量は地球の15.2倍と似ているが半径は地球の3.6倍と大きく、ほぼ確実にガス惑星だと考えられる。この2つの惑星はホット・ジュピターの軌道の両側に存在しており、地球型惑星と思われる WASP-47e がホット・ジュピターの軌道より内側を公転している<ref name="Becker2015"/>。似たような軌道配置を持つ惑星系には、[[ケプラー30]]がある<ref name="Kepler-30"/>。
== 逆行軌道 ==
[[File:Retrogradeorbit.gif|thumb|逆行軌道の模式図。伴星 (赤) が主星 (青) の自転とは逆方向に公転している。]]
いくつかのホット・ジュピターは、主星の自転とは逆方向に公転する[[順行・逆行|逆行]]軌道にあることが分かっており、惑星系形成に関する理論に疑問を投げかけている{{Sfn|井田茂|2016|p=46-47}}<ref name="RAS20100413"/>。ただし逆行惑星の形成に関しては、惑星の軌道が擾乱を受けたのではなく、惑星系形成段階に恒星の磁場と原始惑星系円盤との相互作用によって恒星自体が反転したという可能性もある<ref name="New Scientist20100901"/>。多数のホット・ジュピターを対象にした調査では、新しい観測結果と過去のデータを組み合わせることで、調査されたホット・ジュピターの半数以上が主星の自転軸からずれた軌道面を持っており、そのうち6つは逆行軌道にあることが判明している<ref name="RAS20100413"/>。
最近の研究では、いくつかのホット・ジュピターは軌道面が主星の赤道面に対して傾いていることが判明している<ref name="Triaud2009"/><ref name="Hebrard2010"/>。この軌道面のずれは、ホット・ジュピターが公転する主星の[[光球]]の[[有効温度]]と関連していると考えられている。観測的には、主星の有効温度が 6250 K を超える比較的高温な恒星の周りでは軌道面がずれていたり逆行したりするホット・ジュピターが多く発見されているが、低温な恒星の周りではそのような惑星は急激に少なくなることが知られている<ref name="Winn L145"/>。
これを説明するために多くの仮説が提案されている。ある理論では潮汐散逸の影響を考慮しており、ホット・ジュピターを形成するための単一のメカニズムの存在を示唆し、またこの理論では軌道の傾斜角の範囲を予測する。比較的低温の恒星では表面付近に[[対流層]]が発達するため、恒星とホット・ジュピターとの潮汐散逸の効果が大きくなる。そのため強い潮汐散逸によって不揃いだった惑星の軌道面と恒星の赤道面の角度は小さくなり、低温の恒星を公転するホット・ジュピターは比較的軌道面が主星の赤道面と揃う傾向にある<ref name="Winn L145"/>。しかし高温の恒星は表面付近に対流層ではなく[[放射層]]が発達するため潮汐散逸の効果が小さく、元々あった傾斜角はあまり減衰せずにそのまま残る。そのため高温の恒星では傾いていたり逆行していたりするホット・ジュピターが多く発見されると考えられる<ref name="Winn L145"/>。恒星の有効温度が 6250 K 付近で差が生じるのは、恒星表面の対流層の有無に対応していると考えられる<ref name="Winn L145"/>。この仮説では初期のホット・ジュピターの軌道が大きく傾いていたことを想定しているため、ホット・ジュピターの形成は円盤との相互作用を介した惑星移動ではなく、スリングショットモデルでの形成を支持している<ref name="Winn L145"/>。
== 超短周期惑星 ==
[[File:Artist's impression of a transiting Jupiter-mass exoplanet SWEEPS J175853.92-291120.6 b.jpg|thumb|upright=1|250px|超短周期惑星の一例 [[SWEEPS-4]] の想像図。]]
[[Image:Transiting planet HD 209458b.png|175px|thumb|right|[[オシリス (惑星)|HD 209458 b]] から散逸する大気の想像図。]]
'''超短周期惑星'''<ref name="ABC20181126"/><ref name="AstroArts20181130"/> ({{lang-en-short|ultra-short period planet, USP}}) は惑星の分類の一つであり、[[公転周期]]が1日よりも短い極めて短周期の惑星を指す。このような惑星はおよそ1.25[[太陽質量]]未満の恒星の周りでのみ発見されている<ref name="AJ-20180209"/><ref name = "Sahu"/>。
[[2006年]]に、[[銀河系]]の[[銀河バルジ]]の領域に5つの超短周期惑星の候補天体が検出された<ref name = "Sahu"/>。このトランジット法を用いたサーベイ観測は、[[宇宙望遠鏡科学研究所]]や[[:en:Pontifical Catholic University of Chile|Pontifical Catholic University of Chile]]、[[:en:High Altitude Observatory|High Altitude Observatory]]、[[ウプサラ大学]]、[[:en:INAF|INAF]]、[[カリフォルニア大学ロサンゼルス校]]の研究者グループによって[[ハッブル宇宙望遠鏡]]を用いて行われたものであり、[[Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search|SWEEPS]] と呼ばれている<ref name = "Sahu"/>。これは超短周期惑星と呼ばれる惑星候補の初めての検出例であった。この時に検出された候補天体のうち、[[SWEEPS-4]] と [[SWEEPS-11]] は追加観測で惑星であることが確認されている<ref name = "Sahu"/>。
その他にトランジット法で発見されたホット・ジュピターの中で軌道周期が1日よりも短いものには、[[WASP-18b]]、[[WASP-19b]]、[[WASP-43b]]、[[WASP-103b]] などがある<ref name="WASP Planets"/>。
ホット・ジュピターではないタイプの超短周期惑星も発見されており、例えば K2-141 (EPIC 246393474) を公転する惑星 K2-141b は、主星をわずか 0.28 日で公転するスーパー・アースである<ref name="AJ-20180209"/>。
なお軌道周期が1日未満の超短周期惑星には、典型的には[[地球半径]]の1.5倍よりも小型の惑星がより多く発見されている<ref name="Sanchis-OjedaRappaport2014"/><ref name="Lopez2017"/>。そのため、軌道周期が1日よりも短く、かつ半径が2地球半径程度よりも小さいもののみを指して超短周期惑星と呼んでいる研究者もいる<ref name="WinnSanchis-Ojeda2017"/>。このような小型の超短周期惑星は、極めて短い周期を持つホット・ジュピターの大気が流出してコアだけが残されたことによって形成された ([[クトニア惑星]]) とする仮説が存在する<ref name="ValsecchiRasio2014"/>。しかし、ホット・ジュピターには見られている惑星の存在頻度と主星の[[金属量 (天文)|金属量]]の相関が小型の超短周期惑星には見られないことから、この説には否定的な意見も存在する<ref name="Sanchis-OjedaRappaport2014"/>。
== ホット・ジュピターの半径異常 ==
巨大ガス惑星のうち、半径が大きく非常に低密度なものは、"puffy planets"<ref name="puffy planets"/> やホット・サターン、あるいは低密度ホット・ジュピター{{Sfn|井田茂|2016|p=250-251}}と呼ばれることがある。ホット・サターンという名称は、このような惑星は[[土星]]の密度と類似していることから来ている。このような惑星は主星に近い軌道を持ち、主星からの強い加熱と惑星内部での熱源の両方の効果が組み合わさって[[大気圏|大気]]が膨張していると考えられている。半径が大きく低密度な惑星は惑星の半径を測定できるトランジット法で発見されており、発見順に [[HAT-P-1b]]、[[CoRoT-1b]]、[[TrES-4]]、[[WASP-12b]]、[[WASP-17b]]、[[ケプラー7b]] などがある<ref name="HAT-P-1"/><ref name="puffy"/>。ただしこれらの分類に明確な定義があるわけではない。半径を測定できない視線速度法で発見されたホット・ジュピターの中にも、puffy planets に相当するものがあると考えられる。これらの惑星の大部分は2[[木星質量]]より軽く、より大きな質量を持つ惑星の場合は強い重力のためおおむね木星と同程度の大きさに保たれると考えられている。
[[File:Exoplanet Comparison WASP-17 b.png|thumb|300px|upright=1|[[WASP-17b]] と[[木星]]の大きさの比較。WASP-17b は1.991[[木星半径]]と極めて大きな半径を持つが、この半径は既存の理論では説明できない。]]
主星からの輻射による惑星表面の加熱を考慮した場合でも、多くのホット・ジュピターの半径は理論的に予測される値よりも大きいことが分かっている<ref name="BaraffeChabrier2010"/>。強い輻射を受けている場合は冷たい巨大ガス惑星と比べてある程度半径は大きくなるものの、これで説明が出来るのは最大でも木星半径の1.2〜1.3倍程度であり、これよりも大きな半径は説明することが出来ない<ref name="BaraffeChabrier2010"/>{{Sfn|井田茂|2016|p=250-251}}。これはホット・ジュピターの半径異常 ({{lang-en-short|radius anomaly}}) として知られている{{Sfn|井田茂|2016|p=250-251}}。
半径異常の原因として複数の仮説が提唱されている。大きく分けると、形成初期に大きかった半径が何らかの原因で収縮が遅くなったという考え方と、惑星内部に何らかの熱源が存在して半径を膨張させているという考え方の2つがある{{Sfn|井田茂|2016|p=250-251}}。例えば後者のうちの一つに、惑星の[[磁気圏]]と大気の流れの間の相互作用によって惑星内部に誘導電流が発生し、その電流による[[ジュールの法則|ジュール加熱]]によって内部が加熱されて大気が膨張するという説がある<ref name="BatyginStevenson2010"/><ref name="Batygin2011"/>。惑星が高温であるほど大気の[[イオン化|電離度]]も大きくなり、相互作用も強くなるため大きな電流が発生する。そのためより加熱が強くなり惑星を膨張させると考えられる<ref name="BatyginStevenson2010"/><ref name="Batygin2011"/>。この理論は、惑星の平衡温度と膨張した惑星半径の間に相関が見られるという観測結果と矛盾しない<ref name="BatyginStevenson2010"/><ref name="Batygin2011"/>。
その他の仮説としては、大気の不透明度が大きいために形成時の熱が逃げにくくなり、半径の収縮 ([[ケルビン・ヘルムホルツ機構]]も参照) が遅くなっているという説<ref name="BurrowsHubeny2007"/>、惑星内部の対流構造が変化することによって熱が逃げにくくなっているという説<ref name="ChabrierBaraffe2007"/>、大気循環に伴う乱流によって内部が加熱されているという説<ref name="ShowmanGuillot2002"/>、恒星との潮汐力や熱潮汐による内部加熱が発生しているという説<ref name="BodenheimerLin2001"/><ref name="ArrasSocrates2010"/>などが提案されている。
これらの仮説のうちいずれか、あるいは複数が組み合わさってホット・ジュピターの半径異常を引き起こしている可能性があるが、現時点では明確な答えは出ていない{{Sfn|井田茂|2016|p=250-251}}。ただし上記の様に恒星から受ける輻射が強く惑星の平衡温度が高いほど大きな半径を持つ傾向があることが観測から判明しているため、主星の輻射が何らかの形で関与していると考えられている{{Sfn|井田茂|2016|p=250-251}}。
== 衛星 ==
理論的な研究では、ホット・ジュピターが[[衛星]]を持つ可能性は低いと考えられている。これはホット・ジュピターが主星に近く[[ヒル球]]が小さいこと、衛星の軌道を不安定化させる要因である恒星からの[[潮汐力]]が強いことが原因である<ref name="BarnesO’Brien2002"/>。後者の影響は大きな衛星であるほど大きくなる。そのため、大部分のホット・ジュピターでは安定に存在できる衛星は小さい[[小惑星]]サイズの天体になると考えられる<ref name="BarnesO’Brien2002"/>。[[WASP-12b]] の周りに大きな[[太陽系外衛星|系外衛星]]が存在する可能性があるとの観測が報告されているが<ref>[http://www.ria.ru/science/20120206/558647431.html Российские астрономы впервые открыли луну возле экзопланеты] (in Russian) – "Studying of a curve of change of shine of WASP-12b has brought to the Russian astronomers unusual result: regular splashes were found out.<...> Though stains on a star surface also can cause similar changes of shine, observable splashes are very similar on duration, a profile and amplitude that testifies for benefit of exomoon existence."</ref>、これは未確認である。
== 赤色巨星周りのホット・ジュピター ==
[[赤色巨星]]の周りを[[木星]]と同程度の[[軌道長半径]]で公転する巨大ガス惑星も、主星からの強い輻射を受けてホット・ジュピターになると考えられてきた。[[太陽系]]でも、[[太陽]]が赤色巨星へと進化した後には木星がホット・ジュピターのような高温の巨大ガス惑星になる可能性が高いとされている<ref name=Spiegel/>。最近の観測では赤色巨星の周りを公転する特に低密度のガス惑星が発見されており、この理論を支持している<ref name=Grunblatt/>。
赤色巨星を公転するホット・ジュピターは、[[主系列星]]を公転するホット・ジュピターとは複数の点で異なる。最も特筆すべき相違点は、赤色巨星からの[[恒星風]]に由来する物質が惑星に降着している可能性があることと、主星との[[自転と公転の同期|潮汐固定]]が起きていない場合、多数の細い帯状のジェットによって恒星から受け取る熱をより均等に惑星全体に分配しているだろうと考えられる点である。このような種類のホット・ジュピターのトランジット法による検出は、通常のホット・ジュピターよりも難しいと考えられる。これは赤色巨星とのサイズ比が非常に大きいことと、トランジットから次のトランジットまでの時間が長く (数ヶ月から場合によっては数年)、検出を行うまでに長い時間が必要であることが原因である<ref name=Spiegel/>。
== 恒星と惑星の相互作用 ==
[[File:WASP-12b (NASA).jpg|thumb|300px|upright=1|[[WASP-12]] と [[WASP-12b]] の想像図。ホット・ジュピターと恒星は磁場や恒星風、惑星から流出する物質などによって相互作用を起こしている可能性がある。]]
2000年以降の理論研究では、ホット・ジュピターは恒星の[[磁場]]との相互作用やあるいは[[潮汐力]]を介して、恒星のフレア活動を増大させる可能性があることが示唆された<ref name="CuntzSaar2000"/>。これらの恒星と惑星の間の相互作用は、「star-planet interactions (SPIs)」と呼ばれている<ref name="Route2019"/>。
ホット・ジュピターを持つ [[HD 189733]] は、SPI が発生すると考えられている最もよく研究された惑星系である。[[2008年]]には天文学者のチームが、[[HD 189733 b]] が軌道上の特定の場所に到達すると、惑星が主星の恒星フレアを増加させることを初めて報告した<ref name="ShkolnikBohlender2008"/>。[[2010年]]以降には別の観測チームによって、惑星が軌道上の特定の位置にいる時に観測すると、いつも同時に[[X線]]フレアも検出されることが報告された<ref name="PillitteriWolk2010"/><ref name="PillitteriGünther2011"/>。
ただし、HD 189733 での SPI の存在には懐疑的な意見もある。[[2019年]]には[[アレシボ天文台]]や [[MOST (人工衛星)|MOST]] などによる観測データと、過去のこの恒星の[[電波]]、[[可視光線]]、[[紫外線]]、[[X線]]の波長での観測データを用いて、前述の主張の確認が行われた<ref name="Route2019"/>。この解析では、過去の主張は誇張されており、恒星フレアや、[[黒点]]などの活動領域の存在に伴う明るさや[[スペクトル]]の特徴は検出されなかったことが指摘された<ref name="Route2019"/>。また多くの恒星フレアは惑星の軌道上の位置にかかわらず見られることから、過去の主張は統計的にも成り立たないことを指摘した<ref name="Route2019"/>。この研究によると、主星の HD 189733 と惑星の HD 189733 b の磁場は相互作用をしておらず、SPI を起こしている系ではないことが示唆されている<ref name="Route2019"/>。
== ホット・ジュピターの実例 ==
;[[ペガスス座51番星b]]
:最初に発見された、[[恒星]]の周りを回る系外惑星。
;[[オシリス (惑星)|オシリス]] (
:初めて恒星面通過が観測された系外惑星。大気が流出していることでも知られている。
;[[HD 189733 b]]
:HD 209458 b と並んで、よく観測されているホット・ジュピター
==
=== 注釈 ===
{{Reflist|group=注}}
=== 出典 ===
{{Reflist|2|refs=
<ref name="ChauvinLagrange2005">{{cite journal|display-authors=1
|last1=Chauvin|first1=G.|last2=Lagrange|first2=A.-M.|last3=Zuckerman|first3=B.
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|last1=Mandushev|first1=Georgi|last2=O'Donovan|first2=Francis T.|last3=Charbonneau|first3=David
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|journal=The Astrophysical Journal|volume=667|issue=2|year=2007|pages=L195-L198
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|journal=The Astrophysical Journal|volume=143|issue=5|year=2012|pages=1-11
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<ref name=Spiegel>{{Cite journal |last=Spiegel |first=David S. |last2=Madhusudhan |first2=Nikku |date=2012-09-01 |title=Jupiter will Become a Hot Jupiter: Consequences of Post-main-sequence Stellar Evolution on Gas Giant Planets |journal=The Astrophysical Journal |volume=756 |issue=2 |pages=132 |doi=10.1088/0004-637X/756/2/132 |issn=0004-637X |bibcode=2012ApJ...756..132S |arxiv = 1207.2770 }}</ref>
<ref name=Grunblatt>{{Cite journal |last=Grunblatt |first=Samuel K. |last2=Huber |first2=Daniel |date=2017-12-01 |title=Seeing Double with K2: Testing Re-inflation with Two Remarkably Similar Planets around Red Giant Branch Stars |journal=The Astrophysical Journal |volume=154 |issue=6 |pages=254 |doi=10.3847/1538-3881/aa932d |bibcode=2017AJ....154..254G |arxiv = 1706.05865 }}</ref>
<ref name="Route2019">{{cite journal |last1=Route |first1=Matthew |title=The Rise of ROME. I. A Multiwavelength Analysis of the Star-Planet Interaction in the HD 189733 System |journal=The Astrophysical Journal |date=February 10, 2019 |volume=872 |issue=1 |page=79 |doi=10.3847/1538-4357/aafc25 |arxiv=1901.02048 |bibcode=2019ApJ...872...79R}}</ref>
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<ref name="PillitteriWolk2010">{{cite journal |last1=Pillitteri |first1=I. |last2=Wolk |first2=S. J. |last3=Cohen |first3=O. |last4=Kashyap |first4=V. |last5=Knutson |first5=H. |last6=Lisse |first6=C. M. |last7=Henry |first7=G. W. |title=XMM-NEWTONOBSERVATIONS OF HD 189733 DURING PLANETARY TRANSITS |journal=The Astrophysical Journal |volume=722 |issue=2 |year=2010 |pages=1216–1225 |issn=0004-637X |doi=10.1088/0004-637X/722/2/1216 |bibcode = 2010ApJ...722.1216P |arxiv = 1008.3566}}</ref>
<ref name="PillitteriGünther2011">{{cite journal |last1=Pillitteri |first1=I. |last2=Günther |first2=H. M. |last3=Wolk |first3=S. J. |last4=Kashyap |first4=V. L. |last5=Cohen |first5=O. |title=X-RAY ACTIVITY PHASED WITH PLANET MOTION IN HD 189733? |journal=The Astrophysical Journal |volume=741 |issue=1 |year=2011 |pages=L18 |issn=2041-8205 |doi=10.1088/2041-8205/741/1/L18 |bibcode = 2011ApJ...741L..18P |arxiv = 1109.6892}}</ref>
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* {{Cite book |和書 |author=[[井田茂]] |title=異形の惑星-系外惑星形成論から-| publisher=[[日本放送出版協会]] |date=2003-04-30 |isbn=978-4-14-001966-5|ref=harv}}
* {{Cite book |和書 |author=[[井田茂]] |coauthors = |title= 系外惑星 | publisher= [[東京大学出版会]] |year= 2007 |isbn= 978-4-13-060749-0 |ref=harv}}
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* {{Cite book |last= Seager |first= Sara |author= |authorlink= |coauthors= |year= 2010 |title= Exoplanet Atmospheres |location= |publisher= Prinston University Press |language= |id= |isbn= 978-0-691-14645-4 |quote= |ref=harv}}
* {{Cite book |和書 |author=[[松井孝典]] |coauthors = 永原裕子、藤原顕、渡邊誠一郎、井田茂、阿部豊、中村正人、小松吾郎、山本哲生 |title= 比較惑星学 | publisher= [[岩波書店]] |year= 2011 |isbn= 978-4-00-006988-5 |ref=harv}}
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== 関連項目 ==
* [[太陽系外惑星]]
* [[太陽系外惑星の一覧]]
* [[ホット・ネプチューン]]
* [[エキセントリック・プラネット]]
* [[スーパー・アース]]
* [[惑星移動]]
* [[太陽系]]
* [[太陽系の形成と進化]]
{{Exoplanet}}
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