プロキシマ・ケンタウリの周りにはどんな惑星があるのか？
プロキシマ・ケンタウリの周囲では、これまでにbとdの2個の惑星が確認されています。cも惑星である可能性が示されましたが、証拠がまだ十分ではなく、候補にとどまっています。bとdでは同じ周期で恒星が動く信号が複数の観測で繰り返し現れましたが、cの信号はその後はっきりとは確認されていません。
アルファ・ケンタウリAとBは、互いの近くを回る2つの恒星である。プロキシマはこのペアから約1万3,000 AU離れた場所を、非常に長い周期で回る。太陽とプロキシマの間は光でも4年以上かかるほど遠いが、天文学的には最も近い隣の恒星である。そのため、恒星のわずかな動きや明るさの変化を、ほかの多くの系外惑星系より詳しく繰り返し観測できる。
- 約4.24光年 太陽からプロキシマ・ケンタウリまでの距離
- 約1万3,000 AU 太陽と地球の距離のおよそ1万3,000倍
- 確認済み2個 プロキシマbとプロキシマd
- 候補1個 惑星と確定していないプロキシマcの信号
アルファ・ケンタウリの3つの恒星はどのようにつながっているのか？
アルファ・ケンタウリAとBは太陽に似た2つの恒星で、約80年に1度、互いの周囲を回る。プロキシマは質量も明るさもはるかに小さい赤色矮星で、A・Bのペアから遠く離れて、その外側を回っている。3つの恒星が同じ間隔で並んで回るのではない。近接したA・Bのペアと、遠く離れたプロキシマが1つの恒星系をつくっている。
プロキシマの惑星は、この小さな恒星のすぐ周囲を回る。bの軌道半径は太陽と地球の距離の約5％で、dはさらに内側にある。これらの軌道は、プロキシマとA・Bの間隔より数十万分の1ほど小さい。AとBも非常に長い時間をかければプロキシマと惑星の動きに影響するが、bとdが数日ごとに1周する運動を最も強く支配するのはプロキシマの重力である。
b・dとcでは確認の度合いがどう違うのか？
プロキシマbは、恒星が約11.2日ごとに地球へ近づいたり遠ざかったりするわずかな動きの信号から見つかった。複数の観測装置と解析で同じ周期が繰り返し現れ、現在は確認済み惑星として登録されている。観測から分かる最小の質量は地球の約1.07倍である。bが恒星の手前を横切る様子は確認されていないため、大きさと真の質量はまだ直接測定できていない。
プロキシマdが恒星の動きに残す信号は、約5.12日ごとに繰り返す。恒星の速度が一方向に最大で毎秒約39センチメートル変わるという、非常に小さな揺れである。2022年のESPRESSO観測で候補として示され、2025年にはNIRPSという別の装置でも同じ信号が確認された。観測から分かる最小の質量は地球の約0.26倍である。
プロキシマcは、約5.2年ごとに繰り返す変化から惑星候補として提案された。しかし2025年のNIRPS解析では、当初報告された信号がはっきり再現されなかった。NASA Exoplanet Archiveもcを確認済み惑星ではなく候補に分類している。したがって、現在この系に3個の確認済み惑星があると紹介してはならない。
現在確認されている惑星はbとdの2個である。cは追加観測が必要な候補だ。
見えない惑星はどのように発見されたのか？
プロキシマbとdは、惑星そのものを写した写真から発見されたのではない。惑星と恒星が互いに引き合うと、惑星だけでなく恒星もごくわずかに揺れる。恒星が地球へ近づくときと遠ざかるときには、星の光の色に小さな違いが生じる。この違いを繰り返し測って見えない惑星を探す方法が、視線速度法である。
測定された速度には惑星の信号だけが含まれるわけではない。プロキシマ表面の黒点、フレア、恒星の自転、観測装置のわずかな変化も似た揺れをつくる。研究者は、複数の波長で同じ周期が現れるか、恒星活動の指標とともに変化するか、別の装置でも再現されるかを調べて惑星の信号を見分ける。
視線速度法だけでは、惑星の軌道が私たちの視線に対してどれほど傾いているかを知るのが難しい。そのため計算される値は真の質量ではなく、可能な値のうち最も小さい「最小質量」である。bとdが恒星の手前を横切る様子も確認されていないので、大きさ、密度、表面をつくる物質も直接には分かっていない。
このページの惑星画像は実際の写真ではない。確認された公転周期と最小質量に基づくイラストであり、表面の色、海、雲は観測結果ではない。
- 星の光を何度も測る 何日、何年にもわたり、プロキシマの光を色ごとに分けて記録する。
- 恒星の速度を計算する 星の光に現れる小さな変化を、恒星が地球へ近づく、または遠ざかる速度に換算する。
- 恒星自体の変化を見分ける 黒点、フレア、自転による変化が同じ時期に現れていないか比べる。
- 別の装置で再確認する 観測する光の種類と装置を変えても、同じ信号が繰り返すか調べる。
- 証拠に応じて分類する 証拠が十分なら確認済み惑星として登録し、不十分なら候補のままにする。
ハビタブルゾーンから何がわかるのか？
恒星から受けるエネルギーだけで判断すると、プロキシマbはハビタブルゾーンにある。適度に熱を保つ大気があれば、表面に液体の水が存在しうる距離という意味である。水、大気、磁場、生命が実際に観測されたという意味ではない。bは恒星の手前を通過しないため、現在は大気にどのような気体があるかも測定できていない。
プロキシマは太陽より小さく低温だが、強い紫外線やX線を放つ爆発を頻繁に起こす。この放射は近くの惑星の大気を失わせたり、大気の成分を変えたりする可能性がある。反対に、惑星に十分厚い大気や磁場があれば、影響は変わりうる。現在のデータだけでは、bの表面がどのような環境かは分からない。
近い恒星は惑星研究にどんな利点があるのか？
4.24光年はほかの恒星に比べれば近いが、現在の宇宙船で短時間に到達できる距離ではない。天文観測にとっては、この近さが大きな利点になる。プロキシマは比較的明るく見え、空での位置の変化も大きく測れるため、小さな速度信号や長周期の軌道を継続して確認できる。
今後も複数の方法で観測を続ける必要がある。恒星の速度を長期間測れば、c候補の信号が繰り返すか確認できる。空で恒星の位置がどれだけ動くかを精密に測れば、惑星軌道の傾きと真の質量の範囲を絞り込める。星の光をできるだけ遮り、惑星から来た光を別に分析できるようになれば、大気についての最初の情報も得られるかもしれない。それまでは、b・dの確認された値とcの候補という状態を明確に分けて説明しなければならない。
出典
- NASA — Alpha Centauri: A Triple Star System
- NASA Science — Our Nearest Celestial Neighbor?
- NASA Science — Proxima Centauri
- NASA Exoplanet Archive — Proxima Centauri Overview
- NASA Exoplanet Archive — Targets Excluded from the Archive
- ESO — Planet Found in the Habitable Zone Around Nearest Star
- Astronomy & Astrophysics — Proxima Centauri with NIRPS
- NASA Science — Neighboring Star’s Bad Behavior