ボヤジャンの星を回る大きすぎる惑星は、環をまとっているのかもしれない

2019年9月3〜4日、TESS衛星は、KIC 8462852という恒星の光が約1.1%減り、およそ21時間後に元に戻るのを観測した。この減光はなめらかで左右対称だった。固体のほぼ丸い天体が恒星の前を通過するときに生じるのと、まさに同じ形である。この恒星にとって、それは際立った変化だった。

落ち着きのない恒星に現れた、すっきりした減光

KIC 8462852は、ボヤジャンの星、あるいはタビーの星という名でよく知られているが、それ以外の点ではありふれた恒星だ。ところがケプラー計画が観測していた4年間に、その光は突然かつ不規則に、最大で**15%や22%**も落ち込んだ。どんな惑星が起こしうるよりもはるかに深い減光である。減光は青い光ほど強く、これは固体の天体ではなく、ちりの粒によるものであることを示している。原因の候補としては、崩壊しつつある彗星から、のみ込まれた惑星、さらには自然のものではない「巨大構造物（メガストラクチャー）」まで挙げられてきたが、広く受け入れられたものはない。有力なモデルは、目に見えない重い伴天体を必要とする。その重力が、ちりを生み出す天体を、恒星をかすめる軌道に送り込むというのだ。

Madurga-Favieresらによる最近の研究は、このすっきりしたトランジットを、過去に蓄積された視線速度データと組み合わせた。視線速度データとは、伴天体が恒星に与える、ごくわずかな前後の揺れの記録である。彼らが見いだしたのは、質量が木星の9.4倍（およそ5倍から14倍のあいだ）、半径が木星の1.7 ± 0.1倍、公転周期が少なくとも約1,030日の伴天体だった。確認されれば、それは長く探し求められてきた、この恒星の彗星を動かしている天体かもしれない。

重さのわりに幅が広すぎる

北京の清華大学の天文学者Wei ZhuとQuanyi Liuは、これらの数値に問題があると指摘する。木星より重いガス惑星は、主に、ぎっしり詰まって圧縮に抵抗する電子によって支えられている。そのため低温のときには、質量を増やしても半径はほとんど変わらない。モデルも、低温の巨大惑星について測定された質量と半径の関係も、木星の約2倍から12倍の質量に対して木星半径の1.0〜1.1倍という点で一致している。

惑星を膨らませるいつもの仕組みは、ここでは通用しない。強い恒星の光は、狭い軌道を回る「ホットジュピター」を膨張させるが、この伴天体の推定温度は約270ケルビン、つまり−3 °C前後にすぎない。また、恒星の年齢は約12億年で、惑星の形成時に残った熱が役立つには古すぎる。したがって、1.7という半径は60〜70%大きすぎる。

既知のトランジット惑星を質量と半径で並べたもの。ボヤジャンの星の伴天体（赤い四角）は、低温の巨大惑星に期待される大きさ（黒い曲線とオレンジ色の帯）よりはるかに上に位置している。— Figure 1, Zhu & Liu (2026), arXiv:2610.34806.

影の一部を環に隠す

提案は幾何学的なものだ。小さめの惑星を囲む不透明な環が余分に星の光をさえぎれば、遠くからは、その組み合わせが1つの大きすぎる惑星のように見える。環をもつ巨大惑星は2018年にもこの恒星について提案されていたが、それはおおまかな案にすぎず、環のパラメータは何も当てはめられていなかった。

2人は、2分ごとに記録されたTESSのデータを解析し直した。裸の球でも当てはまるが、それには木星半径の約1.74倍が必要で、減光の底付近にかすかな、構造をもったずれが残る。次に彼らは、自分たちのトランジット計算コードJoJoを、どんな角度から見た平らな環をもつ惑星にも使えるよう拡張した。惑星の大きさは、その質量から期待される木星半径の1.1倍に固定し、環は完全に不透明とした。環の外縁はロッシュ限界の内側にとどまらなければならない。ロッシュ限界とは、それより内側では惑星の潮汐力のために、まとまっていない物質が寄り集まって衛星になれない距離のことだ。それより外側では、環は長続きしない。惑星半径の約5倍を超えて広がる環は、きわめてありそうにないと判断される。

直立した環と、横倒しの惑星

環をもつ解のうち最もよいものは、惑星の見かけの大きさの大半を、幅の広い平たい環で置き換えている。

• 外縁は惑星半径の3.1〜4.4倍で、ほぼロッシュ限界に達している。
• ほぼ真横から見ていて、正面から見た向きから**78〜84°**傾いている。
• 恒星の前を横切る惑星の経路に対して、ほぼ直角に立っている。

私たちはこの軌道をほぼ真横から見ている（惑星が恒星の前を通過する）ので、このような環は軌道に対して約80°傾いていることになる。土星の環のように惑星の赤道を取り巻いているなら、このスーパージュピターは天王星のように横倒しで自転していることになる。これほど近くにある破片の環が実在するなら、砕けた彗星や小さな衛星から供給されている可能性が高い。おそらく、この恒星の過去の減光の原因とされるのと同じ天体の集団だろう。

最もよく合う環つき惑星が恒星の前に入り、横切り、出ていくようす（上）、TESSがとらえた減光と、環のモデル（赤）および裸の球のモデル（青）（中）、そして球のモデルでは説明できずに残る部分（下）。— Figure 2, Zhu & Liu (2026), arXiv:2610.34806.

物理が決め手となる、ほぼ互角の勝負

統計的には、勝負は接戦だ。環を加えると、当てはまりの悪さを表す標準的な指標（χ²）が約14改善するが、調整できる設定が2つ増える。余分な設定にペナルティを課す基準（BIC）を適用すると、環の優位は0.4〜1.3ポイントに縮む。ほとんど互角である。

環の向きは、主に、トランジットの中心から約0.25日後に見られるわずかな再増光にもとづいている。急角度に傾いた環は、早めに恒星の前から離れはじめることで、この再増光を生む。しかし、惑星が恒星の黒点の上を通過しても、同じ盛り上がりが生じうる。暗い部分を覆っているあいだは、さえぎる光が少なくなるからだ。この盛り上がりを除外すると、どちらが好まれるかは逆転すると著者たちは認めている。

残るのは単純な論拠だ。観測されたのと同じだけの光をさえぎるには、環は少なくとも惑星半径の1.6倍まで広がっていなければならない。これは、環をちょうど正面から見ていて、しかも環が惑星に接していると仮定したときの最小値である。土星の環のように傾いていれば、少なくとも約2.4倍が必要になり、これはすでにロッシュ限界に近い。ロッシュ限界は、環の粒子の密度が惑星と比べてどの程度かによって、惑星半径の約2.5倍から5倍のあいだにある。いずれにしても、環が半径の謎を説明するのなら、それは幅の広い環でなければならない。

2つの描像が最も大きく食い違うのは、惑星が恒星の円盤に入るときと出るときで、その差は恒星の光の1万分の数程度だ。これは既存の宇宙望遠鏡で測定できる範囲にある。今のところ、すべては1回のトランジットだけにかかっており、そのデータは著者たち自身が比較的質が低いと述べているものである。