スーパーアース（太陽系外惑星の分類）

定義と範囲

この呼び名は質量だけを表すため、スーパーアースに対応する単一の合意された数値境界は存在しない。天文学者は、より小さな岩石惑星と、より大きな氷巨星とを分けるために、おおまかな範囲を用いる。質量の範囲は「ミニ・ネプチューン」や「サブ・ネプチューン」といった他の非公式分類と重なっており、惑星をより正確に分類する際には、半径の測定が質量と併用されることが多い。

組成と内部構造

スーパーアースの内部構造は実に多様である。地球と同様に、鉄の核とケイ酸塩のマントルをもつ、主として岩石質の天体である可能性がある一方、体積あたりの密度が非常に低くなるほど大量の揮発性物質（水や氷）を含むものや、水素・ヘリウムの大気層をかなり保持しているものも考えられる。質量と半径の観測値に合うモデルは、岩石質、水に富むもの、ガスに覆われたものといった大まかな区分を示せるが、多くの場合、追加観測がなければ複数の可能性が残る。

大気と進化

大気の性質は、初期組成、質量、恒星からの放射、そして大気散逸に左右される。厚い外層をもつ低密度のスーパーアースは、海王星の小型版のように見えることがある一方、高密度の例は裸の岩石世界であるかもしれない。恒星放射と惑星重力は、軽い気体がどれほど失われやすいかを決める。特に恒星に近いスーパーアースはこれらの過程の影響を強く受け、それが長期的な進化や観測されるスペクトルを形作る。

検出と測定

スーパーアースの発見には、他の太陽系外惑星と同じ手法が用いられる。主な方法は次のとおりである。

• トランジット光度法：恒星光の減光を記録し、惑星半径と公転周期を測定する。
• 視線速度法（ドップラー観測）：恒星の運動を測定し、質量または最小質量の推定値を得る。
• トランジット時刻変動と重力マイクロレンズ法：多惑星系やより離れた軌道にある惑星を明らかにすることがある。

質量と半径の両方が分かれば、惑星の平均密度を計算でき、想定される組成の推定に役立つ。通過時や食の際の分光観測は、近傍の系や条件のよい系では、大気中の気体を調べる手がかりにもなる。

形成・頻度・重要性

スーパーアースは、固体の集積に続く衝突、そして多くの場合はある程度のガスの降着によって形成されると考えられている。原始惑星系円盤内での移動によって、接近した軌道に置かれることもある。これは最も頻繁に検出される太陽系外惑星の分類の一つであり、しかも太陽系にはスーパーアースが存在しないため、惑星形成と進化の理論を検証するうえで重要な対象となっている。

居住可能性と代表例

質量だけでは、居住可能性を予測するには不十分である。恒星のハビタブルゾーン内にあるスーパーアースでも、温和な岩石表面環境から、厚い大気の下にある高圧の海、あるいは居住不能なミニ・ネプチューン型の外層まで、さまざまな条件を取りうる。一般向けおよび学術文献でよく言及される代表例には、詳細な研究を可能にした近傍の系やトランジット系がある。大気や表面条件をより直接的に評価するには、先端望遠鏡による継続的な観測が必要である。

この名称は規定的というより記述的であるため、あるスーパーアースの本質を理解するには、質量、半径、軌道環境、大気データを組み合わせた慎重な特性評価が欠かせない。