全 15 章の第 9 章
電波
磁場をもつ惑星は電波で輝く：磁力線に沿ってオーロラ帯へ螺旋を描いて降下する電子がサイクロトロン・メーザーによって放射し、その放射は中空の円錐状にビーム化され、局所的なサイクロトロン周波数まで及ぶ（Zarka 1998; Treumann 2006）。近接軌道の惑星は、イオが木星に対してそうするように、主星にもこうした放射を引き起こしうる（Zarka 2007）。系外惑星自身の電波放射は確認されていない。以下の主張はいずれも暫定的または異論のあるものであり、その旨を明記している。
周波数スケール
サイクロトロンメーザーは f_ce = eB/(2π m_e) ≈ 放射源の磁場1ガウスあたり 2.80 MHz、およびそのすぐ下の周波数で放射するため、観測される最高周波数からその場所の磁場がわかる。弱い惑星磁場は数十 MHz 以下で放射し、そこでは LOFAR（10–240 MHz；van Haarlem et al. 2013）のような低周波アレイしか受信できない。M 型矮星のキロガウスの磁場は GHz に達する。
| 量 | 値 | 出典 |
|---|---|---|
| ガウスあたりのサイクロトロン周波数 | 2.799 MHz | eB/(2π m_e)、SI 2019 の e と CODATA 2018 の m_e を使用 [calc] |
| τ Boötis、14–21 MHz での暫定的なバースト | ≥ 5.0–7.5 G | そのバンドがサイクロトロン放射である場合の、発生源における最小磁場（Turner et al. 2021 バンド）[calc] |
| YZ Ceti の 2–4 GHz バースト | ≥ 0.71–1.43 kG | 発生源（恒星上）での最小磁場（Pineda & Villadsen 2023の帯域）[calc] |
| LOFAR帯域 | 10–240 MHz | van Haarlem et al. 2013 |
| τ Boo Ab、保存された質量と周期 | 4.5 MJ · 3.31 d | exoplanet.eu |
| YZ Cet b、保存済みの m sin i と周期 | 0.0022 MJ · 2.02087 d | exoplanet.eu |
主張とその現状
暫定的であり、確認されていない
τ Boötis b · LOFAR
14–21 MHzで円偏光したバースト状の放射が約3σで検出され、オフビームには何も見られなかった。21–30 MHzのゆっくり変動する信号も報告されたが、著者自身がこれに疑問を呈している（Turner et al. 2021）。それ以前の軌道位相を含む軌道の70%をカバーするLOFARの追観測では、バースト状の放射もゆっくり変動する放射も見られなかった（Turner et al. 2024）。
異論あり：まだどの惑星でも説明できない
GJ 1151 · LOFAR
静穏な赤色矮星からの低周波放射で、惑星のオーロラのような性質をもち、恒星と1–5日の軌道を回る地球サイズの惑星との相互作用と解釈された（Vedantham et al. 2020）。その後、視線速度により390日の軌道を回る惑星が見つかったが、これが放射源である可能性は非常に低く、短周期の惑星（最小質量が地球の1.2倍未満）は見つからなかった（Blanco-Pozo et al. 2023）。
候補
YZ Ceti · VLA
2–4 GHzのコヒーレントなバーストが観測され、そのうち2つはYZ Ceti bの似た軌道位相で起きた。YZ Ceti bがこれらのエネルギー源である可能性は十分ある。恒星活動は排除されていないため、YZ Cetiは恒星と惑星の相互作用系の候補である（Pineda & Villadsen 2023）。
電波は別の方法で最初の惑星を見つけた
In 1992, Wolszczan and Frail found planets around the millisecond pulsar PSR B1257+12 from the regular wobble in its pulses' arrival times (Wolszczan & Frail 1992): the planets tug the pulsar, and the light-travel time changes by milliseconds. That is radio timing, not radio from a planet. Its card on the Galaxy tour ›
| 量 | 値 | 出典 |
|---|---|---|
| PSR B1257+12 b：タイミング振幅 | 0.00453 ms | (Mp/M_psr)·a/c。exoplanet.eu の質量 7e-05 MJ、a = 0.19 AU、sin i = 1、および仮定した 1.4 M☉ のパルサー（その質量は保存されていない）を用いる [calc] |
| PSR B1257+12 c：タイミング振幅 | 1.59 ms | (Mp/M_psr)·a/c。exoplanet.eu の質量 0.013 MJ、a = 0.36 AU、sin i = 1、仮定した 1.4 M☉ のパルサー（その質量は保存されていない）を使用 [calc] |
| PSR B1257+12 d：タイミング振幅 | 1.88 ms | (Mp/M_psr)·a/c。exoplanet.eu の質量 0.012 MJ、a = 0.46 AU、sin i = 1、仮定した 1.4 M☉ のパルサー（その質量は保存されていない）を使用 [calc] |
系外惑星の検出法ではない
テクノシグネチャー探査 (SETI)
これらは惑星やそのオーロラではなく人工的な信号を探すもので、ここでは区別している。Breakthrough Listen は Green Bank と Parkes で近傍の恒星 1,327 個を 1.10–3.45 GHz で観測し、地上の干渉を除外した結果、候補はゼロだった。送信機の出力に対する上限は 2×10¹² W と 9×10¹² W である（Price et al. 2020、観測対象は Isaacson et al. 2017 による）。
SetuHQ は電波では観測しない。この場面は説明図である。磁力線、コーン、軌道は縮尺どおりではなく、バーストの時刻も説明用である。計算しているのはカットオフ周波数のみである。
出典
- Treumann 2006, A&ARv 13, 229（電子サイクロトロンメーザー）
- Zarka 1998, JGR 103, 20159（外惑星のオーロラ電波放射）
- Zarka 2007, Planet. Space Sci. 55, 598（恒星–惑星間のプラズマ相互作用と電波）
- van Haarlem et al. 2013, A&A 556, A2 (LOFAR)
- Turner et al. 2021, A&A 645, A59（LOFARによるτ Boötis）
- Turner et al. 2024, A&A 688, A66(τ BoötisのLOFARによる追観測)
- Vedantham et al. 2020, Nature Astronomy 4, 577 (GJ 1151)
- Blanco-Pozo et al. 2023, A&A 671, A50（GJ 1151 の視線速度）
- Pineda & Villadsen 2023, Nature Astronomy 7, 569 (YZ Ceti)
- Wolszczan & Frail 1992, Nature 355, 145 (PSR B1257+12)
- Isaacson et al. 2017, PASP 129, 054501(Breakthrough Listenの観測対象)
- Price et al. 2020, AJ 159, 86(Breakthrough Listen:近傍の恒星1,327個)