HAT-P-67b は、地球 からヘルクレス座 [ 注 1] 光年 離れた位置にある連星系 の主星 HAT-P-67A の周囲を公転 している太陽系外惑星 である。連星系全体ではなく、連星系の主星のみを公転しているため、HAT-P-67Ab とも表記される[ 3] 2025年 5月 時点において正確な半径の測定が行われている、かつ褐色矮星 や自由浮遊惑星 に分類される可能性のある事例を除いて、確実に通常の惑星であると判断できる最も半径が大きい既知の天体 として知られる[ 7] [ 8] [ 9]
HAT-P-67b は、アメリカ ・アリゾナ州 のフレッド・ローレンス・ホイップル天文台 とハワイ島 のマウナケア天文台 に設置された小型広視野望遠鏡を用いた太陽系外惑星観測プロジェクトであるHATネット によるトランジット法 での観測から発見された。観測は2005年 と2008年 に行われ、このときに得られた主星の光度曲線 データの解析により、主星 HAT-P-67A に惑星 HAT-P-67b の主星面通過 に起因する周期的な減光が発見され、その後、フレッド・ローレンス・ホイップル天文台の口径 1.2 m 望遠鏡を用いて主星面通過時の測光 観測が行われた。2012年 5月28日 には主星面通過の全体が観測され、2011年 から2013年 にかけての3年間に5回の部分的な主星面通過が観測された[ 4]
主星 HAT-P-67A の自転 速度が 35.8 km/s と非常に速いことが知られており[ 2] ドップラー分光法 による主星の視線速度 測定から惑星 HAT-P-67b の存在を確認するのは当初は困難であった。2009年 のデータでは、HAT-P-67b の質量 は少なくとも褐色矮星 よりは小さいということまでしか示されなかった。その後の2009年から2012年にかけて行われたW・M・ケック天文台 での視線速度測定の観測結果から、HAT-P-67b の質量は木星の0.59倍未満であると推定された。そして2016年 になり、ドップラートモグラフィー (Doppler tomography) での観測結果から HAT-P-67b の存在が正式に確認され、2017年 に発見を報告する論文がアストロノミカルジャーナル に掲載された[ 4]
大きさの比較
木星
HAT-P-67b
HAT-P-67b の主星面通過によって生じる主星の明るさの減光を示した光度曲線データ[ 2]
HAT-P-67b は主星 HAT-P-67A からわずか約 0.06 au （約920万 km）しか離れていない軌道を5日弱の公転周期 で公転 している高温の巨大ガス惑星 であるが、2025年 に公表された研究でその大きさは木星 の2.14倍と推定されている[ 7] 惑星質量天体 の中では最も大きいものの一つであり、褐色矮星 （一般的に質量が木星の13倍以上）や自由浮遊惑星 の可能性がある天体、および原始惑星系円盤 内で形成されたばかりでありまだ完全に収縮しきっていないという特殊な環境下の事例を除いた、確実に通常の惑星であると判断できる既知の太陽系外惑星の中では最大 となる[ 7] [ 9] [ 注 5] [ 注 6] +0.096 倍と推定され、この時から既知の太陽系外惑星の中でも最大の大きさを持つ惑星の一つであると考えられていた[ 4] [ 8] +0.067 倍に下方修正されたが[ 6] アメリカ航空宇宙局 (NASA) の太陽系外惑星観測衛星 TESS などによる観測結果も解析された結果、HAT-P-67b の半径は現在の値へやや上方修正されることとなり、従来よりも半径の推定値の不確実性 も小さくなった[ 7] [ 9] 熱膨張 により半径が大きくなる傾向のあるホット・ジュピター でも、その理論上の限界は木星の2.2倍程度で、これ以上大きくなると大気を構成する分子を惑星の重力 で束縛させることが出来なくなることで宇宙空間 への大気の散逸が発生すると考えられており[ 17] [ 9]
大きさに対して、質量 は木星の0.45倍程度と推定されており、これに基いて密度 を算出すると HAT-P-67b の密度は 0.061 g/cm3 となる[ 7] 太陽系 内で最も密度が低い惑星である土星 （0.687 g/cm3 [ 18] [ 19] ホット・サターン (Hot Saturn) として扱われることがあり[ 2] マシュマロ よりも密度が低いと例えられることもある[ 20] [ 21] 2023年 に発見された WASP-193b に次いで2番目に密度が低い[ 7] [ 注 7] 3 未満の密度しかない、かつ平衡温度（英語版 ） が 1,000 K を超えている太陽系外惑星は HAT-P-67b を含めて4例しか知られていない[ 7]
カナリア諸島 のラ・パルマ島 にあるガリレオ国立望遠鏡（英語版 ） による観測で得られた視線速度測定の時系列の解析により、HAT-P-67b の主星面通過によって発生するロシター・マクローリン効果 が検出され、射影された主星の赤道面に対する軌道の傾斜角は 2.2 ± 0.4 度と求められた。これは HAT-P-67b の軌道がほぼ主星 HAT-P-67A の赤道面上にあることを示しており、形成時に原始惑星円盤との潮汐相互作用 によって現在の軌道へ移動した可能性が高いことを示唆している[ 20] 主系列星 の段階を終えて赤色巨星 へ進化する途中の過程であるため、現在の軌道に位置している HAT-P-67b は1億5000万年後から遅くても5億年後には主星からの強い潮汐力により破壊され、主星へ吸収されるとみられている[ 7]
主星からの激しい放射により大気が散逸している太陽系外惑星 CoRoT-2b の想像図。HAT-P-67b でも同様の現象が発生しているとみられている。
HAT-P-67b は木星よりも質量が小さい上、平衡温度が約 2,000 K に達している、さらに主星からの強い放射で大気が非常に膨張していることにより不安定な進化を辿っており、最終的には大気がロッシュ・ローブ を超えて蒸発と宇宙空間への散逸という過程に繋がるとみられている[ 20] [ 22] 2023年 に公表された大気散逸の理論モデルに基づくと、HAT-P-67b は今後500万年程度という短い時間スケールで急速に大気は失われ、地球の数倍から数十倍程度の質量を持った岩石 質の核 のみが残される可能性がある[ 7] [ 9] [ 23]
スペイン にあるカラル・アルト天文台 のCARMENES分光器を用いて HAT-P-67b の大気を調査したデータに基づくと、HAT-P-67b の大気は強く電離 しており、毎秒 1000万 t のペースで大気が宇宙空間へ放出されている可能性が示唆されている。また、この研究では HAT-P-67b の大気中からナトリウム と電離したカルシウム が検出されている。電離されたカルシウムは通常、高温に加熱されている惑星に見られる特徴であるが、 HAT-P-67b のスペクトル では特に顕著に検出された[ 21] [ 24]
スペクトルのデータからは水素 とヘリウム に対応する吸収線 も示されており、これは通常、大気の一部が宇宙空間に散逸していることを示す兆候である。HAT-P-67b の場合、これらの吸収線の信号は主星面通過の前後に検出されたため、HAT-P-67b からはるか彼方にガスが散逸している可能性が示された[ 21] [ 24] テキサス州 のホビー・エバリー望遠鏡 を用いて、複数年に渡る HAT-P-67b の分光 観測を行った。その結果、HAT-P-67b に対して先行する方の空間に顕著なガスの尾、そして逆に後行する方の空間に著しく薄いガスの尾が存在していることが観測され、これは主星のある方向を向けている惑星の昼側においてより強い大気の流出が発生しているという直接的な証拠であると解釈されている[ 2] [ 20]
^ a b 赤経 ・赤緯 より推定[ 1]
^ a b パーセクは1 ÷ 年周視差（秒）より計算、光年は1÷年周視差（秒）×3.2615638より計算
^ a b c 半径を基に、扁平率 を考慮しない（形状が完全な球形）と仮定した時の計算値。
^ 出典での表記
log
g
[
cgs
]
=
2.32
{\displaystyle \log g[{\mbox{cgs}}]=2.32}
2.32 ≒ 208.93 cm/s2 = 2.0893 m/s2 ^ HAT-P-67b よりも半径が大きいとみられる惑星質量天体で有名な事例としてはおおかみ座GQ星b （木星の半径の3.7倍[ 10] [ 11] ぎょしゃ座AB星b （木星の2.75倍未満[ 12] OTS 44 （木星の3.2 - 3.6倍[ 13] [ 14] おうし座DH星B （木星の2.7倍）は質量を木星の 11 ± 3 倍と推定する研究があり[ 15] [ 16] 半径が大きい太陽系外惑星の一覧（英語版 ） を参照。 ^ 確実に通常の惑星であると判断できる事例においても、不確実性 の範囲を考慮すると2024年に XO-6b の半径を木星の 2.17 ± 0.20 倍と推定した研究があり[ 6] ^ 「高温の巨大ガス惑星」という条件に拘らないのであれば、HAT-P-67b よりも低密度の惑星には他にもケプラー51d （0.046 g/cm3 ）などが存在している。2017年の研究で算出されたさらに低い 0.052 g/cm3 という値を用いるならば、WASP-193b（0.059 g/cm3 ）を下回り、高温の巨大ガス惑星としては最も低密度となる[ 19]
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![{\displaystyle \log g[{\mbox{cgs}}]=2.32}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a30c68fc48d7093c738162344943906f19324a8c)