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 かに座55番星dの軌道によって引き起こされる、かに座55番星の視線速度の時間変化。 | |
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | マーシーら |
| 発見場所 | カリフォルニア州、米国 |
| 発見日 | 2002年6月13日 |
| 視線速度 | |
| 軌道特性 | |
| アパストロン | 5.92 AU (8億8,600万km) |
| 近点 | 5.63 AU (842,000,000 km) |
| 5.77 ± 0.11 AU (863,000,000 ± 16,000,000 km) [1] | |
| 偏心 | 0.025 ± 0.03 [1] |
| 5218 ± 230 [1 ] 14.29 歳 | |
| 2,452,500.6 ± 230 [1] | |
| 181.3 ± 32 [1] | |
| 半振幅 | 46.85 ± 1.8 [1] |
| 星 | 55 カンクリA |
55 Cancri d（略称55 Cnc d）は、正式名称をリッペルヘイ（Lipperhey / ˈ l ɪ p ər h iː /）といい、太陽に似た恒星55 Cancri Aの周りを長周期で公転する太陽系外惑星である。恒星からの距離は木星と太陽との距離とほぼ同じで、この惑星系で5番目かつ最も外側にある既知の惑星である。55 Cancri dは2002年6月13日に発見された。
名前
2014年7月、国際天文学連合は、特定の太陽系外惑星とその主星に適切な名前を付けるプロセスであるNameExoWorldsを立ち上げました。 [2]このプロセスでは、新しい名前の一般からの推薦と投票が行われました。[3] 2015年12月、IAUはこの惑星にLippersheyという名前が選ばれたことを発表しました。[4]選ばれた名前は、オランダの王立気象天文学協会によって提出されました。これは、眼鏡職人で望遠鏡のパイオニアであるハンス・リッペルハイに敬意を表したものです。[5] 2016年1月、彼の本名がLipperhey（Lippersheyは19世紀に導入された誤り）であったことを認識し、IAUは太陽系外惑星の名前をLipperheyに訂正し、その名前を天文学情報を追跡する公式サイトに提出しました。[4] [5]
発見
当時発見された既知の太陽系外惑星の大半と同様に、55 Cancri dは恒星の視線速度の変化を観測することで発見されました。これは恒星のスペクトルのドップラーシフトを高感度に測定することで達成されました。発見当時、55 Cancri Aにはすでに1つの惑星（55 Cancri b）があることが知られていましたが、視線速度の測定値には説明できないドリフトが残っていました。[6]
2002年、さらなる測定により、恒星から約5AUの軌道に長周期惑星が存在することが明らかになりました。 [7]同じ測定で、55 Cancri cと名付けられた別の内惑星の存在も示されました。
軌道と質量
かに座55番星dが発見されたとき、軌道要素はよくわかっていなかったものの、太陽系の木星に似た、かなり低い離心率の軌道上にあると考えられていた。 [7]より多くのデータが収集されるにつれて、この惑星に最も適した解は、太陽系のどの惑星よりも離心率が高いことが判明した。[8] 2008年に、この惑星の完全な軌道が観測された後、真の軌道が明らかになり、当初疑われていたように、惑星の14年周期の軌道は実際にはほぼ円形であり、恒星から約5.77 AUの位置にあることが示された。 [1]
55 かに座 d の発見に使用された視線速度法の限界は、惑星の質量の下限値しか得られないことである。55 かに座 d の場合、この下限値は木星の質量の約 3.835 倍であった。2004 年、ハッブル宇宙望遠鏡の高精度誘導センサーによる天文測定により、惑星の軌道は天空の平面に対して約 53°傾いていることが示唆された。 [8]この測定結果が確認されれば、惑星の真の質量は下限値より 25% 大きく、木星質量の約 4.8 倍であり、55 かに座 d は最も内側の惑星 e および b (どちらも約 85°) と同一平面ではないことが示唆される。この測定結果は惑星の正確な公転周期に依存しており、その推定値は 2004 年以降変更されている。[9]
特徴
この惑星は質量が大きいことから、固体表面を持たない巨大ガス惑星である。この惑星は間接的にしか発見されていないため、半径、組成、温度などのパラメータは不明である。
木星と似た組成で、惑星の大気が化学平衡に近いと仮定すると、55 Cancri dは水の 雲の層で覆われていると予測されます。惑星の内部熱は、木星に典型的なアンモニアベースの雲を形成するには温度が高すぎると考えられます。表面重力は木星の約4〜5倍、地球の約10〜15倍である可能性があります。これは、惑星の半径が木星よりもそれほど大きくなく、親星の金属含有量が高いため、おそらく木星よりもわずかに小さいためです。[10]
参照
- 太陽系外惑星の出現
- 蟹座（中国天文学）
- 太陽系外惑星のリスト
- グリーゼ 1132 b、大気の存在が確認された岩石惑星。
- Mu Arae c、アラ星座にて
- 惑星系
参考文献
- ^ abcdefg DA フィッシャー;他。 (2008 年 3 月)。 「かに座55番を回る5つの惑星」。天体物理学ジャーナル。675 (1): 790–801。arXiv : 0712.3917。Bibcode :2008ApJ...675..790F。土井：10.1086/525512。S2CID 17083836。
- ^ NameExoWorlds: 太陽系外惑星とその主星に名前を付ける IAU 世界規模のコンテスト。IAU.org。2014 年 7 月 9 日
- ^ “NameExoWorlds The Process”. 2015年8月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年9月5日閲覧。
- ^ ab NameExoWorlds 一般投票の最終結果が発表、国際天文学連合、2015年12月15日。
- ^ ab “NameExoWorlds The Approved Names”. 2018年2月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年12月27日閲覧。
- ^ Butler; et al. (1997). 「3つの新しい51ペガサス型惑星」.天体物理学ジャーナル. 474 (2): L115–L118. Bibcode :1997ApJ...474L.115B. doi : 10.1086/310444 .
- ^ ab Marcy, G.; et al. (2002). 「55 Cancri 付近の 5 AU の惑星」. The Astrophysical Journal . 581 (2): 1375–1388. arXiv : astro-ph/0207294 . Bibcode :2002ApJ...581.1375M. doi :10.1086/344298. S2CID 16170184.
- ^ ab McArthur, B.; et al. (2004). 「ホビー・エバリー望遠鏡を用いたρ1Cnc系におけるネプチューン質量惑星の検出」天体物理学ジャーナル. 614 (1): L81–L84. arXiv : astro-ph/0408585 . Bibcode :2004ApJ...614L..81M. doi :10.1086/425561. S2CID 119085463.
- ^ ネルソン、ベンジャミン E. (2014)。「55 かに座惑星系: 完全に自己無撞着な N 体制約と動的解析」。王立天文学会月報。441 (1): 442–451。arXiv : 1402.6343。Bibcode : 2014MNRAS.441..442N。doi : 10.1093 /mnras/stu450。
- ^ Sudarsky, D.; et al. (2003). 「太陽系外巨大惑星の理論的スペクトルと大気」. The Astrophysical Journal . 588 (2): 1121–1148. arXiv : astro-ph/0210216 . Bibcode :2003ApJ...588.1121S. doi :10.1086/374331. S2CID 16004653.
外部リンク
- Jean Schneider (2011)。「惑星55 Cnc dに関する注記」。太陽系外惑星百科事典。 2011年10月8日閲覧。
