CE Antliae

CE Antliae

VLTとMIRIによるCE Antliae周辺の円盤と惑星候補の観測[ 1 ]
観測データ エポックJ2000 エクイノックスJ2000
星座	アントリア
赤経	10時間42分30.10秒[ 2 ]
偏角	−33 °  40′16.2 ″ [ 2 ]​ ​
見かけの 等級 （V）	10.91 ± 0.07 [ 3 ]
特徴
進化 段階	Tタウリ星[ 4 ]
スペクトル 型	M1 [ 4 ]
変数の 型	回転変光星、[ 5 ]フレア星[ 6 ]
天体測定学
視線速度(R v )	10.81 ± 4.41 [ 2 ] km/s
固有運動（μ）	RA: −118.751(23)マス/年[ 2 ] 12 月: −19.648(26) mas /年[ 2 ]
視差（π）	29.3277 ± 0.0273 mas [ 2 ]
距離	111.2 ± 0.1光年(34.10 ± 0.03 pc )
絶対 値 (M V )	+9.0 [ 7 ]
詳細
質量	0.46 ± 0.09 [ 8 ] M ☉
半径	0.92 ± 0.12 [ 8 ] R ☉
輝度	0.115 ± 0.019 [ 8 ] L ☉
表面重力（log g）	4.18 ± 0.17 [ 8 ] cgs
温度	3509 ± 116 [ 8 ] K
回転	5.012 ± 0.007 [ 9 ]日
回転速度( v  sin i )	63.2 [ 5 ]  km/s
年	6.4 ± 1.1 [ 10 ] Myr
その他の指定
TWA  7、CE  Ant、TYC  7190-2111-1、ASAS  J104230-3340.3、GSC  07190-02111、2MASS J10423011-3340162 、RX  J104230.3-334014、TIC  54147487、WISE  J104230.01-334016.4、Gaia  DR2  5444751795151480320
データベース参照
シンバッド	データ

CE Antliae（TWA 7とも呼ばれる）は、アントリア座にある若い低質量星である。デブリ円盤に囲まれており、直接撮像された惑星候補が1つある。^{[ 11 ]}

TWA 7は1999年に発見され、スペクトル型はM1で、 TW Hydraeアソシエーションのメンバーである。^{[ 4 ]}分子水素の検出は、星の近くでガスが降着している弱い兆候と解釈されている。 ^{[ 12 ]} 2010年9月7日には、 ISSのMAXI /GSCで巨大なX線フレアが検出された。^{[ 6 ]}

この円盤は、1998年にハッブルNICMOSで散乱光で初めて画像化されましたが、円盤を明らかにするには2016年に再処理が必要でした。観測では、半径約35天文単位の極方向のダストリングが示されました。^{[ 14 ]}外側のリングと、メインリングから発生する渦状腕は、 2018年にVLT /SPHEREで暫定的に検出されました。モデリングでは、内側のリングの証拠も示されました。^{[ 15 ]}ハッブルSTISによる追加の観測では、3つのリング、2つの渦状腕、および塊が示されました。^{[ 16 ]} 2000年には、サブミリ波放射の過剰により、TWA 7の周囲にダストが検出されました。^{[ 17 ]}しかし、 ALMAの観測では、放射の大部分が背景の銀河から来ていることが示されました。円盤はALMAでも検出されました。^{[ 18 ]} ALMAの観測によると、円盤では一酸化炭素（CO）ガスが検出されており、これはおそらく系外彗星によって生成されたものです。これはM型矮星の周りのデブリ円盤でCOガスが初めて検出された事例である。このような検出は、より質量の大きい星の周りでより一般的である。^{[ 19 ]}

2025年にJWST MIRIの観測により、質量0.3 M _J (約100 M _🜨 )、温度約320 K (47 °C )の若い準木星型惑星である可能性のある点源が示されました。この候補は、デブリ円盤の主環を説明できます。また、背景の星のスペクトルにも一致しません。中間赤方偏移の星形成銀河と一致する可能性がありますが、そのような銀河がTWA 7のすぐ近くに現れる確率は0.34%と推定されています。^{[ 11 ]}惑星として確認された場合、直接撮像された系外惑星の中で最も質量が小さいものになります。^{[ 11 ]}この候補は、以前に注目されたリング2の低密度領域に位置しています。惑星候補の反対側には、軌道共鳴によって生成された可能性のある別の低密度領域があります。候補天体の質量は、検出される前は海王星質量の2倍（約34 M _{🜨 ）と予測されていた。} ^{[ 16 ] [ 11 ]}  

この候補惑星は、JWSTに搭載されたNIRCam装置による観測によって独立して検出された。観測結果は、この天体が惑星であることを強く支持しており、背景銀河である可能性は低い。惑星の質量は海王星の質量と同程度である可能性がある。2つ目の点状の天体も検出されたが、その性質を解明するには追跡観測が必要である。^{[ 20 ]}

別の2025年の研究では、惑星の周回によって引き起こされる視線速度の周期性を調べることで、近傍の惑星を検出することを目的としていました。彼らのモデルは、最小質量が12.5 +3.0 −3.3 M _🜨 周期は 15.21 日である可能性が高く、20.8 日と 30.4 日の周期は可能性が低い。惑星が原始惑星系円盤と同一平面上にあると仮定すると、その傾斜角は 13° であり、真の質量は0.17 +0.04 −0.03 M _J 。惑星の検出は、周期が自転周期やウィンドウ関数と相関している可能性があるため、不明確であると考えられているが、信頼できる検出限界に近い。他のスペクトル線や視線速度では検出されていないが、いくつかのスペクトル線では 6.6 日の別の周期性が検出されている。想定される惑星が 20.8 日で公転している場合、恒星と惑星の相互作用から生じる可能性があるが、可能性は低いが、惑星の自転周期から生じる可能性もある。ただし、潮汐固定された惑星がその周期で公転している可能性もある。視線速度における周期性の非検出は、 0.12 M _Jの上限質量を意味する。^{[ 9 ]} 

• 直接撮影された系外惑星のリスト
• 解読された周星円盤のリスト

デブリ円盤を持つその他のM型矮星

• AU顕微鏡
• フォーマルハウトC
• GSC 07396-00759