J1407b

J1407b
	; ALMAによる V1400ケンタウリと近くの天体（J1407bの可能性がある）の電波画像
観測データ; エポックJ2000 エキノックスJ2000
星座	ケンタウルス
赤経	14時間07分47.92976秒
偏角	−39° 45′ 42.7671″
詳細
質量	<6 M Jup
データベース参照
シンバド	データ

J1407bは、自由浮遊惑星または褐色矮星のいずれかである恒星下天体で、巨大な周惑星円盤またはリングシステムを持っています。2007年に自動望遠鏡によって初めて検出され、そのディスクが恒星V1400ケンタウリを覆い、56日間にわたる一連の減光現象を引き起こしました。J1407bによる日食は、2010年にマーク・ピコーとエリック・ママジェクによって発見され、2012年に発表されました。J1407bのディスクは半径約9000万キロメートル（5600万マイル）に及び、多くのリングと隙間で構成されており、この天体の周りを周回する軌道で衛星が形成されていることを示している可能性があります。当初はV1400ケンタウリを周回していると考えられていましたが、その後の研究で、J1407bは偶然に恒星の前を通過した束縛されていない天体である可能性が高いことが示唆されています。 J1407bは2017年に高解像度の画像で観測された可能性があり、その質量は木星の6倍未満である可能性を示唆している。^[1]

2007年日食と発見

2007 年 4 月 7 日から 6 月 4 日にかけて、^[a]超広角惑星探査(SuperWASP) および全天自動サーベイ(ASAS) プロジェクトの望遠鏡が、56 日間にわたってV1400 ケンタウリが一連の著しい減光現象を起こす様子を自動的に記録しました。^[7]これらの減光現象のパターンは複雑ですがほぼ対称的で、不透明な円盤状の構造が恒星を覆っていることが示されています。2007年の V1400 ケンタウリの光度曲線には、少なくとも 5 回の主要な減光現象が見られ、その中には、長く非常に深い中心食が 1 回含まれ、その間に、深食の真ん中から 12 日と 26 日前に対称的に発生する 2 組の短い食が挟まれていました。^[4]^{: 5}深日食は約14日間続き、V1400ケンタウリの光の少なくとも95％を遮り、少なくとも3.3等級暗くなりました。^[4]^{: 1}^[b]深日食の前後の短い日食は、星の光の少なくとも60％を遮り、少なくとも1等級暗くなりました。^[4]^{: 1}^[b]

^{この現象は、2010年12月3日[4]}まで注目されませんでした^。ロチェスター大学のエリック・E・ママジェク教授の大学院生マーク・J・ピコーが、スーパーWASPの公開光度曲線データベースを調査しているときに、V1400ケンタウリの2007年日食を発見したのです。^[8]^[9]ペコーとママジェクはもともと、2009年から研究してきたさそり座・ケンタウルス座連星の候補となる低質量星の明るさの変動を調べるためにSuperWASPデータを使用するつもりだった。^[10]^[4]^{: 4}ママジェク、ペコー、および共同研究者は、2012年1月にテキサス州オースティンで開催された第219回アメリカ天文学会でV1400ケンタウリの日食の発見を発表し、^[11]^[10]その後、2012年3月に天文学雑誌^{に正式にその結果を発表した。[4]}

V1400ケンタウリ周辺の伴星の探索が失敗したことから、この恒星を覆った天体は質量が恒星より小さい（木星質量の80倍未満）ことが示唆されており、これは褐色矮星か惑星質量の天体のいずれかである可能性があることを意味する。^[12]^{: 423}ママジェクのチームは、この恒星より小さい天体が太陽系外惑星か連星の伴星としてV1400ケンタウリを周回している可能性があると仮説を立てたが、その後の研究ではこのシナリオは否定されている。^[4]^{: 10–11}^[1]

名前

この天体は、ティム・ヴァン・ワークホーフェン、マシュー・ケンワーシー、エリック・ママジェックが2014年に発表した論文で初めて「J1407b」と名付けられ、この論文では、この天体が太陽系外惑星としてV1400ケンタウリを周回していると想定されていた。 [5] J1407bという名前は、太陽系外惑星の命名規則に従い、主星の名前の後に文字「b」を追加している。^[5^] J1407bが発見された当時、V1400ケンタウリは「J1407」として知られていたが、これはこの星の完全なスーパーWASPカタログの指定である1SWASP J140747.93–394542.6の短縮形である。^[4]^{: 5}この指定は、赤道座標で星の天空の位置を示している。^[13]

ディスクの特性と潜在的な系外衛星

2007 年に J1407b が V1400 Centauri を食するシミュレーション。下の光度曲線のプロットは、食中の V1400 Centauri の明るさの変化を示しています。J1407b のリング構造とオレンジ色の光度曲線は、黄色の点で示されている SuperWASP の測光データに最もよく適合するモデルを表しています。

J1407bのディスクは、周惑星円盤^[4]^{: 9}^[14]^[15]^{: 1683–1684} 、または主に塵でできた巨大なリングシステムであると考えられる。^[16]^[1] J1407bの食中のV1400ケンタウリの減光率は、J1407bとそのディスクが恒星に対して35km/s（22マイル/秒）の横方向速度で動いていたことを示し、^[1]^{: 5}これは、J1407bとそのディスクの外縁の間の半径0.6天文単位（9000万km、5600万マイル）に相当する。 ^[5]^{: 2850}比較すると、J1407bのディスクの半径は土星のEリングの約200倍であり、^[c]水星の軌道半径（0.39 AU）と金星（^J1407bの周惑星系は土星の周惑星系と頻繁に比較されており、人気メディアはこれを「スーパー土星」^[19][ ^20]または「ステロイドを投与された土星」と呼んでいる。[ ^10]^[21]

ディスクの半径は、J1407b のロッシュ限界である 0.001 AU (15 万 km、93 千マイル) をはるかに超えて広がっており、J1407b のディスクに見られる隙間からもわかるように、ディスク内で系外衛星(J1407b が褐色矮星の場合は系外惑星) が形成される可能性があります。^[15]^{: 1682} J1407b のディスクは、J1407b の進路面と地球の視線に対して 13° 傾いており、これがほぼ対称的な日食の光度曲線と、日食の入りと出の間の異なる継続時間を説明しています。^[4]^{: 12}^[5]^{: 2846}日食中のV1400ケンタウリの減光率の変化から、J1407bのディスクの高さと半径の比は約0.0015であることが示唆され、これは垂直ディスクの厚さ0.0009AU（13万km、8万4千マイル）に相当する。^[5]^{: 2850}^[d]

J1407b の食の深さが様々であることから、そのディスクはさまざまな同心円状のリングと不透明度の異なる隙間で構成されていることがわかる。2015 年にケンワーシーとママジェックが J1407b の食光曲線を分析したところ、J1407b のディスクは半径が 0.2 から 0.6 AU (3000 万から 9000 万 km、1900 万から 5600 万マイル) の少なくとも 37 個の異なるリングで構成されていることが判明した。^[14]^{: 1, 5}^[7]^{: 1} J1407b のディスクの最も内側のリングは半径 0.206 AU (3080 万 km、1910 万マイル) まで広がっており、ディスクの中で最も不透明な領域である。^[14]^{: 9}リングの質量密度が不透明度に比例すると仮定すると、J1407bのディスクの全質量はおよそ月の100倍（地球の1.23倍）となる。^[14]^{: 9}^[15]^{: 1686}

J1407bのディスクには、半径0.396～0.421 AU（5920万～6300万km、3680万～3910万マイル）の間に400万km（250万マイル）幅の隙間があり、これはほぼ地球サイズの（_J1407b^のディスク ^の隙間を形成する他のメカニズム、例えば複数の系外衛星間の軌道共鳴などは、J1407b のディスクに観測される他の特徴を生み出せない^こと^から、可能^性^は低いと考え^られて^いる。^[15]^{: 1684}全体として、J1407bのロッシュ限界の外側にあるリングとギャップの存在と、系外衛星の証拠を組み合わせると、J1407bのディスクは現在、より多くの系外衛星に集積している過程にあり、最終的には数十億年以内に衛星系（ J1407bが褐色矮星の場合は惑星系）になることが示唆されます。^[14]^{: 9}^[15]^{: 1682}

結合した仲間の仮説

ママジェクのチームは当初、V1400ケンタウリが十分に若いため、原始惑星系円盤が恒星とその推定上の伴星の周囲に存在する可能性があり、また、一方の構成要素が恒星周円盤に囲まれている食連星が知られている（例えばぎょしゃ座イプシロン星）ことから、束縛伴星仮説が妥当であると考えていた。^[4]^{: 8}現在では時代遅れとみなされているが、V1400ケンタウリを周回するJ1407bが恒星近傍の伴星または太陽系外惑星であるという仮説は、2015年にママジェクとケンワーシーがそれぞれの大学から発表したプレスリリースでJ1407bに関する研究を発表したことで普及した。^[22]^[23]

提案された軌道

J1407b が V1400 ケンタウリを周回しているという仮定に従えば、2007 年の日食中の J1407b の横方向の速度 35 km/s (22 mi/s) は、恒星の周りの公転速度と同じであるはずです。この公転速度は、J1407b の軌道離心率に応じて、さまざまな軌道周期を可能にします。J1407b が一定の軌道速度で円軌道を回っている場合、その公転周期は約 200 日になりますが、J1407b の軌道が変化する楕円軌道である場合、その公転周期は最大数年まで長くなる可能性があります。^[4]^{: 8}

2007年以降のV1400ケンタウリの明るさの継続的な観測では、日食のような減光の兆候は見られなかったため、J1407bがほぼ円形で周期が短い軌道を回っている可能性は排除された。^[14]^{: 9} 1890年から1990年までのアーカイブ観測におけるV1400ケンタウリの明るさのより広範な分析でも同様に日食の兆候は見られず、J1407bの10年から20年の軌道周期の可能性の90%が排除された。^[24]^{: 6–7}これらの観測では25年を超える軌道周期の可能性も排除されていないが、そのような長い軌道周期は、J1407bの極端に偏心した軌道を必要とし、J1407bのディスクを不安定にするため、ありそうにないと考えられている。^[24]^{: 6–7}全体として、これらの制約は、J1407bがV1400ケンタウリを周回する場合、14～17年（最も可能性の高い軌道周期は約16.5～17年）の軌道周期の範囲を示唆している。^[24]^{: 6}この軌道周期の範囲では、J1407bの軌道離心率は0.72～0.78でなければならない。^[24]^{: 7}

仮説の問題点

スティーブン・リーダーとマシュー・ケンワーシーによる2016年の研究では、J1407bの想定される偏心軌道の軌道力学を調査し、J1407bのディスクは質量に関わらず、J1407bのヒル半径（V1400ケンタウリに対するJ1407bの重力の影響の範囲）の大部分を占めるか、それを超えて広がっていることが判明した。これは、J1407bが近点で恒星に最も近づくたびに、V1400ケンタウリの重力の影響によってJ1407bのディスクが簡単に不安定になる可能性があることを意味している。^[16]^{: 2}偏心軌道におけるJ1407bのディスク安定性の問題を解決するために、リーダーとケンワーシーは、J1407bは少なくとも木星質量の20倍（M _J ）の褐色矮星でなければならず、そのディスクはJ1407bが主星を周回する方向とは逆方向に逆行運動しながらJ1407bを周回しなければならないと提案した。 ^[16]^{: 3–4}逆行軌道のディスクはV1400ケンタウリの重力の影響に対してより長く存続するが、それでも1万年のタイムスケールでゆっくりと縮小する。^[16]^{: 4}リーダーとケンワーシーは、逆行軌道のディスクの寿命は、J1407bの周りの彗星の潮汐破壊などの塵生成プロセスによって延長される可能性があることを示唆した。^[16]^{: 4} 2018年の研究では、5〜20木星質量のより低い質量が観測結果とわずかに一致することが判明しました。^[24]^{: 1,7}^[25]

逆行軌道の円盤の方が安定性が高いにもかかわらず、J1407b の円盤が平らで、V1400 ケンタウリを回ると想定される軌道に対して傾いている理由を説明できなかった。^[8]恒星の重力の影響は、J1407b の円盤を J1407b の赤道ではなく軌道面に再配置するほど強力であり、その結果、J1407b の円盤は大幅に歪むことになる。^[8]この問題に加えて、逆行軌道の円盤の起源と J1407b の想定される偏心軌道は、現在の惑星形成理論では簡単に説明できない。^[16]^{: 5} J1407b が V1400 ケンタウリを周回する軌道で形成された伴星である場合、その円盤は順行軌道で、恒星の周りの軌道と同じ方向に J1407b を周回すると予想される。^[16]^{: 5}

J1407b の想定される偏心軌道を説明する仮説の 1 つは、V1400 ケンタウリに、J1407b の外側を周回し、その軌道を重力で摂動させている、検出されていない別の恒星下級の伴星がある可能性があるというものです。^[7]^{: 2}^{しかし、J1407b の想定軌道の距離を超えて追加の恒星下級の伴星が存在する可能性は、2012 年から 2013 年にかけてさまざまな望遠鏡を使用して J1407b の探索を試みたママジェクのチームによってすでに低いことが示されていました。 [12]}^{: 412} 近赤外線で V1400 ケンタウリを高解像度で撮影した結果、恒星から数 AU 以内に J1407b や褐色矮星質量の伴星の兆候は見つかりませんでした。^[12]^{: 414–415} V1400ケンタウリのドップラー分光法では、12 Mを超える_Jの伴星が恒星を周回している。^[12]^{: 422}さらに、2001年から2020年までの19年間にわたるV1400ケンタウリの明るさの継続的な観測では、2007年のJ1407bの日食の前後に木星サイズの太陽系外惑星や恒星より小さい伴星が通過した証拠は見つかりませんでした。 ^[7]^{: 2}全体として、日食が繰り返されないこと、伴星が検出されないこと、J1407bの偏心軌道とディスクの安定性を説明することが複雑なことから、J1407bはV1400ケンタウリを周回しているのではなく、自由浮遊物体である可能性が高いことが示唆されています。^[24]^{: 1}^[1]^{: 2}

非結合オブジェクト仮説

2015年の研究で、ママジェクとケンワーシーは当初、J1407bが自由浮遊物体であるという考えを否定した。それはありそうにないと思ったからだ。彼らの推論は、恒星やその他の星間物体は通常、互いに非常に遠く離れているため（投影距離約1,000 AU）、2つの非結合物体が偶然地球の視線上に並び、互いを覆い隠す可能性は極めて低いというものだ。 ^[14]^{: 9}彼らはさらに、J1407bの巨大な円盤の存在は、この物体がその位置を取り囲む恒星よりもかなり若いことを意味しており、J1407bの起源を説明するのが困難であると主張した。^[14]^{: 9}しかし、彼らは最終的に、結合伴星仮説に問題があることを発見したため、J1407bの性質に関する立場を再考した。^[1]

ALMA観測

2017年、ケンワーシーと共同研究者は、アタカマ大型ミリ波干渉計（ALMA）を使用してJ1407bの探索を実施しました。ALMAは、ミリ波の電波周波数でリング状の恒星下天体からの熱放射を検出できます。^[1]^{: 2} ALMAの高解像度の電波画像では、星から100ミリ秒角（mas）以内に束縛された伴星の証拠は示されませんでしたが、近くの天体は検出されました。 V1400ケンタウリの観測位置から438 ± 8マス離れている。 ^[1]^{: 3–4} V1400ケンタウリの地球からの距離では、この角度分離は61AUの投影距離に相当し、これはJ1407bの提案された軌道と一致するには遠すぎる。^[1]^{: 3–4}観測された角度分離は、予想される距離（2007年から2017年の間にJ1407bの横方向速度で移動する非束縛物体が移動した距離は543 ± 82ミリ秒であり、これが自由浮遊物体であればALMA天体がJ1407bである可能性がある。 ^[1]^{: 3} ALMA天体がJ1407bであれば、その固有運動は43ミリ秒/年となる。^[1]^{: 3} ALMA天体の熱放射輝度も、サブミリメートルサイズの塵粒子の温かい円盤に囲まれた恒星下物体であることと一致しており、J1407bである可能性をさらに裏付けている。^[1]^{: 1, 4}

2019年、ケンワーシーと共同研究者は、超大型望遠鏡による高解像度画像を使用してJ1407bの追跡調査を試みた。^[1]^{: 2}近赤外線で撮影されたこれらの画像では、ALMAの天体は検出されず、30 AU（0.25秒角）を超える6 M _{J未満の恒星間物体や}V1400ケンタウリから100AU（0.70秒角）を超える4M _J以上の天体。 ^[1]^{: 3} ^[1]^{: 2}近赤外線波長でこれらの非検出により、質量の上限はALMA天体の質量は6 M _J未満であり、これは準褐色矮星または放浪惑星となる。13 M _{J は}褐色矮星の閾値である。^[1]^{: 2} ALMA の天体は若い惑星から放出された可能性があるが、J1407b であれば、その横方向の速度から、さそり座・ケンタウルス座連星系から来たものではないことが示唆される。^[1]^{: 1, 4}

ALMA天体の特性はJ1407bのものと一致するように見えますが、一度しか観測されていないため、正しい方向と速度で移動しているかどうかはまだ確認されていません。^{[1] :}⁵ ALMA天体は静止した背景銀河であるか、画像ノイズによる誤検出である可能性がありますが、これら2つの可能性は低いと考えられています。^{[1] :}⁵ ALMAは2024年の6月と7月にV1400ケンタウリを再観測しており、データが分析されて公開されると、天体の性質が確認されます。^[26]

参照

通過する周二次円盤のリスト
太陽系外衛星候補のリスト
HIP 41378 f、リングを持つ可能性が高い太陽系外惑星
周惑星円盤に囲まれた褐色矮星/放浪惑星の例:

注記

^ van Werkhoven et al. (2014) によると、J1407b の日食の開始時刻と終了時刻は、それぞれ修正ユリウス日(MJD) 54197 と 54255 です。^[5]^{: 2847}これをユリウス日(JD)に変換するには、MJD に 2400000.5 を加えます。これにより、日食の開始時刻と終了時刻はそれぞれ JD 2454197.5 と JD 2454255.5 になります。これらの JD の日付を暦日に変換すると、それぞれ 2007 年 4 月 7 日UTCと 2007 年 6 月 4 日 UTC になります。^[6]
^ ab 2つの異なるフラックス（明るさ）値の等級差は、Δ m = –2.5log( F 2 / F 1 )という式で表されます。V1400 Centauriの場合、_F 1は_日食前の_明るさ、F _{2 は}日食中盤の明るさです。明るさの比率F ₂ / F ₁は、日食前の明るさと比較して星がどれだけ暗くなったかを表します。F ₂ / F _{1の式を整理すると、}F ₂ / F ₁ = 10 ^–Δ^m^/2.5となります。Δ m = 3.3の深日食では、V1400 Centauriは日食前の明るさのおよそ F 2 / F 1 = 5% に暗くなりました（つまり_、光の₉₅ %が遮られました）。 Δ m = 1.0の日食では、V1400ケンタウリは日食前の明るさのおよそF ₂ / F ₁ = 40%（または60%の光が遮断された）まで暗くなった。これらの計算は、van Werkhoven et al.（2014）の図6に示されている正規化されたフラックスプロットを見ることで検証できる。^[5]^{: 2849}
^ 土星のEリングの外縁は、土星から半径約48万km（30万マイル）離れている。^[17] J1407bの場合、周惑星円盤の外縁の半径は9000万km（5600万マイル）で、^[14]これは土星のEリングの約188倍である。
^ J1407b のディスク半径 ( r = 0.6 AU) に高さと半径の比h / r = 0.0015を掛けると、高さh = 0.0009 AU となります。

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外部リンク

ウィキメディア・コモンズの J1407b に関連するメディア
ロチェスター大学のエリック・ママジェクのウェブページ
J1407b に関する Matthew Kenworthy のウェブページ
別の惑星の周りのリングは太陽系外衛星によって形成された可能性がある、ルース・アンガス、アストロバイト、2015 年 2 月 5 日。

[7] van Werkhoven et al. (2014) によると、J1407b の日食の開始時刻と終了時刻は、それぞれ修正ユリウス日(MJD) 54197 と 54255 です。^[5]^{: 2847}これをユリウス日(JD)に変換するには、MJD に 2400000.5 を加えます。これにより、日食の開始時刻と終了時刻はそれぞれ JD 2454197.5 と JD 2454255.5 になります。これらの JD の日付を暦日に変換すると、それぞれ 2007 年 4 月 7 日UTCと 2007 年 6 月 4 日 UTC になります。^[6]

[magdiff-9] 2つの異なるフラックス（明るさ）値の等級差は、Δ m = –2.5log( F 2 / F 1 )という式で表されます。V1400 Centauriの場合、_F 1は_日食前の_明るさ、F _{2 は}日食中盤の明るさです。明るさの比率F ₂ / F ₁は、日食前の明るさと比較して星がどれだけ暗くなったかを表します。F ₂ / F _{1の式を整理すると、}F ₂ / F ₁ = 10 ^–Δ^m^/2.5となります。Δ m = 3.3の深日食では、V1400 Centauriは日食前の明るさのおよそ F 2 / F 1 = 5% に暗くなりました（つまり_、光の₉₅ %が遮られました）。 Δ m = 1.0の日食では、V1400ケンタウリは日食前の明るさのおよそF ₂ / F ₁ = 40%（または60%の光が遮断された）まで暗くなった。これらの計算は、van Werkhoven et al.（2014）の図6に示されている正規化されたフラックスプロットを見ることで検証できる。^[5]^{: 2849}

[20] 土星のEリングの外縁は、土星から半径約48万km（30万マイル）離れている。^[17] J1407bの場合、周惑星円盤の外縁の半径は9000万km（5600万マイル）で、^[14]これは土星のEリングの約188倍である。

[25] J1407b のディスク半径 ( r = 0.6 AU) に高さと半径の比h / r = 0.0015を掛けると、高さh = 0.0009 AU となります。

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