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| 発見 | |
|---|---|
| 発見場所 | ケプラー宇宙望遠鏡 |
| 発見日 | 2015 |
| 交通 | |
| 軌道特性[1] | |
| 0.159 10+0.000 46 −0.000 47 オーストラリア21,380,000 km | |
| 偏心 | 0.09+0.12 −0.09[2] |
| 32.940 045 ± 0.000 100 日 | |
| 354.3 ° [3] | |
| 星 | K2-18 |
| 身体的特徴 | |
| 2.610 ± 0.087 🜨 | |
| 質量 | 8.63 ± 1.35 メートル🜨 |
平均密度 | 2.67+0.52 −0.47 グラム/cm 3 |
| 12.43+2.17 −2.07 メートル/秒2 | |
| 温度 | 265 ± 5 K (-8 ± 5 °C ) |
K2-18b は、 EPIC 201912552 bとしても知られ、地球から124光年(38 パーセク) 離れた赤色矮星K2-18 を周回する太陽系外惑星です。この惑星は海王星のすぐそばにあり、半径は地球の約2.6倍で、恒星の居住可能領域内を33日間で公転しています。つまり、地球が太陽から受ける光とほぼ同じ量の恒星の光を受けています。当初はケプラー宇宙望遠鏡で発見され、その後、惑星の大気を研究するためにジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって観測されました。
2019年、 K2-18bの大気中に水蒸気が存在することが報告され、この系への注目が集まった。2023年、JWSTはK2-18bの大気中に二酸化炭素とメタンを検出した。JWSTのデータは、水素が豊富な大気を持つ水の海惑星、およびガスが豊富なミニ海王星を示しているとさまざまに解釈されている。K2-18bは、温度を除けば、地球よりも 天王星や海王星のようなガス惑星に似ている、居住可能な可能性のある世界として研究されてきた。
ホストスター
K2-18は、スペクトル型M3V [4]のM型矮星で、しし座[5]に位置し、太陽から38.025 ± 0.079パーセク(124.02 ± 0.26 光年) 離れている。[1]この恒星は太陽よりも冷たく小さく、温度は3,457 K (3,184 °C、5,763 °F)、半径は太陽の45%である[6]。また、肉眼では見えない[7] 。この恒星の年齢は24億±6億年[8]で、中程度の恒星活動を示しているが、恒星黒点[9]があるかどうかは不明である。恒星黒点があると、惑星が横切ったときに[a]誤った信号が生じる傾向がある[11]。[11] [9] K2-18にはK2-18bの軌道の内側にK2-18cという追加の惑星があり、[12]潮汐を通じてK2-18bと相互作用する可能性がある。[b] [14]
M型矮星の最大80%はハビタブルゾーン内に惑星があると推定されており、[6] LHS 1140、プロキシマ・ケンタウリ、TRAPPIST-1などの恒星もその1つです。これらの恒星は質量が小さく、サイズも小さく、温度も低く、惑星の公転頻度が高いため、惑星の特徴づけが容易です。一方、恒星の明るさが低いため、惑星の分光分析が困難になることがあります。[15] [6]また、恒星は頻繁に活動しており、フレアや恒星表面の不均質性（白斑や黒点）が見られるため、惑星の調査時に誤ったスペクトル信号が生成される可能性があります。[10]
物理的特性
K2-18bの半径は2.610 ± 0.087 R 🜨、質量8.63 ± 1.35 M Eで、33日かけて主星の周りを公転します。[6]地球からは、主星の前を通過するのが見えます。[16]この惑星はおそらく主星に潮汐固定されていますが、軌道離心率を考慮すると、水星のような自転軌道共鳴も考えられます。[17]
K2-18bの密度は約2.67+0.52
−0.47 g/cm 3 –地球と海王星の中間– 惑星が水素に富んだ外層を持っていることを示唆している。 [c] [15]惑星は厚い外層を持つ岩石惑星か、海王星のような組成を持つ可能性がある。 [d] [19] [20]薄い大気を持つ純粋な水惑星は可能性が低い。 [21]半径約1.5～2 R 🜨の惑星は、予想される発生率に比べて意外に少なく、この現象は半径の谷として知られています。おそらく、中間の半径を持つ惑星は、自身のエネルギー出力と恒星からの放射によって大気が逃げる傾向があり、大気を保持できないのでしょう。 [ 22]さらに半径の小さい惑星はスーパーアース、半径の大きい惑星はサブネプチューンとして知られています。[23]
この惑星は数百万年かけて形成された可能性がある。[24] [25] 潮汐加熱は考えにくい。[12]内部加熱は深部の温度を上昇させる可能性があるが、表面温度に大きな影響を与える可能性は低い。[25]海が存在する場合、その下には岩石の核の上に高圧の氷層があり、[26]核と海の間の物質の流れを妨げることで惑星の気候を不安定にする可能性がある。[27]
可能性のある海
臨界点を超える温度では、液体と気体は異なる相ではなくなり、海と大気の分離はなくなります。 [28]観測結果がK2-18bに別の液体の海が存在することを示唆しているかどうかは不明であり、[2]そのような海を外部から検出することは困難です。[29]その存在は、惑星の質量と半径のみから推測または排除することはできません。[30]
液体の水の海の存在は不確かである。[31]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による観測以前は、水の超臨界状態の方が可能性が高いと考えられていた。 [32]当初、JWST の観測は、流体とガスの界面、つまり液体の海とより一致すると考えられていた[33] -炭化水素やアンモニアなどの微量ガスは、大気が存在する場合、大気から海洋に失われる可能性があるため、それらの存在は海洋と大気の分離がないことを意味する可能性がある。[34]その後の研究では、マグマの海もアンモニアを溶解して観測結果を説明できる可能性があることが判明したが[35]、観測された二酸化炭素濃度は説明できない。[36]二酸化炭素濃度がミニ海王星/深部水素大気モデルで説明できるかどうかは不確かである。[37] [38]別の論文では、液体の水の海モデルでは、十分な量のメタンを生成するために生物圏の存在が必要であると示唆している。[37]
大気と気候
ハッブル宇宙望遠鏡による観測では、K2-18b の大気は水素で構成されていることが判明している。[39]水蒸気が存在する可能性は高いが[40]不確実性もある。[41]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測では濃度が 0.1% 未満であることが示されており[42] 、これは JWST が乾燥した成層圏を観測したためである可能性がある[33]。大気は効率的なコールド トラップを持っていると考えられているからである。 [38] アンモニア濃度は測定できないほど低いと思われる。[e] [39] JWST の観測では、メタンと二酸化炭素がそれぞれ大気の約 1% を占めていることが示されている。[45] [46]その他の炭素酸化物は報告されておらず[47]、それらの濃度の上限 (数%) のみが確立されている。[48]大気は惑星の質量の最大 6.2% を占め、[19]その組成はおそらく天王星と海王星のそれに似ている。[49]
大気中にもやがあるという証拠はほとんどないが、[50] K2-18bで形成される可能性がある唯一の種類の雲である水雲の証拠は矛盾している。[52]存在する場合、雲は氷である可能性が高いが、液体の水が存在する可能性もある。[53]水以外にも、惑星の特性に応じて、塩化アンモニウム、硫化ナトリウム、塩化カリウム、硫化亜鉛がK2-18bの大気中に雲を形成する可能性がある。[54]ほとんどのコンピュータモデルは、高高度で温度逆転が形成され、成層圏が形成されると予想している。[55]
進化
恒星からの高エネルギー放射、例えば硬質[f] 紫外線やX線は、上層大気を加熱し、水の光分解によって生成された水素で満たし、惑星から逃げることができる拡張された水素に富んだ外気圏[58]を形成すると予想されています。 [8] K2-18bがK2-18から受けるX線と紫外線のフラックスは、太陽からの同等のフラックスよりもかなり高く、[8]硬質紫外線放射フラックスは、この外気圏を約1/1000の速度で逃げさせるのに十分なエネルギーを提供します。350+400
−290毎秒10トンの放射量で、惑星の寿命の間にその大気を除去するには遅すぎる。[59]惑星の通過中にライマンアルファ放射線の放出量が減少するのを観測すると、そのような外気圏の存在が示される可能性があるが、この発見には確認が必要である。[60]
代替シナリオ
惑星の周囲の大気を検出することは困難であり、報告されたいくつかの発見は議論の余地があります。[61] Barclay et al. 2021は、水蒸気の信号はK2-18bの大気中の水ではなく、恒星の活動によるものである可能性があると示唆しました。[4] Bézard et al. 2020は、メタンがより重要な成分である可能性があり、約3〜10％を占め、水は大気の約5〜11％を構成する可能性があると提案しました。 [52] Bézard、Charnay、Blain 2022は、水の証拠は実際にはメタンによるものであると提案しましたが、[62]そのようなシナリオは可能性が低いです。[63]
モデル
K2-18bの気候をシミュレートするために気候モデルが使用されており、K2-18bの結果の相互比較は、海王星より下の惑星の気候をシミュレートするCAMEMBERTプロジェクトの一部です。[64] K2-18bで行われた気候モデリングの取り組みには次のものがあります。
- Charnay et al. 2021は、惑星が潮汐固定されていると仮定して、温度勾配が弱い大気と、夜側に下降気流、昼側に上昇気流がある風系を発見した。上層大気では、メタンによる放射吸収によって逆転層が生成された。[65]雲は、大気の金属量が高い場合にのみ形成され、その特性は雲粒子のサイズと大気の組成と循環に大きく依存した。雲は主に恒星下点と境界で形成された。降雨があった場合、それは地表に到達できず、代わりに蒸発して星雲を形成した。[66]スピン軌道共鳴によるシミュレーションでは、雲の分布は大幅に変化しなかった。[67]彼らはまた、恒星通過中の大気の外観をシミュレートした。[68]
- イネスとピエールハンバート（2022）は、異なる自転速度を想定したシミュレーションを行い、高自転速度を除いて、極と赤道の間に大きな温度勾配はないという結論を出しました。[69]彼らは、赤道上空と高緯度にジェット気流が存在し、地表では赤道ジェットが弱いことを発見しました。[70]
- Hu 2021は惑星の化学反応のシミュレーションを行った。[51]彼らは、光化学反応では外気からアンモニアを完全に除去することはできないと結論付けた。 [71]また、炭素酸化物とシアン化物は中層大気で生成され、そこで検出される可能性がある。 [72]このモデルは、水雲を貫通してその上方に広がる硫黄のもや層が形成される可能性があると予測している。このようなもや層は惑星の大気の調査をはるかに困難にするだろう。[73]
- ツァイら2024は化学モデルと物理モデルを実行した。[74]彼らは対流圏に順行ジェット気流、上空に逆行ジェット気流を発見した。高度0.0001バールの高気圧と、その間の熱循環がある。[75]彼らは、ジメチルスルフィドが検出可能になるためには、その生成量が地球の20倍を超える必要があることを発見した。 [76]これは、あり得る生態系では不可能ではない速度である。[77]いくつかの炭化水素はジメチルスルフィドの信号を覆い隠すことができる。[78]
居住性
入ってくる恒星からの放射線は1368+114
−107 W / m 2 で、地球が受ける平均日射量と同程度である。 [6] K2-18bは、その恒星の居住可能領域内またはわずかに内側に位置しており、 [79] （ [80]暴走温室効果閾値に近いかもしれないが[81]には達していない）温室効果がない場合の温度は約250 K（-23 °C、-10 °F）から300 K（27 °C、80 °F）である。 [15]この惑星が実際に居住可能かどうかは、大気の性質[32]と雲のアルベド[74]およびもや[82]に依存する。大気の深層は高温すぎる可能性があり[44]、水を含む層は[27]生命の発達に適した温度と圧力を持っているか、そうでない可能性がある。 [83]
地球の微生物は水素が豊富な大気中でも生存できるため、水素は生命にとって障害にはならない。しかし、生命の存在を判定するために使用される多くのバイオシグネチャーガスは、水素が豊富な大気中で発見された場合、信頼できる指標とはならないため、K2-18bでの生物活動を特定するには別のマーカーが必要になる。[84] Madhusudhanらによると、これらのマーカーのいくつかは、十分な数の観測を行った後、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で検出できる可能性がある。 [85]
発見と研究の歴史
この惑星は2015年にケプラー宇宙望遠鏡によって発見され、[86] [87] [88]、後にスピッツァー宇宙望遠鏡とドップラー速度法によってその存在が確認された。[58]通過の分析により、見えない伴星、[88]複数の惑星、または観測の系統的誤差が原因であるという可能性は排除された。 [89]星の半径の初期の推定には大きな誤差があり、惑星の半径の推定が不正確になり、惑星の密度が過大評価された。[90] 2019年にK2-18bで水蒸気の分光特性が発見されたことは、ホットジュピターではない太陽系外惑星で水蒸気が発見された最初の例であり[8]、多くの議論を呼んだ。[29]
K2-18b は太陽系外惑星研究のテストケースとして使われてきた。 [51] K2-18b の特性から、豊富な液体の水と水素の外殻を持つタイプの惑星である「ハイセアン惑星」の定義が生まれた。このような組成の惑星は、以前は居住するには高温すぎると考えられていたが、K2-18b の発見は、生命を育む液体の水の海を抱くには低温である可能性があることを示唆している。水素の外殻の強い温室効果により、恒星化率が低くても居住可能な状態を維持できる可能性がある。[91] K2-18b はおそらく最もよく知られている「ハイセアン惑星」である。[92]ハイセアン以外の組成の惑星も考えられ、居住可能と居住不可能の両方がある。[93] [74]
大気中にジメチルスルフィド（DMS）とメチルクロライドが存在するという証拠がいくつかある。地球の大気中のDMSの大部分は海洋環境の植物プランクトンから放出されているため、DMSの存在は潜在的なバイオシグネチャーであるが[94]、 DMSの存在を確認し、化合物の地質学的または化学的起源を排除するためのさらなる観測が必要である。[95] [96]一部の科学者は、K2-18bでのDMS信号の統計的有意性、および地球とは異なる環境でのその推定検出の理解方法について懸念を表明している。[97] 2024年に、Woganらは、高メタン濃度はメタン生成生命の存在[98]または惑星が生命にとって高温すぎる場合の深部からのガスの上方混合のいずれかを意味する可能性があると示唆した。[99]
2024年1月に惑星協会のウェブサイトで配信されたポッドキャストでは、 NASAの天体物理学者ニコル・コロンがJWSTによるK2-18bの観測から得られた科学的成果の一部について説明している。JWSTのMIRI機器からのデータは2024年1月に収集される予定で、コロンは「MIRIはこれらの分子からのさらなる特徴や吸収特徴を確認し、私たちが見たものの存在やその豊富さを再度検証することができるだろう」と述べた。コロンはまた、大気中に水が存在する証拠がないことについても語っている。「JWSTのデータが基本的に大気中に水が存在するという強い証拠を見つけなかったという事実は、いくつかのことを示している可能性がある」。[100]
参照
- 地球外液体水 – 地球外で自然に発生する液体水
- 天然衛星の居住可能性 – 天然衛星が生命にとって住みやすい環境を持つ可能性の尺度
- 赤色矮星系の居住可能性 – 赤色矮星の周囲に生命が存在する可能性のある要因
- 居住可能な可能性のある太陽系外惑星のリスト
- 惑星の居住可能性 – 惑星が生命にとってどの程度適しているか
注記
- ^ 太陽面を通過する惑星の観測は、惑星の外観と惑星に覆われていない恒星の表面の外観を比較することに依存しているため、恒星の外観の変化が惑星の影響と混同される可能性があります。[10]
- ^ 潮汐相互作用とは、重力を介して、互いに運動している天体間で起こる相互作用のことである。[13]
- ^ エンベロープとは、惑星自体とともに原始惑星系円盤から発生した大気のことである。ガス惑星では、大気が惑星の質量の大部分を占める。[18]
- ^ 海王星のような構成は、水と岩石の他に、惑星にかなりの量の水素とヘリウムが含まれていることを示唆している。[19]
- ^ 海王星のような太陽系外惑星の大気中のアンモニアとメタンの不足は「メタン不足問題」として知られており、2021年現在も未解決の謎となっている[アップデート]。[43]アンモニアとメタンの濃度が異常に低いのは、生命、光化学プロセス[32]、またはメタンの凍結によるものである可能性がある。[44]
- ^ ハードUV放射とは、波長の短いUV放射のことです。[56]波長が短いということは、周波数が高く、光子あたりのエネルギーが大きくなることを意味します。[57]
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外部リンク
- K2-18 b 確認済み惑星の概要ページ、NASA 太陽系外惑星アーカイブ
- NASA、珍しい水の海の兆候を発見し、遠方の惑星に生命が存在する可能性があると発表 - MSN ニュース
