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 ケプラー10cと地球および海王星の大きさの比較 | |
| 発見[1] | |
|---|---|
| 発見日 | 2011年5月23日発表[2] |
| トランジット（ケプラーミッション）[2] | |
| 軌道特性 | |
| 0.2407+0.0044 −0.0053[3] オーストラリア | |
| 45.29485+0.00065 −0.00076[3] d | |
| 傾斜 | 89.65+0.09 −0.12[3] |
| 星 | ケプラー10 [4] |
| 身体的特徴 | |
| 2.35+0.09 −0.04[5 ] R🜨 | |
| 質量 | 7.37+1.32 −1.19[6 ]わたし |
平均密度 | 3.14+0.63 −0.55[6] g cm −3 |
| 温度 | 温度：584+54 −17[5]か |
ケプラー10cは、地球から608光年離れたりゅう座にあるG型恒星[1]ケプラー10を周回する太陽系外惑星である。 2011年1月にケプラー10bが発見されたときから惑星候補として見られていたが、2011年5月にケプラー宇宙望遠鏡チームによって発見が発表された。チームは、NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡のデータと、ほとんどの誤検知を排除するBLENDERと呼ばれる技術を使用して観測を確認した。ケプラー10cは、ケプラー9dとケプラー11gに続いて、統計的に（実際の観測ではなく確率に基づいて）確認された3番目のトランジット惑星であった。ケプラーチームは、ケプラー10cの発見につながった統計的手法が、ケプラーの視野内の多くの惑星を確認するために必要になると考えている。[1]
ケプラー10cは、太陽と地球の平均距離の4分の1の距離を45日ごとに周回している。初期の観測では、半径が地球の2倍以上で、密度も高いことが示されており、主に岩石で構成され、質量の約5〜20％が氷であることが示唆されている。[5] [1] [7]比較すると、地球の海は地球の質量のわずか0.02％を占め、[8]マントルにはこの数倍の量が蓄えられている可能性がある。[9] しかし、2017年にHARPSとHIRESの両方のデータを使用したより慎重な分析により、ケプラー10cは大きな地球型惑星ではなく、地球の約7倍の質量を持つ典型的な揮発性物質に富んだ惑星であることが明らかになった。[10] [6]
発見と確認
2011年1月、恒星ケプラー10の軌道上で、近くを周回する惑星ケプラー10bが確認された。これは、惑星の通過挙動（ケプラー10の前を横切り、周期的に暗くする）の測定と、ケプラー10のスペクトルで検出された視線速度効果の測定の結果であり、この惑星が実際に惑星であることを証明するために必要な情報が提供された。[1]ケプラー10のスペクトルでは、さらに長周期の減光が検出され、系内に2つ目の惑星が存在することが示唆されたが、この信号には別の原因があり、通過イベントは偽陽性であった可能性も残っていた。[1]当時KOI 072.02と名付けられたこの天体の視線速度効果を測定する試みは実を結ばなかった。そのため、偽陽性のシナリオを排除するために、ケプラーチームはBLENDERと呼ばれる技術を使用した。[1]
BLENDERの応用は、スピッツァー宇宙望遠鏡のIRAC装置の使用によって補完され、2010年8月30日と11月15日に、KOI 072.02が通過したと思われる地点でのケプラー10の光度曲線をさらに定義するために使用されました。通過した物体は、恒星の特徴である色を出さないことがわかりました。これは、KOI 072.02が惑星であることをさらに示唆しました。[1]さらに、IRAC装置は、赤外線と可視光で恒星の光度曲線を比較したときに、通過信号に違いがないことを見出しました。ケプラー10と一直線に並ぶ恒星は、視覚的には似ているように見えるかもしれませんが、赤外線では異なって見えるでしょう。[11]
2010年6月18日、 WIYN天文台の3.5m望遠鏡がスペックル画像化に使用され、さらにパロマー天文台の5m望遠鏡のPHAROカメラが適応光学機能に使用された。これらの観測とWMケック天文台から取得したケプラー10のスペクトルの観測を組み合わせることで、近くの星の光がケプラー10の観測スペクトルを乱し、天文学者がケプラー10の軌道に2番目の惑星が存在すると信じるに至った結果を生み出している可能性は排除された。これらの可能性はすべて、そのような星がケプラー10の真後ろまたは真前に存在する場合を除いて事実上排除された。それでも、ケプラーチームは、地球から見たときに星が実際にケプラー10と一直線に並んでいる場合、そのような星はおそらく巨星ではないことを発見した。 [ 1]
より高い確実性が確立された後、ケプラーチームはBLENDERを使用して形成されたモデルをケプラー衛星によって収集された測光観測と比較しました。BLENDER技術により、ケプラーチームは、特に三重星系を含むほとんどの代替案を除外することができました。その後、BLENDERにより、ケプラーチームは、階層的三重星（単一の星と二重星の間の連星系）を表すすべてのモデルがケプラー10の光度曲線に似ている可能性があるが、前述の追跡観測でそれらすべてが検出されたであろうことを判断できました。階層的三重星を除外した後に残った唯一の可能なブレンドは、曲線が背景の星からの干渉によって引き起こされたのか、それとも実際に通過する惑星の軌道によって引き起こされたのかを判断するものでした。[1]
KOI 072.02 をケプラーの視野内にある他の 1235 個のケプラー天体と比較することで、天文学者は KOI 072.02 が惑星であることを高い確度で確認できるモデルを使用することができました。その後、KOI 072.02 はケプラー 10c と改名されました。 [1]この惑星の確認は、 2011 年 5 月 23 日のアメリカ天文学会ボストン会議で発表されました。 [2]
ケプラー10cは、光度曲線の浅いトランジットディップを検出することを期待してスピッツァーを使用して観測された最初のケプラーターゲットでした。ケプラー10cの発見当時、スピッツァーは、データを意味のある形で分析できる程度にケプラーデータ内の浅いトランジットを検出できる唯一の施設でした。この惑星は、ケプラー9dとケプラー11gに続いて、統計データの分析（実際の観測ではなく）によって検証された3番目のトランジット惑星でもありました。[1]ケプラー10cの確認論文では、ケプラーチームは、ケプラーの視野内の惑星の大部分がこの統計的な方法でどのように確認されるかについて議論しました。[11]
ホストスター
ケプラー10は、地球から187パーセク（608光年）離れたG型の恒星です。質量は太陽の0.895倍、半径は太陽の1.056倍で、質量は太陽よりわずかに小さいですが、大きさはほぼ同じです。
ケプラー10の有効温度は5627 Kで、太陽よりも低温です。また、この恒星は金属量が少なく、はるかに古いです。金属量は[Fe/H] = -0.15と測定されています（地球の太陽よりも29%少ない鉄です）。ケプラー10の測定年齢は約106億年です。[3]
ケプラー10の見かけの等級は11.2であり、地球上の肉眼では見ることができない。 [3]
特徴
ケプラー10cはケプラー10の2つの既知の惑星のうち最も外側にあり、0.2407 AUの距離を45.29485日で1周します。内側の惑星であるケプラー10bは岩石惑星[1]で、0.01684 AUの距離を約0.8日で周回します。[4]ケプラー10cの平衡温度は584 Kと推定されており、木星のほぼ4倍です。惑星の軌道傾斜角は89.65ºで、地球とケプラー10に対してほぼ真横です。ケプラー10cが主星の前を横切った地点で通過が観測されています。[4]
ケプラー 10c は、当初は質量が地球の 15 ～ 19 倍であると考えられていました。半径は地球の 2.35 (2.31 ～ 2.44) 倍 (したがって体積は地球の 12 ～ 15 倍) しかないため、放出または蓄積された水素を多く含む大気は、ケプラー 10 システムの 106 億年の寿命の間に失われるはずなので、大量の水素またはヘリウムガスを含む可能性は低いと考えられていました。代わりに、その組成は主に岩石で、質量の 5 ～ 20% が水分であると考えられていました。この水の大部分は、高圧の「ホット アイス」相の形をしている可能性が高いと考えられていました。[5] [7]しかし、2017年7月にHARPS-NとHIRESのデータをもっと注意深く分析したところ、ケプラー10cの質量は当初考えられていたよりもはるかに小さく、約7.37（6.18～8.69）M Eで平均密度は3.14 g/cm 3であることが判明した。ケプラー10cの質量がより正確に決定されたことから、主に岩石で構成されているのではなく、ほぼ完全に揮発性物質、主に水でできている世界であることが示唆されている。[6]
参照
参考文献
- ^ abcdefghijklm Fressin, François; et al. (2011). 「Kepler-10 c: 多重システムにおける 2.2 地球半径のトランジット惑星」.アストロフィジカルジャーナルサプリメントシリーズ. 197 (1). 5. arXiv : 1105.4647 . Bibcode :2011ApJS..197....5F. doi :10.1088/0067-0049/197/1/5. S2CID 38317440.
- ^ abc 「ケプラー10cと惑星検証の新手法」エイムズ研究センターNASA 2011年。2018年4月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年10月1日閲覧。
- ^ abcde Jean Schneider (2011). 「惑星Kepler-10 cに関する注記」.太陽系外惑星百科事典. 2011年6月17日閲覧。
- ^ abc 「ケプラーの発見」エイムズ研究センターNASA 2011年。2010年5月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年6月17日閲覧。
- ^ abcd HARPS-N によって再訪されたケプラー 10 惑星系: 熱い岩石の世界と固体の海王星質量惑星、ザビエル デュムスク、アルド S. ボノモ、ラファエル D. ヘイウッド、ルカ マラボルタ、ダミアン セグランサン、ラース A. ブッチャベ、アンドリュー・コリアー・キャメロン、デヴィッド・W・レイサム、エミリオ・モリナリ、フランチェスコ・ペペ、ステファンユードリー、デヴィッド・シャルボノー、ロザリオ・コセンティーノ、コートニー・D・ドレッシング、ペドロ・フィゲイラ、アルドFMフィオレンツァーノ、サラ・ゲッテル、アヴェット・ハルトゥニャン、キース・ホーン、メルセデス・ロペス＝モラレス、クリストフ・ロヴィス、ミシェル・マヨール、ジウージ・ミセラ、ファテメ・モタレビ、ヴァレリオ・ナシンベニ、デヴィッドF. フィリップス、ジャンパオロ ピオット、ドンディディエ・ポラッコQueloz、Ken Rice、Dimitar Sasselov、Alessandro Sozzetti、Andrew Szentgyorgyi、Chris Watson、（2014 年 5 月 30 日提出）
- ^ abcd Rajpaul, V. (2017年7月)、「Kepler-10cの質量の特定：サンプリングとモデル比較の重要性」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、471 (1): L25–L130、arXiv : 1707.06192、Bibcode :2017MNRAS.471L.125R、doi : 10.1093/mnrasl/slx116。
- ^ ab Clavin, Whitney (2014年6月2日). 「天文学者、巨大な岩石惑星に困惑」NASA . 2014年6月3日閲覧。
- ^ Fraser Cain (2010). 「地球の何パーセントが水なのか?」Universe Today . 2014年6月24日閲覧。
- ^ Megan Fellman (2014). 「地球深部に海水が存在するという新たな証拠」（プレスリリース）ノースウェスタン大学。 2014年6月24日閲覧。
- ^ Santos, Leonardo dos (2017-08-07). 「Kepler-10c の質量の再考: 視線速度ゲームの向上」. Astrobites .
- ^ ab 「惑星？チェック」。ジェット推進研究所。カリフォルニア工科大学/NASA。2011年。 2011年6月17日閲覧。