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 2010 年 8 月 26 日に NASA のケプラー宇宙望遠鏡によって観測された、ケプラー 11 号の前を 3 つの惑星が同時に通過する様子を描いた想像図。 | |
| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | 白鳥座 |
| 赤経 | 19時間48分27.6226秒[1] |
| 偏角 | +41° 54′ 32.903″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 14.2 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | G6V [2] |
| 天体測量 | |
| 固有運動（μ） | ラ: 0.106(13) mas /年[1] 12月: −7.103(15) マス/年[1] |
| 視差（π） | 1.5476 ± 0.0117 マス[1] |
| 距離 | 2,110 ± 20 光年 (646 ± 5 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 4.7 [3] |
| 詳細[3] | |
| 質量 | 1.042 ± 0.005 メートル☉ |
| 半径 | 1.021 ± 0.025 ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.44 ± 0.02 cgs |
| 温度 | 5836 ± 7 キロ |
| 金属度[Fe/H] | 0.062 ± 0.007 デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 2.2 ± 0.2 km/秒 |
| 年 | 3.2 ± 0.9 ギガ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
| 韓国 | データ |
ケプラー11は、 2MASS J19482762+4154328とも呼ばれ、[5]太陽に似た恒星で、はくちょう座にあり、太陽よりわずかに大きい。地球から約2,110光年離れたところにある。NASAのケプラー計画が恒星を通過する可能性のある惑星を検出するために使用する衛星、ケプラー宇宙望遠鏡の視野内にある。2011年2月2日に発表されたこの恒星系は、これまでに発見された中で最もコンパクトで平坦な系の1つである。6つの惑星が通過する恒星系が発見されたのはこれが初めてである。発見された惑星はすべて地球よりも大きく、大きいものは海王星ほどの大きさである。
命名法と歴史
ケプラー11とその惑星は、 NASAのケプラーミッションによって発見されました。このミッションは、恒星の周りを移動する惑星を発見することを任務としています。ケプラーが使用するトランジット法では、恒星の明るさの低下を検出します。これらの明るさの低下は、地球から見ると、惑星の軌道が恒星の前を移動していると解釈できます。ケプラー11は、3つ以上のトランジット惑星を持つ最初の太陽系外惑星系として発見されました。[6]
ケプラー 11 はケプラー ミッションにちなんで名付けられました。ケプラーの視野内で惑星が発見されたことが確認された 11 番目の恒星です。惑星は内側からアルファベット順にb、c、d、e、f、gと命名されており、これらはそれぞれの恒星の名前に付けられた識別記号です。
特徴
ケプラー11はG型恒星で、質量は太陽の約104%、半径は太陽の約102%である。表面温度は約5836 Kで、年齢は約32億年と推定されている。[3]比較すると、太陽の年齢は約46億年で[7]、表面温度は5778 Kである。[8]
見かけの等級は14.2で、肉眼では見えないほど暗い。[2]
惑星系
知られているすべての惑星は恒星の横を通過します。つまり、地球から見ると、6 つの惑星の軌道はすべて恒星の前を横切るように見えます。地球の視線に対する惑星の傾斜、つまり視線からどれだけ上または下にあるかは、1 度強の差があります。これにより、各惑星の恒星の横通過を監視することで、惑星の周期と相対直径 (主星と比較) を直接測定できます。シミュレーションによると、惑星の軌道の平均相互傾斜は約 1° であり、これは、対応する数値が 2.3° である太陽系よりも、この系がより共面(平坦)であることを意味します。[2]
惑星b - fの推定質量は、地球と海王星の間に位置する。それらの推定密度はいずれも地球より低く、地球のような組成を持つ惑星は存在しないことを示唆している。[9]惑星c、d、e、f、gには相当量の水素/ヘリウム大気があると予測されているが、惑星b は水蒸気大気か水素大気で囲まれている可能性がある。[10] [11]密度が低いのは、鉄、岩石、そしておそらく H 2 O の核を取り囲む、体積が大きく拡張した大気によるものと考えられる。[11] [12] ケプラー 11 系の内部構成物質は、発見当時、海王星よりも小さい太陽系外惑星の中で最も包括的に理解されていたものであった。[13]現在、観測では惑星gの質量(<25 M E ) に確固たる制約は与えられていない。[10]しかし、形成と進化の研究によると、惑星g の質量は約7 M Eよりそれほど大きくないことが示されています。[11]
ケプラー 11 の惑星は、その場（観測された軌道位置）で形成されたか、その場外（ガス状の原始惑星系円盤との重力相互作用によって内側に移動しながら、恒星から離れた場所で形成を開始した可能性がある）で形成された可能性がある。この 2 番目のシナリオでは、惑星の質量のかなりの部分が H 2 Oであると予測されている。 [11] 形成シナリオに関係なく、惑星のガス成分は質量の約 20% 未満を占めるが、半径の約 40% から 約 60% を占める。2014 年の力学シミュレーションでは、ケプラー 11 の惑星系が過去にかなりの内側移動を経験し、最も狭い軌道上に低質量の惑星が観測されたパターンを生み出した可能性が示された。[14]より広い軌道上にある、まだ観測されていない追加のガス巨大惑星は、より小さな惑星がそれほど内側に移動するために必要である可能性が高い。[15]
この系は知られている中で最もコンパクトな系の一つである。惑星b - fの軌道は水星の軌道内に容易に収まり、惑星gはわずかに外側に収まる。軌道がこのように密集しているにもかかわらず、動的積分はケプラー 11 系が数十億年の時間スケールで安定する可能性を示している。[2]しかし、 bとc を含む永年共鳴により不安定に近づいている可能性がある。そうなると、b はcと衝突するほどの偏心を持つようになる可能性が高い。[16]
いずれの惑星も低比軌道共鳴状態にはない。低比軌道共鳴状態では、複数の惑星が重力で互いの軌道を引っ張り合って安定させ、その結果、軌道周期の比率が単純になる。[12]しかし、bとcの比率は5:4に近い。 [2]
この系には恒星を通過しない他の惑星が存在する可能性もあるが、それらは、その重力が目に見える惑星の運動に与える影響によってのみ検出可能となる（海王星が発見されたのとよく似ている）。現在のところ、軌道半径30 AUまでの他の巨大ガス惑星の存在は除外されている。[17]
参照
参考文献
- ^ abcd Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaia Data Release 3. コンテンツと調査プロパティの概要」.天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875.VizieR のこのソースの Gaia DR3 レコード。
- ^ abcdef Lissauer, Jack J.; et al. (2011). 「ケプラー11を通過する低質量、低密度の惑星が密集したシステム」. Nature . 470 (7332): 53–58. arXiv : 1102.0291 . Bibcode :2011Natur.470...53L. doi :10.1038/nature09760. PMID 21293371. S2CID 4388001.
- ^ abc Bedell, Megan; et al. (2017). 「ケプラー11は太陽の双子：正確な恒星特性評価によるベンチマーク惑星の質量と半径の見直し」.天体物理学ジャーナル. 839 (2). 94. arXiv : 1611.06239 . Bibcode : 2017ApJ...839...94B . doi : 10.3847/1538-4357/aa6a1d .
- ^ 「ケプラー 11」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。2018年5月9日に取得。
- ^ “2MASS J19482762+4154328”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。
- ^ Michael Mewhinney、Rachel Hoover、Trent J. Perrotto (2011年2月2日). 「NASAのケプラー宇宙船が特別な新惑星系を発見」NASA. 2020年2月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年2月4日閲覧。
- ^ Fraser Cain (2008年9月16日). 「太陽は何歳か?」Universe Today . 2011年2月19日閲覧。
- ^ Fraser Cain (2008年9月15日). 「太陽の温度」. Universe Today . 2011年2月19日閲覧。
- ^ ボイル、アラン(2011年2月2日). 「惑星の6パックがパズルを提起」. MSNBC Cosmic Log . 2011年2月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年2月4日閲覧。
- ^ abc Lissauer, Jack J.; et al. (2013). 「ケプラー11を周回する6つの惑星はすべて密度が低い」.天体物理学ジャーナル. 770 (2). 131. arXiv : 1303.0227 . Bibcode : 2013ApJ...770..131L . doi : 10.1088/0004-637X/770/2/131 .
- ^ abcd D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). 「ケプラー11惑星のその場および外の場の形成モデル」.天体物理学ジャーナル. 828 (1): id. 33 (32 pp.). arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID 119203398.
- ^ ab Naeye, Robert (2011年2月2日). 「ケプラーの6つの惑星からなるとんでもないシステム」. Sky & Telescope . 2011年2月4日閲覧。
- ^ ジョン・マトソン (2011年2月2日)。「世界の富: ケプラー宇宙船が6つの新しい太陽系外惑星を発見、さらに1,200個の可能性を示唆」。サイエンティフィック・アメリカン。 2011年2月20日閲覧。
- ^ TO Hands、RD Alexander、W. Dehnen、「ケプラーのコンパクト惑星系の組み立てを理解する」、2014年
- ^ Hands, TO; Alexander, RD (2015)、「巨大惑星が存在するかもしれない: 密集した惑星系の彫刻家としての目に見えない木星質量の惑星」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、456 (4): 4121–4127、arXiv : 1512.02649、doi : 10.1093/mnras/stv2897、S2CID 55175754
- ^ Contreras, AP Granados; Boley, AC (2018年3月5日). 「外惑星の存在下での密集惑星系のダイナミクス: Kepler-11とKepler-90を用いたケーススタディ」.天文学ジャーナル. 155 (3): 139. arXiv : 1802.01702 . Bibcode :2018AJ....155..139G. doi : 10.3847/1538-3881/aaac82 . S2CID 56471148.
- ^ Becker, Juliette C.; Adams, Fred C. (2017)、「目に見えない追加惑星摂動体のコンパクトな太陽系外惑星系への影響」、Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、468 (1): 549–563、arXiv : 1702.07714、Bibcode :2017MNRAS.468..549B、doi : 10.1093/mnras/stx461、S2CID 119325005
- ^ Kubyshkina, D.; Fossati, L.; Mustill, AJ; Cubillos, PE; Davies, MB; Erkaev, NV; Johnstone, CP; Kislyakova, KG; Lammer, H.; Lendl, M.; Odert, P. (2019). 「ケプラー11システム：恒星の高エネルギー放射の進化と初期の惑星大気の質量分率」.天文学と天体物理学. 632 : A65. arXiv : 1910.09877 . Bibcode :2019A&A...632A..65K. doi :10.1051/0004-6361/201936581. S2CID 204824003.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、ケプラー11に関連するメディアがあります。
- 公式発表：NASAのケプラー宇宙船が驚くべき新しい惑星系を発見 2020年2月1日、Wayback Machineにアーカイブ
- YouTube: ケプラー11惑星系のアニメーション
- ケプラー 11 惑星系の軌道と惑星の大きさ
- 天文学者、太陽系外惑星6個を発見
- NASA 天文写真集: ケプラー 11 号の 6 つの世界 (2011 年 2 月 3 日)