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 ケプラー11b（灰色）と海王星および地球の大きさの比較。 | |
| 発見[1] | |
|---|---|
| 発見者 | ケプラーチーム |
| 発見日 | 2011年2月2日[2] |
| トランジット（ケプラーミッション）[2] | |
| 軌道特性 | |
| .091 AU (13,600,000 km) | |
| 10.30375 [3] d | |
| 傾斜 | 88.5 [3] |
| 星 | ケプラー11（KOI-157） |
| 身体的特徴 | |
| 1.83+0.07 −0.04[4 ] R🜨 | |
| 質量 | 2.78+0.64 −0.66[4 ] <メ |
平均密度 | 4.5+1.3 −1.3 グラム cm −3 |
| 温度 | 900 K (627 °C; 1,160 °F) [3] |
ケプラー11bは、NASAが主導する地球型惑星発見ミッションであるケプラー宇宙望遠鏡によって恒星ケプラー11の周囲に発見された太陽系外惑星である。ケプラー11bは質量が地球の約3倍未満、大きさが地球の約2倍であるが、密度が低い（≤ 3 g/cm 3）ため、地球のような組成ではない可能性が高い。ケプラー11bはケプラー11系の6つの惑星の中で最も高温で、系の他の惑星よりもケプラー11に近い軌道を回っている。ケプラー11bは、5つの対応する惑星とともに、3つ以上のトランジット惑星を持つ最初の発見された惑星系を形成しており、最も密集した既知の惑星系である。この系は、最も平坦な既知の惑星系でもある。[2]この惑星とその5つの姉妹惑星の発見は、追跡調査の後、2011年2月2日に発表された。[1]
命名と発見
ケプラー11bは2つの部分から名付けられている。名前の最初の部分は、恒星ケプラー11を周回していることに由来している。ケプラー11bの発見は他の惑星の発見と同時に発表されたため、ケプラー11bは発表された6つの惑星の中で最も内側にあるためbという指定が与えられた。主星ケプラー11は、KOI -157という名前でいくつかの潜在的な通過イベントのホストとしてフラグを立てたケプラーミッションにちなんで名付けられた。[5]ケプラー衛星はNASAが運営する宇宙望遠鏡で、地球から見て主星の前を横切る地球型惑星の発見を任務としている。これらの通過は主星の明るさの変動を引き起こし、これらの変化は惑星の存在を示唆する可能性があり、その後の観測で確認できる。[2]
カリフォルニア、ハワイ、カナリア諸島、アリゾナ、テキサスの地上望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡を使用してこれらの追跡観測が行われ、ケプラー11bの存在が確認されました。特に、ケプラー11bとケプラー11cの間の軌道共鳴効果の検出により、発見が確認されました。[1]ケプラー11bの発見は、2011年2月2日に公表されました。これは、3つ以上のトランジット惑星を持つ最初のシステムの一部であり、これまでに発見された中で最もコンパクトで平坦なシステムの一部でもあります。[2]ケプラー11の惑星系は、複数のトランジット惑星を持つ2番目の既知のシステムであり、恒星ケプラー9を周回する3つの確認された惑星（2つはトランジット）を上回ります。[1]
ホストスター
ケプラー11は白鳥座にある太陽のような恒星で、質量は0.95（± 0.1）M太陽、半径は1.1（± 0.1）R太陽である。言い換えれば、ケプラー11は太陽よりも約5％質量が小さく、10％広い。[5]この恒星の金属量は0（± 0.1）であり、これは恒星内の鉄（およびおそらく他の元素）のレベルが太陽とほぼ同じであることを意味する。金属量は惑星系において重要な役割を果たしており、金属量が高い恒星ほど周囲に惑星が検出される可能性が高くなります。[6]これは、金属量が高いほど、惑星を急速にガス巨星にするための物質が多くなるため、または金属量が高いとホスト恒星に向かう惑星の移動が増加し、惑星が検出されやすくなるためである可能性があります。 [7]この恒星には他に5つの惑星が公転していることが知られています。ケプラー11c、ケプラー11d、ケプラー11e、ケプラー11f、ケプラー11gです。[5]この系の最初の5つの惑星はすべて水星の軌道内に収まりますが、ケプラー11gはさらに外側を公転しています。[8]
ケプラー11の見かけの等級は14.2である。地球からは肉眼では見えにくいほど暗い。[3]
特徴
ケプラー11bは2.78と推定される+0.64
−0.66[4] 質量は地球の約3倍（またはそれ以下）、半径は地球の1.8倍で、質量は地球の約3倍（またはそれ以下）、大きさは地球の約2倍です。質量はケプラー11cの通過タイミングの変動を使用して決定され、データの質によって制限されます。[1] [9] [4] ケプラー11bは、ケプラー11惑星系でホストスターに最も近い惑星です。密度は4.5 g/cm 3と推定され、金星よりも低く、太陽系のガス惑星よりも高密度ですが、地球型惑星よりもわずかに密度が低いです。初期の推定では、地球のような組成ではないことが示唆されていますが、[10]それでも、主にヘリウムよりも重い元素で構成されています。[1] [9] [11] [4]惑星の有効温度は900 Kで、ケプラー11システムで発見された惑星の中で最も高温です。ケプラー11bは、0.091 AUの距離で10.30375日ごとに主星の周りを公転しています。比較すると、水星は0.387 AUの距離で87.97日ごとに太陽の周りを公転しています。 [12]ケプラー11bの傾斜角は88.5°で、軌道面からわずかに外れていますが、ケプラー11bと一緒に発見された他の5つの惑星よりも大きく外れています。[3]
雰囲気
ケプラー11bは恒星に非常に近いことから強い日射量があり、このため惑星は形成中に獲得した軽元素の外層を全て失ったと考えられる。[11] しかし、観測された低密度はガス状の外層の存在を前提としており、これはおそらく凝縮した核からの水素のガス放出またはH 2 Oの蒸発によって生成されたものと考えられる。 [11]ケプラー11bの大気の質量は観測によって強く制約されておらず、惑星質量の0.04 ± 0.03%に相当する可能性がある。これは金星の値に近い。[4]比較すると、地球の大気の質量比は0.00008%である。
軌道
ケプラー11bとケプラー11cは強い軌道共鳴をしながらケプラー11を周回しており、重力によって一定の比率で惑星が安定軌道に引き寄せられている。ケプラー11bとcの共鳴比率は5:4である。[1]ケプラー11bの軌道は、永年共鳴によって軌道が突然不安定になる可能性がある領域にあり、これが起こると、cと衝突する可能性が最も高い。[13]
参考文献
- ^ abcdefg Lissauer, Jack J.; et al. (2011). 「ケプラー11を通過する低質量、低密度の惑星の密集系」Nature . 470 (7332): 53–58. arXiv : 1102.0291 . Bibcode :2011Natur.470...53L. doi :10.1038/nature09760. PMID 21293371. S2CID 4388001.
- ^ abcde Michael Mewinney と Rachel Hoover (2011年2月2日). 「NASA のケプラー宇宙船が驚くべき新しい惑星系を発見」.エイムズ研究センター. NASA . 2020年2月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年3月21日閲覧。
- ^ abcde 「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3月13日閲覧。
- ^ abcdef 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.
- ^ abc Jean Schneider (2011). 「Notes for star Kepler-11」.太陽系外惑星百科事典. 2011年2月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年3月13日閲覧。
- ^ Fischer, Debra A.; Valenti, Jeff (2005-04-01). 「惑星と金属量の相関」. The Astrophysical Journal . 622 (2): 1102–1117. Bibcode :2005ApJ...622.1102F. doi : 10.1086/428383 .
- ^ Seager, Sara (2010). 「Andrew Cumming による太陽系外惑星の統計的分布」.太陽系外惑星. アリゾナ大学出版局. pp. 191–214. ISBN 978-0-8165-2945-2。
- ^ Denise Chow (2011年2月2日). 「天文学者、異星の太陽系に6つの惑星を発見」. Space.com . 2011年3月22日閲覧。
- ^ ab Lissauer, J.; at al . (2013). 「ケプラー11を周回する6つの惑星はすべて低密度」.アストロフィジカルジャーナル. 770 (2): id. 131 (15 pp.). arXiv : 1303.0227 . Bibcode :2013ApJ...770..131L. doi :10.1088/0004-637X/770/2/131. S2CID 55749827.
- ^ アラン・ボイル (2011年2月2日). 「惑星の6パックがパズルを提起」. Cosmic Log . MSNBC . 2011年2月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年3月21日閲覧。
- ^ abc 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. arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID 119203398.
- ^ David Williams (2001). 「Mercury Fact Sheet」.ゴダード宇宙飛行センター. NASA . 2011年3月21日閲覧。
- ^ 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.
外部リンク
- Denise Chow (2011 年 2 月 4 日)。「新しいケプラー 11 惑星系の観光ガイド」。宇宙セクション。NBCニュース。2011年3 月 13 日閲覧。
- ヘンリー・ボートマン (2004 年 10 月 12 日)。「太陽系外惑星: 金属性の問題」。Space Daily。2011年3 月 21 日閲覧。