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 主星を周回するケプラー 1520b の想像図。この惑星は、惑星表面の昇華により急速に質量を失っており、塵の尾を引いている。 | |
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | ケプラー宇宙船 |
| 発見日 | 2012年（提案） 2016年5月12日（確定） |
| 交通 | |
| 軌道特性 | |
| 0.013 AU（1,900,000 km）[1] | |
| 0.653 5538 ± 0.000 0001 [2] 日 | |
| 傾斜 | 〜90 |
| 星 | ケプラー1520 |
| 身体的特徴 | |
| <1（アルベド0.5の場合）[ 2] R🜨 | |
| 質量 | <0.02 [3 ]メ |
| 温度 | 2,255 K (1,982 °C; 3,599 °F) [4] |
ケプラー1520b （当初はKIC 12557548 b [5]として発表された）は、K型主系列星ケプラー1520を周回する確認済みの太陽系外惑星である。地球から約2,020光年（620パーセク）離れた、はくちょう座に位置している。この太陽系外惑星は、惑星が主星の前を横切る際に引き起こす減光効果を測定するトランジット法を用いて発見された。この惑星は、主星の光度が0.2%から1.3%低下したという報告が2012年に記録され、伴惑星が急速に崩壊している可能性を示唆したときに以前に提案された。2015年、光度低下の原因が惑星であることはついに確認された。[6]この惑星は、約4千万年から4億年以内に崩壊すると予想されている。
身体的特徴
質量、半径、温度
ケプラー1520bの質量は不明であるが、惑星の質量損失率のモデル化により、地球の質量の約2%（月の質量の2倍未満）を超えることはないと示されている。計算によると、元の質量の70%を失っている可能性があり、現在はむき出しの鉄の核を観測しているのかもしれない。[3]二次日食を測定する試みから、惑星の半径はアルベド0.5に対して地球半径（4600 km）未満に制限されている。[2]表面温度は2,255 K（1,982 °C、3,599 °F）で、金星の表面よりもはるかに高温である。[4]
ホストスター
この惑星は、ケプラー1520というK型恒星を周回している。この恒星の質量は0.76 M ☉、半径は0.71 R ☉である。温度は4677 Kで、年齢は44.7億歳である。比較すると、太陽の年齢は46億歳[7]で、表面温度は5778 Kである[8]。
この星の見かけの等級、つまり地球から見た明るさは 16.7 です。そのため、肉眼では暗すぎて見えません。
軌道
ケプラー 1520b は、太陽の約 14% の明るさで主星を周回し、公転周期は 12 時間強、公転半径は地球の約 0.01 倍です (太陽から水星までの距離は約 0.38 AUです)。これは、これまでに検出された公転周期の中で、最も近いものの一つです。
残りの寿命
ケプラー1520bは主星に非常に近い軌道を回っているため、本質的には昇華によって宇宙に蒸発しており、10億年ごとに地球の約0.6〜15.6倍の質量を失っています。[9]科学者の予測によると、ケプラー1520bは約4000万〜4億年で存在しなくなるでしょう。[3]質量損失率の計算によると、この惑星は最初に形成されたとき、おそらく水星よりもわずかに小さい質量を持っていたことが示されています。これは、計算によると、地球の7％を超える質量を持つ惑星は、10億年の時間スケールでほとんど質量を失わないことが示されているためです。[3]
この発見は、今から約50～70億年後に 地球が赤色巨星になったときに、地球が太陽とどのように相互作用するかを明らかにするのに役立つだろう。
発見
2012年の検出
この惑星の存在は、 2012年にケプラー宇宙船が収集したデータで初めて証明されました。しかし、恒星の光度曲線（恒星のフラックスと時間のグラフ）は、恒星のフラックスが約15時間ごとに定期的に低下している一方で、遮断される光の量は、遮断される恒星光の0.2％から1.3％と広範囲に及んでいることを示していました。[5] ソール・ラパポートと共同研究者は、光度曲線の異常を引き起こした可能性のあるさまざまな現象を提案しました。その中には、2つの惑星が互いを周回すること、[10]や、より大きな三重星系で恒星を周回する食連星[5]などがあります。しかし、著者らは、この仮説上の連星系は不安定であり[5] 、後者のシナリオはケプラーが収集したデータによって十分に裏付けられていないことを発見しました。[5]
そのため、著者らは、観測された光度曲線の原因として最も可能性が高いのは、質量が水星の約2倍の惑星が、恒星の周りを独立した軌道に急速に微粒子を放出していることだと仮定した。[5]この現象の原因は、惑星表面の直接昇華と宇宙への放出、主星に極めて近い軌道を周回することによる潮汐力の影響による激しい火山活動、または両方のプロセスが正のフィードバックループで互いの強さを相互に強化していることの可能性がある。[5]
2016年の確認
ウィリアム・ハーシェル望遠鏡を使用した一連の観測の後、別の天文学者グループが通過深度の色依存性を検出することに成功し、この天体が通過する塵の雲を供給している破壊的な低質量の岩石惑星であるという独立した直接的な証拠を提供した。[6] 2016年5月にケプラーが発表した新しいデータベースでは、当時KIC 12554578 bと呼ばれていた天体の惑星としての性質が確認され、ケプラー1520 bという名前に格上げされた。
参照
参考文献
- ^ 「ケプラー1520 b」NASA太陽系外惑星科学研究所。 2016年8月2日閲覧。
- ^ abc Van Werkhoven, TIM; et al. (2014). 「崩壊中の惑星 KIC 12557548 b の 15 四半期のケプラーデータの分析と解釈」.天文学と天体物理学. 561. A3. arXiv : 1311.5688 . Bibcode :2014A&A...561A...3V. doi :10.1051/0004-6361/201322398. S2CID 118701597.
- ^ abcd Perez-Becker, Daniel; Chiang, Eugene (2013). 「岩石惑星の壊滅的な蒸発」.王立天文学会月報. 433 (3): 2294–2309. arXiv : 1302.2147 . Bibcode :2013MNRAS.433.2294P. doi : 10.1093/mnras/stt895 .
- ^ ab Ouellette, Jennifer (2012年5月26日). 「Dust to Dust: The Death of an Exoplanet」. Discovery News . Discovery Communications, LLC. 2012年7月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年6月9日閲覧。
- ^ abcdefg Rappaport, S.; et al. (2012). 「KIC 12557548 を周回する可能性のある崩壊性短周期超水星」The Astrophysical Journal . 752 (1). 1. arXiv : 1201.2662 . Bibcode :2012ApJ...752....1R. doi :10.1088/0004-637X/752/1/1. S2CID 7229181.
- ^ ab Bochinski, Jakub; et al. (2015). 「太陽系外惑星 KIC 12557548 b からの進化するダストクラウドの直接的な証拠」。アストロフィジカルジャーナルレター。800 (2). L21. arXiv : 1502.04612 . Bibcode :2015ApJ...800L..21B. doi :10.1088/2041-8205/800/2/L21. S2CID 13917988.
- ^ 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。
- ^ Van Lieshout, R.; et al. (2016). 「蒸発する太陽系外惑星の塵の尾」.天文学と天体物理学. 596. A32. arXiv : 1609.00275 . Bibcode :2016A&A...596A..32V. doi :10.1051/0004-6361/201629250. S2CID 67827843.
- ^ Howard, Jacqueline (2012年5月20日). 「太陽系外惑星が親星の猛烈な熱で塵に変わる、と科学者が言う」. HuffPost Science . TheHuffingtonPost.com, Inc. 2012年6月11日閲覧。
外部リンク
- 「崩壊する惑星」に関する Google ニュース リンク
