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 アンドロメダ座ウプシロン星の想像図（約 1800 年頃）。 | |
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | マーシーら |
| 発見場所 | カリフォルニアとカーネギー プラネットサーチUSA  |
| 発見日 | 1999年4月15日 |
| 視線速度 | |
| 軌道特性 | |
| アパストロン | 約9.11グラム |
| 近点 | 約91.6グラム |
| 約124.1グラム | |
| 偏心 | 0.260 ± 0.079 [1] |
| 241.26 ± 0.64 [1] 日 ~0.66228 [1] 年 | |
| 傾斜 | 7.868 ± 1.003 [2] |
| 236.853 ± 7.528 [2] | |
| 2,499,922.53 ± 1.17 [2] | |
| 247.66 ± 1.76 [2] | |
| 半振幅 | 56.26 ± 0.52 [1] |
| 星 | アンドロメダ座ウプシロン星A |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 13.98+2.3 −5.3[2 ] MJ |
アンドロメダ座ウプシロン星c（υ Andromedae c、略称はUpsilon And c、υ And c）は、正式名称をSamh / ˈ s ɑː m /（恒星Salmと同音異義語）と命名され、太陽に似た恒星アンドロメダ座ウプシロン星Aの周りを平均0.83 AU（1億2400万km、7700万マイル）で241.3日で公転している太陽系外惑星である。1999年4月に ジェフリー・マーシーとR・ポール・バトラーによって発見され、主系列星の周りで発見された初の複数惑星系、および多重星系で知られる初の複数惑星系となった。アンドロメダ座ウプシロン星cは、恒星からの距離の順で2番目に知られている惑星である。
名前
2014年7月、国際天文学連合は、特定の太陽系外惑星とその主星に適切な名前を付けるプロセスであるNameExoWorldsを立ち上げました。 [3]このプロセスでは、一般からの推薦と新しい名前への投票が行われました。[4] 2015年12月、IAUはこの惑星の優勝名はSamhであると発表しました。[5]優勝した名前はモロッコのベガ天文学クラブによって提出され、イスラム教徒のスペインの11世紀の天文学者イブン・アル・サムに敬意を表したものです。[6]
発見
アンドロメダ座ウプシロン星cは、惑星の重力による恒星の視線速度の変化を測定することで発見されました。これは、アンドロメダ座ウプシロン星Aのスペクトルのドップラーシフトを正確に測定することで行われました。発見当時、アンドロメダ座ウプシロン星Aには、ホットジュピターであるアンドロメダ座ウプシロン星bという太陽系外惑星が1つ存在することがすでに知られていましたが、1999年までに、内惑星では速度曲線を説明できないことが明らかになりました。
1999年、サンフランシスコ州立大学とハーバード・スミソニアン天体物理学センターの天文学者はそれぞれ独立して、3つの惑星モデルがデータに最も適合すると結論付けました。[7] 2つの新しい惑星は、アンドロメダ座ウプシロン星cとアンドロメダ座ウプシロン星dと命名されました。
ホストスター
この惑星は、アンドロメダ座ウプシロン星Aという（F型）恒星を周回しています。この恒星の質量は1.27 M ☉、半径は約1.48 R ☉です。温度は6,074 Kで、年齢は31.2億歳です。比較すると、太陽の年齢は約46億歳です。この恒星はわずかに金属に富んでおり、金属量（[Fe/H]）は0.09で、太陽の量の約123%です。その光度（L ☉）は太陽の3.57倍です。
この星の見かけの等級、つまり地球から見た明るさは 4.09 です。したがって、アンドロメダ座ウプシロン星は肉眼で見ることができます。
軌道と質量
長周期の太陽系外惑星の大半と同様に、アンドロメダ座ウプシロン星cの軌道は太陽系のどの主要惑星（冥王星を含む）よりも離心率が高い。[8]太陽系内に置かれた場合、アンドロメダ座ウプシロン星cは地球と金星の軌道の間に位置する。
軌道離心率が高いのは、アンドロメダ座ウプシロン星dからの重力摂動によるものかもしれない。シミュレーションによれば、アンドロメダ座ウプシロン星cの軌道はおよそ9,000年に1度、元の円形に戻るとされている。[9]
一つの説は、アンドロメダ座ウプシロン星dと（現在は失われている）外惑星との相互作用により、アンドロメダ座ウプシロン星dが恒星に近い軌道に移動し、それによってアンドロメダ座ウプシロン星cの軌道が徐々に偏心したというものである。もしそうだとすれば、この放浪惑星は直ちに惑星から脱出しなければならなかったはずである。[10]
アンドロメダ座ウプシロン星 c の検出に使用された視線速度法の限界は、軌道傾斜角が不明であり、惑星の質量の下限値しか得られないことである。惑星の軌道は天球から約 8 度しか傾いていないため、視線速度信号は比較的弱く、その結果、 c の質量は当初、木星の 2 倍に近いと考えられていた。しかし、その後、天体測定法を使用して惑星の真の質量を突き止めた。地上の望遠鏡による視線速度測定値とハッブル宇宙望遠鏡による天体測定データを組み合わせることで、天文学者はアンドロメダ座ウプシロン星 c の軌道傾斜角と実際の質量を決定した。これは木星の質量の約 13.98 倍である。[2] c と d の相互傾斜角は 29.9 度である。[2]
特徴
惑星の質量が大きいことから、アンドロメダ座ウプシロン星cは固体表面を持たないガス惑星である可能性が高い。この惑星は主星の観測を通じて間接的にしか発見されていないため、半径、組成、温度などの特性は不明である。
実際の質量は木星の約 14 倍で、主星の金属量は太陽と同程度であるため、アンドロメダ座ウプシロン星 c は実際には小型の褐色矮星である可能性があるが、そうでない可能性もある。褐色矮星のステータスを定義するいくつかの基準である重水素燃焼は、木星の約 13 倍の質量よりも大きい天体で発生する可能性があり、惑星 c で発生しているかどうかは不明である。
参照
参考文献
- ^ abcd Ligi, R.; et al. (2012). 「4つの太陽系外惑星ホスト星の新しい干渉計による研究：θ Cygni、14 Andromedae、υ Andromedae、42 Draconis」。天文学と天体物理学。545：A5。arXiv ： 1208.3895。Bibcode ： 2012A&A...545A...5L。doi ：10.1051 /0004-6361/201219467。S2CID 10934982 。
- ^ abcdefg McArthur, Barbara E.; et al. (2010). 「ハッブル宇宙望遠鏡とホビー・エバリー望遠鏡のデータによるυアンドロメダ座系に対する新たな観測的制約」( PDF)。天体物理学ジャーナル。715 (2): 1203。Bibcode : 2010ApJ ...715.1203M。doi :10.1088/0004-637X/715/2/1203。S2CID 120127162 。
- ^ NameExoWorlds: 太陽系外惑星とその主星に名前を付ける IAU 世界規模のコンテスト。IAU.org。2014 年 7 月 9 日
- ^ “NameExoWorlds The Process”. 2015年8月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年9月5日閲覧。
- ^ NameExoWorlds 一般投票の最終結果が発表されました、国際天文学連合、2015 年 12 月 15 日。
- ^ “NameExoWorlds The Approved Names”. 2018年2月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年1月17日閲覧。
- ^ Butler, R. Paul; et al. (1999). 「υ アンドロメダ座の複数の伴星の証拠」.アストロフィジカルジャーナル. 526 (2): 916–927. Bibcode :1999ApJ...526..916B. doi :10.1086/308035.
- ^ Butler, RP; et al. (2006). 「近傍太陽系外惑星カタログ」. The Astrophysical Journal . 646 (1): 505–522. arXiv : astro-ph/0607493 . Bibcode :2006ApJ...646..505B. doi :10.1086/504701. S2CID 119067572.（ウェブ版）
- ^ Ford, Eric B.; et al. (2005). 「アンドロメダ座ウプシロン星系における惑星間散乱」Nature . 434 (7035): 873–876. arXiv : astro-ph/0502441 . Bibcode :2005Natur.434..873F. doi :10.1038/nature03427. PMID 15829958. S2CID 119496437.
- ^ Barnes, Rory; Greenberg, Richard (2008). 「太陽系外惑星の相互作用」.国際天文学連合紀要. 3 : 469–478. arXiv : 0801.3226v1 . Bibcode :2008IAUS..249..469B. doi :10.1017/S1743921308016980. S2CID 17096607.