ケプラー51
| ケプラー51 Kepler-51 | ||
|---|---|---|
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ケプラー51星系の想像図 | ||
| 星座 | はくちょう座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 14.6777[1]（Gバンド） | |
| 位置 元期:J2000.0[1] | ||
| 赤経 (RA, α) | 19h 45m 55.1429734720s[1] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +49° 56′ 15.650638630″[1] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: 0.006 ミリ秒/年[1] 赤緯: -7.458 ミリ秒/年[1] | |
| 年周視差 (π) | 1.2473 ± 0.0217ミリ秒[1] （誤差1.7%） | |
| 距離 | 2610 ± 50 光年[注 1] （800 ± 10 パーセク[注 1]） | |
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ケプラー51の位置 | ||
| 物理的性質 | ||
| 半径 | 0.881 ± 0.011 R☉[2] | |
| 質量 | 0.985 ± 0.012 M☉[2] | |
| 表面重力 | 4.7 (log g)[3] | |
| 自転周期 | 8.222 ± 0.007 日[4] | |
| 表面温度 | 5,670 ± 60 K[2] | |
| 金属量 | 0.05 ± 0.04[3] | |
| 年齢 | 500 ± 250 ×106年[2] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| Gaia DR2 2135275362382289280[1] KOI-620[1] KIC 11773022[1] 2MASS J19455514+4956156[1] | ||
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ケプラー51（英語: Kepler-51）は、地球から見てはくちょう座の方向にある恒星。地球からは約2610光年離れたところにあり[注 1]、3つの太陽系外惑星を持つと考えられている[5][6]。
概要[編集]
| 太陽 | ケプラー51 |
|---|---|
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ケプラー51は、太陽と同じG型主系列星に分類され[2]、太陽の約88%の半径とほぼ同じ質量を持つと考えられている[3]。ただし、年齢は5.0億±2.5億歳と、太陽に比べてはるかに若い[2]。
惑星系[編集]
ケプラー51には、2019年現在で3個の太陽系外惑星が発見されている[5][6]。2013年に、太陽系外惑星を発見するために打ち上げられたアメリカ航空宇宙局 (NASA) の宇宙機ケプラーによるトランジット法での観測で、2つの系外惑星ケプラー51bとケプラー51cと1つの惑星候補天体 KOI-620.02 が発見された[5]。2014年には、東京大学大学院理学系研究科の増田賢人による研究で、この3つの惑星の密度がいずれも 0.05 g/cm3 未満であることが報告された[6]。また、これらの3つの惑星は公転周期が1：2：3の軌道共鳴に近い関係にあることが判明したことなどから、惑星候補であった KOI-620.02 は実際に存在する惑星であると見做され、ケプラー51dと命名された[6]。
2019年12月、コロラド大学のJessica E. Libby-Robertsらによる研究グループは、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラWFC3を使った観測結果から、ケプラー51bとケプラー51dは非常に密度の軽い「わたあめ (Cotton Candy)」のような惑星であると発表した[2][7]。これらのように、地球の数倍の質量しか持たないのに海王星以上の半径を持つ、非常に密度の小さな惑星はスーパーパフ（super-puffs）と呼ばれている[2][7]。
| 名称 （恒星に近い順） | 質量 | 軌道長半径 （天文単位） | 公転周期 (日) | 軌道離心率 | 軌道傾斜角 | 半径 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 2.1+1.5 −0.8 M⊕ | 0.2514 ± 0.0097 | 45.155314 ± 0.000019 | 0.04 ± 0.01 | — | 7.1 ± 0.3 R⊕ |
| c | 19.02+23.84 −11.67 M⊕ | 0.384 ± 0.015 | 85.31644 ± 0.00022 | 0.014+0.013 −0.009 | — | 9.0+2.8 −1.7 R⊕ |
| d | 3.17+2.18 −1.25 M⊕ | 0.509 ± 0.020 | 130.178058 ± 0.000071 | 0.008+0.011 −0.008 | — | 9.7 ± 0.5 R⊕ |
脚注[編集]
注釈[編集]
出典[編集]
- ^ a b c d e f g h i j k “Results for Kepler-51”. SIMBAD Astronomical Database. CDS. 2019年12月23日閲覧。
- ^ a b c d e f g h Libby-Roberts, Jessica E.; et al. "The Featureless Transmission Spectra of Two Super-Puff Planets". arXiv:1910.12988 [astro-ph.EP]。
- ^ a b c Johnson, J. A. et al.. “California-Kepler Survey (CKS). II. Properties”. VisieR (CDS). Bibcode: 2017AJ....154..108J 2019年12月24日閲覧。.
- ^ McQuillan, A. et al. (2013). “Stellar Rotation Periods of the Kepler Objects of Interest: A Dearth of Close-in Planets around Fast Rotators”. The Astrophysical Journal 775 (1): L11. Bibcode: 2013ApJ...775L..11M. doi:10.1088/2041-8205/775/1/L11. ISSN 2041-8205.
- ^ a b c Steffen, Jason H. et al. (2013). “Transit timing observations from Kepler - VII. Confirmation of 27 planets in 13 multiplanet systems via transit timing variations and orbital stability”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 428 (2): 1077-1087. arXiv:1208.3499. Bibcode: 2013MNRAS.428.1077S. doi:10.1093/mnras/sts090. ISSN 1365-2966.
- ^ a b c d e Masuda, Kento (2014). “Very Low Density Planets around Kepler-51 Revealed with Transit Timing Variations and an Anomaly Similar to a Planet-Planet Eclipse Event”. The Astrophysical Journal 783 (1): 53. arXiv:1401.2885. Bibcode: 2014ApJ...783...53M. doi:10.1088/0004-637X/783/1/53. ISSN 0004-637X.
- ^ a b Claire Andreoli; Ray Villard; Daniel Strain; Jessica Libby-Roberts; Zach Berta-Thompson (2019年12月24日). “'Cotton Candy' Planet Mysteries Unravel in New Hubble Observations”. アメリカ航空宇宙局 2019年12月24日閲覧。
