HD 10180
HD 10180
HD 10180（中央）の周りの空の様子クレジット：ESO
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座ヒドラス[ 1 ]
赤経1時間37分53.57724秒[ 2 ]
赤緯−60° 30′ 41.4821″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）7.33 [ 3 ]
特徴
進化段階主系列
スペクトル型G1V [ 4 ]
天体測量
視線速度（R v）+35.44 ± 0.12 [ 2 ] km/s
固有運動（μ）ラ： −14.303 ± 0.017マス/年[ 2 ] 12 月: +8.058 ± 0.016マス/年[ 2 ]
視差（π）25.6611 ± 0.0146  mas [ 2 ]
距離127.10 ± 0.07 光年 (38.97 ± 0.02  pc )
絶対等級 （M V）+4.37 [ 1 ]
詳細
質量1.062 ± 0.017 [ 5 ]  M ☉
半径1.11 ± 0.318 [ 5 ]  R ☉
明るさ1.64 ± 0.02 [ 6 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.39 [ 7 ]  cgs
温度5,911 [ 7 ]  K
金属量[Fe/H]0.08 [ 7 ] デックス
回転24 ± 3日[ 6 ]
回転速度（v  sin  i）< 3 [ 6 ]  km/s
年7.3 [ 8 ] ギガ
その他の指定
2MASS J01375356-6030414, CD −61°285, HD 10180, HIP 7599, SAO 248411 [ 3 ]
データベース参照
シンバッドデータ

HD 10180は、南半球のうみへび座にある太陽に似た恒星で、その巨大な惑星系で知られています。発見以来、少なくとも6つの太陽系外惑星が周回していることが観測されており、一部の研究では最大9つの惑星が存在する可能性も示唆されており、太陽系を含む既知の惑星系の中で最大となる可能性があります。[ 9 ] [ 6 ]

特徴

視差測定に基づくと、地球から127光年（39パーセク）の距離にあります。[ 10 ]この星の見かけの視等級は7.33で、肉眼で見るには暗すぎますが、小型の望遠鏡で簡単に観察できます。[ 11 ]赤緯が-60°であるため、この星は熱帯地方の北の緯度では見ることができません。

HD 10180はG1V型の恒星で、中心部で水素の熱核融合反応によってエネルギーを生成している。この恒星の質量は太陽の6%と推定され、半径は太陽の120% 、放射光は太陽の149%である。彩層の有効温度は5,911 Kで、太陽のような黄色を帯びた輝きを放っている。[ 12 ] HD 10180は、水素とヘリウム以外の元素の存在量が太陽より20%多い。[注 1 ]推定年齢は73億年で、顕著な磁気活動のない安定した恒星である。推定自転周期は約24日である。[ 6 ]

2015年の調査では、13天文単位から324天文単位までの投影距離に恒星の伴星が存在する可能性は否定されました。[ 13 ]

惑星系

2010年8月24日、ジュネーブ大学のクリストフ・ロヴィス率いる研究チームは、この恒星には少なくとも5つの惑星があり、最大7つの惑星が存在する可能性があると発表した。[ 6 ] [ 14 ]惑星は、チリのラ・シヤ天文台にあるESOの3.6m望遠鏡とHARPS分光器を組み合わせたドップラー分光法によって検出された。

HD 10180惑星系[ 9 ] [ 15 ] [ 16 ]
コンパニオン（星順）質量半径（AU）軌道周期（日）偏心傾斜半径
b （未確認）≥1.3 ± 0.8メートル🜨0.0222 ± 0.00111.177 66+0.000 21 −0.000 220.05+0.49 −0.05— —
c≥13.2 ± 0.4 メートル🜨0.064 12 ± 0.001 015.759 69 ± 0.000 280.073 ± 0.031>0.2841 °—
私（未確認）≥1.9+1.6 −1.8M 🜨0.0904+0.0043 −0.00479.655+0.022 −0.0720.05+0.23 −0.05— —
d≥12.0 ± 0.7 メートル🜨0.128 59 ± 0.002 0216.3570 ± 0.00380.131 ± 0.052>0.2005 °—
e≥25.6 ± 1.0 メートル🜨0.2699 ± 0.004349.748 ± 0.0250.051 ± 0.033>0.2366 °—
j （未確認）≥5.1+3.1 −3.2M 🜨0.330+0.017 −0.01667.55+0.68 −0.880.07+0.12 −0.07— —
f≥19.4 ± 1.2 [ 17 ]  M 🜨0.4929 ± 0.0078122.744 ± 0.2320.119 ± 0.054>0.3028 °—
グラム≥23.3 ± 4.4 メートル🜨1.427 ± 0.028615 [ 17 ]0.15 ± 0.10 [ 17 ]>0.3663 °—
h≥46.3 ± 3.4 [ 17 ]  M 🜨3.381 ± 0.1212500 [ 17 ]0.095 ± 0.086>0.5496 °—

2012年4月5日、ハートフォードシャー大学の天文学者ミッコ・トゥオミは、天文学・天体物理学誌に論文を提出し、この系に9つの惑星が存在するモデルを提案しました。この論文は2012年4月6日に掲載が承認されました。ベイズ確率解析を用いてデータを再解析した結果、これまで知られていた惑星のパラメータが修正され、最も内側の惑星（b）の存在を示す新たな証拠に加え、さらに2つの惑星（iとj）の存在を示す証拠も見つかりました。[ 9 ]

2014年以降の研究では、6惑星モデルがデータに最も適合することが判明しました。[ 15 ] [ 17 ] [ 18 ]この系はトランジット惑星系として知られていないため、トランジット法によって惑星が検出または検証される可能性は低いです。

惑星系のアニメーション

2017年に行われた軌道シミュレーションでは、HD 10180系において力学的に安定した彗星族が形成される可能性は低いことが示されました。彗星軌道の不安定性の原因として特定されたのは、最も質量の大きい惑星HD 10180 hが最外軌道に位置していることでした。[ 19 ]

軌道配置

HD 10180惑星系の軌道。潮汐力を考慮した8体（恒星と7つの惑星）ニュートンモデルの軌道配置を使用[注2 ]

この系には、地球の12倍から46倍（天王星から土星の亜質量まで）の最小質量を持つ6つの惑星があり、軌道半径はそれぞれ0.06、0.13、0.27、0.49、1.43、3.38 AUである。太陽系では、これらの軌道は主小惑星帯に収まる。

平均運動共鳴にある惑星は知られていないが、この系には3c:2i:1dや3e:2j:1fなど、いくつかの近似共鳴[ 6 ]が存在する。隣接する軌道の周期の比は、（外側に向かって）おおよそ1:5、1:3、1:3、2:5、1:5、3:11である。

惑星の軌道傾斜角は不明であるため、現在のところ最小惑星質量しか得られない。力学シミュレーションでは、惑星の真の質量が最小質量の3倍以上（90°を真横からとした場合、20°未満の傾斜角に相当）を超えると、系は安定しないことが示唆されている。 [ 6 ] 2020年の研究では、ガイア天文測定における未検出に基づき、確認された惑星の質量に上限が設定された。惑星 c は<8.626  M J、惑星 d は<10.37  M J、惑星 e は<20.44  M J、惑星 f は<14.03  M J、惑星 g は<10.62  M J、惑星 h は<22.63  M Jである。[ 16 ]これらの上限値のいくつかは褐色矮星の質量範囲内ですが、実際の質量はそれよりもかなり小さい可能性があります。

惑星

HD 10180 dの想像図。太陽面通過中の惑星bとcも描かれている。

HD 10180 bは、地球サイズの惑星である可能性があり（最小質量は地球の1.3倍）、0.02 AUに位置しています。軌道半径は当初、0.02225 ± 0.00035 AU（水星より近く、距離は約7分の1で、それに応じて高温）の距離をほぼ円軌道で公転し、1周するのに1.1日かかると推定されていました。[ 20 ]惑星bの推定パラメータは2012年に改訂され、軌道半径はわずかに小さくなり、軌道の離心率はより大きくなりました。[ 9 ]誤検出確率は当初1.4%でした。[ 6 ]その確率は2012年にミッコ・トゥオミによって改善されましたが、2014年のケインなどのその後の研究によって確認されていません。[ 15 ]

HD 10180 c は、天王星と同程度の最小質量を持つ高温の海王星です。力学シミュレーションによると、質量勾配が2倍を超えると系は安定しません。当初、軌道周期と軌道離心率はそれぞれ5.75979 ± 0.00062、0.045 ± 0.026と推定されていましたが、2012年に軌道離心率の大きい軌道に変更されました。誤検出確率は0.1%未満です。[ 6 ]

HD 10180 iは、ミッコ・トゥオミが2012年に主張した、可能性はあるが未確認のホットスーパーアースである。 [ 9 ]その後の研究では確認されていない。

HD 10180 dは高温の海王星です。当初、質量は地球質量の11.75±0.65倍（天王星より小さい）と推定され、軌道はわずかに偏心していました。しかし、2012年に質量が大きくなり、軌道の偏心も小さくなると再推定されました。

HD 10180 eは、海王星の約2倍の質量を持つ高温の海王星であると考えられています。その軌道距離と離心率は2012年に縮小されました。誤検出確率は0.1%未満です。[ 6 ]

HD 10180 jは、ミッコ・トゥオミが2012年に主張した、可能性はあるが未確認の高温のスーパーアースまたはガス矮星である。 [ 9 ]その後の研究では確認されていない。

HD 10180 fは高温の海王星で、質量はHD 10180 eに匹敵する。軌道距離は0.49 AU、離心率は0.12で、水星の軌道と類似しており、黒体温度範囲も水星とほぼ等しい。しかし、質量が大きいため、大気による温室効果は金星並みかそれ以上の高温をもたらす。2012年に推定軌道距離と離心率はわずかに縮小された。誤検出確率は0.1%未満である。[ 6 ]

HD 10180 gは、海王星よりも質量が大きい巨大惑星である。軌道は1.4 AUと大きく偏心しており[ 15 ]、系の予測されるハビタブルゾーンを横切るか、その内部にある[ 15 ] [ 21 ]ものの、その質量の大きさ（地球の少なくとも23倍）のため、現在の惑星居住可能性モデルには当てはまらない。ガス惑星であれば、スダルスキークラスIIである可能性が高い。十分な大気圧を持つ天然衛星であれば、表面に液体の水が存在する可能性がある。推定軌道距離と偏心率は2012年に縮小されたが、ハビタブルゾーン内にとどまっている。誤検出確率は0.1%未満である[ 6 ] 。

HD 10180 hは、この系で最大かつ最も外側にある既知の惑星です。当初は土星サイズの巨大惑星で、最小質量は地球の65倍と考えられていましたが、その後、この最小質量は地球の46倍に修正されました。[ 17 ]太陽から小惑星帯の外側までの距離に相当する3.4 AUを周回しており、スダルスキークラスIの惑星である可能性が高いです。誤検出確率は0.6%です。[ 6 ]

参照

  • ケプラー90は、8つの惑星が知られている恒星です（太陽系と同じ数の惑星を持つことが知られている最初の恒星です）。
  • TRAPPIST-1 は、7つの惑星が知られている恒星です。
  • HD 163296 は、4 つの惑星が確認されており、さらに多くの惑星候補を持つ恒星です。

注記

  1. ^ [Fe/H]が0.08の場合、比率は次のように表されます。
    10 0.08 = 1.20
    または120%。
  2. ^パラメータは、Lovis et al. (2010) の表6に示されている潮汐減衰を考慮したニュートン力学近似から得られたものである。わずかに異なるパラメータを用いた純粋なケプラー力学近似は、同論文の表3に示されている。

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