ケプラー56b
 ケプラー56の惑星系の図 | |
| ディスカバリー | |
|---|---|
| 発見者 | ダニエル・フーバーら[ 1 ] |
| 発見日 | 2013年10月16日 |
| 通過法 | |
| 軌道特性 | |
| 0.1028 ± 0.0037 AU (15,380,000 ± 550,000 km) [ 1 ] | |
| 10.5016+0.0011 -0.0010[ 1 ] d | |
| 恒星 | ケプラー56 |
| 物理的特性 | |
| 6.51+0.29 −0.28[ 1 ] R 🜨 | |
| 質量 | 22.1+3.9 -3.6[ 1 ] M 🜨 |
平均密度 | 0.442+0.080 -0.072g cm -3 |
ケプラー56b（KOI-1241.02）[ 2 ]は、太陽系外惑星の一種である高温海王星[ 1 ]に属し、地球から約3,060光年（940パーセク）離れた位置にあります。海王星[ 3 ]よりもやや大きく、親星であるケプラー56を周回しており、2013年にケプラー宇宙望遠鏡によって発見されました。
惑星の軌道
ケプラー56bは 主星[ 1 ]から約0.1028 AU（956万 マイル、1538万 km ）離れており（地球と太陽の距離の約10分の1 ）、水星（0.39 AU [3600万マイル、5800万km]）や金星（0.72 AU [6700万マイル、1億1000万km]）よりも主星に近い距離にあります。ケプラー56bが主星の周りを一周するのに10.5日かかります。[ 1 ]さらなる研究により、ケプラー56bの軌道は主星の赤道に対して約45°ずれていることが示されています。その後の視線速度測定により、 ケプラー56dからの重力摂動の証拠が明らかになりました
ケプラー56bとケプラー56cは、それぞれ約1億3000万年と1億5500万年後に親星に飲み込まれる。[ 4 ]さらに研究を進めると、その大気は親星からの強烈な熱によって蒸発し、強まる恒星の潮汐力によって引き伸ばされることがわかっている。[ 4 ] ケプラー56bの測定された質量は海王星の質量より約30%大きいが、その半径は海王星より約70%大きい。したがって、ケプラー56bは、その全質量のかなりの部分を含む水素/ヘリウムの外層を持つはずである。[ 5 ] [ 6 ]ケプラー11bやケプラー11c と同様に、外層内の軽い元素は中心星からの放射線による光蒸発の影響を受けやすい。例えば、ケプラー11cは形成後に水素/ヘリウム外殻の50%以上を失ったと計算されています。[ 7 ] しかし、ケプラー56bの質量はケプラー11cよりも大きいため、質量損失の効率は低下します。[ 7 ] それでも、この惑星は過去にはかなり質量が大きかった可能性があり、今後も質量を失い続ける可能性があります。
ケプラー56系の他の惑星
参考文献
- ^ a b c d e f g h Huber, D.; et al. (2013). 「多惑星系における恒星の自転軌道のずれ」. Science . 342 ( 6156): 331– 334. arXiv : 1310.4503 . Bibcode : 2013Sci...342..331H . doi : 10.1126/ science.1242066 . PMID 24136961. S2CID 1056370
- ^ “KOI-1241.02” .シンバッド。ストラスブール天文学センター。2017-09-07に取得。
- ^ 「NASA Exoplanet Archive」。NASA Exoplanet Archive。NASAとの契約に基づき、カリフォルニア工科大学が運営。
- ^ a b Charles Poladian (2014年6月3日). 「宇宙のスナック：惑星ケプラー56bとケプラー56cは主星に飲み込まれる」 . International Business Times . 2017年9月7日閲覧。
- ^ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). 「熱的および流体力学的制約を考慮した木星の成長モデル」. Icarus . 199 (2): 338– 350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . doi : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID 18964068 .
- ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2014). 「木星の成長：体積の大きい低質量エンベロープによるコア集積の促進」Icarus . 241 : 298–312 . arXiv : 1405.7305 . Bibcode : 2014Icar..241..298D . doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . S2CID 118572605 .
- ^ a b D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). 「ケプラー11惑星の原位置および原位置外形成モデル」 .アストロフィジカル・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 .
さらに詳しい情報
- ステフェン、ジェイソン・H、ファブリッキー、ダニエル・C、アゴル、エリック、他 (2012年8月20日)。「ケプラーによるトランジットタイミング観測：VII. トランジットタイミング変動と軌道安定性による13の多惑星系における27個の惑星の確認」 Mon. Not. R. Astron. Soc . 428 (2): 1077. arXiv : 1208.3499 . Bibcode : 2013MNRAS.428.1077S . doi : 10.1093/mnras/ sts090
外部リンク
- 「ケプラー56b」 kepler.nasa.gov。2015年9月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年1月2日閲覧
- メーガン・スミス（2014年6月8日）「一つではなく二つの太陽系外惑星を飲み込む星」 Futurism LLC. 2016年3月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年1月2日閲覧。
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