2M1207b
2M1207b
2M1207bと木星の大きさの比較。
発見
発見者ショーヴィンら
発見場所パラナル天文台、チリ
発見日2004年4月
画像
軌道特性
24 – 231 AU (3.6 × 10 9 –3.46 × 10 10  km) [ 1 ]
偏心0.02～0.98 [ 1 ]
633–20046 [ 1 ]年​
傾斜13～150 [ 1 ]
7–174 [ 1 ]
2 107 .69–12 883 .36 [ 1 ]
4–176 [ 1 ]
星2M1207
身体的特徴
1.399+0.008 −0.010RJ [ 2 ]​
質量5.5 ± 0.5 M J [ 3 ]
温度1200K [ 3 ]
スペクトル型
L中期から後期[ 3 ]
雰囲気
体積構成水素、水、一酸化炭素、ヘリウム[ 3 ] [ 4 ]

2M1207bは、ケンタウルス座の褐色矮星2M1207を周回する惑星質量天体で、地球から約170光年離れている 。[ 5 ]これは、赤外線画像によって直接観測された最初の太陽系外惑星候補の一つである。2004年4月、ガエル・ショーヴァン率いるヨーロッパ南天天文台のチームによって、チリのパラナル天文台の超大型望遠鏡（VLT）によって発見された。 [ 6 ]質量は木星の 5～6倍と考えられており[ 3 ] 、褐色矮星から冥王星と太陽の距離とほぼ同じ距離で2M1207を周回している可能性がある。[ 7 ]

この天体は非常に高温のガス巨星で、表面温度はおよそ1200 K（930 °Cまたは1700 °F）と推定されており、[ 3 ] これは主に重力収縮によるものである。[ 8 ]質量は褐色矮星における重水素核融合の限界値である木星質量の13倍をはるかに下回っている。2M1207bとその主星間の投影距離は約40 AU （冥王星と太陽の平均距離にほぼ相当）である。[ 9 ]赤外線スペクトルは大気中に水分子が存在することを示している。 [ 10 ] [ 4 ]この天体は、その表面または衛星において生命が存在する可能性は低い。

発見と識別

2M1207（青みがかった）と2M1207b（赤みがかった）の赤外線画像。地球の空では、 2つの天体は1秒角未満しか離れていない。画像はESOの8.2mイェプンVLTで撮影された。

2M1207bは、伴星よりも空で約100倍暗い。[ 11 ] 2004年にVLTによって「かすかな赤みがかった光点」として初めて発見された。最初の観測後、これらの天体は単なる光学的な二重星ではないかという疑問が浮上したが、その後のハッブル宇宙望遠鏡とVLTによる観測で、これらの天体は一緒に移動していることが示され、おそらく連星系であると考えられるようになった。[ 10 ]

2M1207bまでの距離は当初、 70パーセクと推定されていた。[ 5 ] 2005年12月、アメリカの天文学者エリック・ママジェクはより正確な距離（2M1207bまでの距離は、移動銀河団法を用いて53 ± 6パーセクと推定されている。[ 12 ] 最近の三角視差の結果は、この移動銀河団距離を確認し、距離推定値は52.75パーセクとなった。+1.04 −1.00パーセクまたは172±3光年である。[ 5 ]

プロパティ

2M1207bの質量、大きさ、温度の推定値はまだ不確かである。分光学的証拠は質量が2M1207bの質量は8 ± 2  M J、表面温度は1600 ± 100ケルビン（1327 ± 100摂氏）であり、理論モデルでは観測値の10倍の光度が予測されています。そのため、質量と温度については低い推定値が提案されています。あるいは、2M1207bは周囲の塵とガスの円盤によって暗くなっている可能性もあります。[ 8 ]ママジェクとマイケル・マイヤーは、可能性は低いものの、この惑星は実際にははるかに小さく、最近の衝突によって発生した熱を放射しているのではないかと示唆しています。[ 13 ] [ 14 ]

JWSTによるNIRSpecを用いた2M1207Bの観測では、この天体の大気中にメタン（CH4 ）は検出されず、一酸化炭素（CO）は微量しか検出されなかった。最も適合性の高いモデルでは、観測されたものよりも強いメタンと一酸化炭素の吸収帯が観測されている。メタン吸収帯が弱いことは、若い低質量天体における非平衡化学反応の兆候である。一酸化炭素の吸収帯の弱さは、温度勾配や雲の厚さなど、他の要因によるものと考えられる。研究者らは雲のないモデルを用いており、メタンと一酸化炭素の温度と吸収帯との間に矛盾が見られるが、これは将来、雲を考慮したモデルによって解決される可能性がある。[ 3 ] JWST MIRIは珪酸塩雲の吸収帯を検出し、塵の多い大気の存在を示唆している。[ 15 ]

JWSTのNIRSpec観測では、水素の放射（パッシェン遷移）と1.083μmのヘリウムI三重項も検出されました。これは、小型の恒星周円盤または周惑星円盤からの活発な集積の兆候です。[ 3 ] MIRIによる観測では、周惑星円盤からの赤外線超過が検出されました。この円盤は、進化円盤よりも遷移円盤のモデルに適合しています。[ 15 ]遷移円盤は内部が切り取られた空洞を持ち、内縁は惑星からより離れています。[ 16 ]

太陽系外惑星としての地位

2M1207bの質量は重水素核融合に必要な質量（木星の約13倍）よりも小さく、2M1207bの画像は太陽系外惑星の初の直接画像として広く称賛されているものの、2M1207bが本当に惑星であるかどうかは疑問視されている。2018年現在、国際天文学連合（IAU）による太陽系外惑星の公式定義では、周回天体と中心天体の質量比がL4/L5不安定性以下であることが求められており、これはM/M central < 2/(25+ √ 621 ) ≈ 1/25という式で表される。[ 17 ] [ 18 ] 2M1207bと2M1207の質量比は約0.22であり、これはL4/L5不安定性閾値を超えているため、2M1207bはIAUの定義では太陽系外惑星とはみなされない。

惑星という用語の他の定義では、惑星は太陽系の惑星と同様に、原始惑星系円盤における二次集積によって形成されたことが必要である。[ 19 ] このような定義によれば、2M1207bがガス状星雲の直接的な重力崩壊によって形成された場合、それは惑星ではなく亜褐色矮星となる。 2004年に初めて撮影されたGQ Lupi bの正体についても同様の議論がある。[ 20 ]一方、自由浮遊する惑星質量の天体であるCha 110913-773444のような限界例の発見は、形成による区別が恒星/褐色矮星と惑星の信頼できる境界線であるかどうかという疑問を提起する。[ 21 ] 2006年、IAUの太陽系外惑星ワーキンググループは2M1207bを「褐色矮星の惑星質量の可能性のある伴星」と表現した。[ 22 ]

参照

参考文献

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