ケプラー12b
| 発見 | |
|---|---|
| 発見者 | フォートニーら[ 1 ] |
| 発見場所 | ケプラー宇宙船 |
| 発見日 | 2011年9月5日発行[ 1 ] |
| 視線速度/通過[ 1 ] | |
| 軌道特性 | |
| 0.0556 (± 0.0007) [ 2 ] AU | |
| 偏心 | 0.01 [ 2 ] |
| 4.4379637 (± 0.0007) [ 2 ] d | |
| 傾斜 | 88.76 (±0.08) [ 2 ] |
| 星 | ケプラー12号 |
| 身体的特徴 | |
| 1.695+0.028 −0.032[ 2 ] RJ | |
| 質量 | 0.431 (± 0.041) [ 2 ] M J |
平均密度 | 0.111+0.011 −0.009[ 1 ] gcm −3 |
| 温度 | 1711 ± 223 K . [ 3 ] |
ケプラー12bは、地球から約900パーセク（2,900光年）離れたG型恒星ケプラー12を周回するホット・ジュピターです。この惑星は、発見当時の標準的なモデルでは説明できないほど異常に大きな半径を持ち、木星の約1.7倍の大きさであるのに、質量は木星の0.4倍です。この惑星は、主星の前を横切る（トランジットする）惑星を探索するNASAのプロジェクトであるケプラー宇宙船によって発見されました。この発見に関する論文は2011年9月5日に発表されました。
発見
NASAのケプラー宇宙船は、夜空の一定領域を継続的に観測し、トランジット惑星の兆候を探しています。トランジット惑星は、主星を周回しながら、地球から見ると主星の前を横切ります。主星の明るさがわずかに周期的に減光する現象を利用して、その減光が惑星によるものなのか、それとも誤検知によるものなのかを判断します。ケプラーの初期データの解析により、KIC 11804465（後にケプラー12として知られる）と名付けられた恒星の周囲にトランジット信号が存在する証拠が得られました。このトランジット信号はKOI-20と命名されました。[ 1 ]
ケプラー追跡計画（KFOP）は、惑星の存在を確認するために活動した。KFOPはWMケック天文台のケックI望遠鏡を用いて、ケプラー12が食連星ではないことを証明した（これはトランジット信号を模倣する可能性のある誤検知である）。スペックル画像化に使用されたWIYN天文台はケックの発見を裏付け、KOI-20によって引き起こされた信号が近くの背景星の干渉によって引き起こされたものではないことを確認した。 近赤外線での補償光学画像は、2009年9月9日にパロマー天文台のヘール望遠鏡に搭載されたPHAROカメラによって取得され、WIYNとケックの両方の発見を確認した。[ 1 ]
ケック宇宙望遠鏡のHIRES装置はケプラー12の視線速度を測定し、これを用いてケプラー12のさらなる特徴を明らかにした（ひいてはKOI-20自体の特徴を推測することにも成功した）。視線速度測定は最終的にケプラー12bが惑星であることの確認につながった。[ 1 ]ケプラーは運用開始から1年半の間にデータを処理・分析し、ケプラー12bの半径、質量、密度を明らかにした。[ 1 ]
スピッツァー宇宙望遠鏡のIRAC赤外線補償光学カメラは、プログラム#60028の実施に使用されました。このプログラムでは、ケプラーが検出した複数の巨大惑星による主星の掩蔽を観測しました。ケプラーチームは、この観測結果に基づき、ケプラー12bは温度逆転現象（惑星の昼側の温度が夜側の温度よりも低くなる現象）を経験していない可能性が高いと暫定的に結論付けました。ケプラー12bの発見に関する論文は、2011年9月5日にアストロフィジカル・ジャーナル誌に掲載されました。[ 1 ]
司会者スター
ケプラー12は、ケプラー入力カタログではKIC 11804465としても知られ、初期G型から後期F型の恒星です。これは主系列の終焉に近づきつつある太陽型矮星に強く対応しており、赤色巨星へと変貌しようとしています。[ 1 ]ケプラー12は地球から約900パーセク（2,950光年）の距離に位置しています。また、この恒星の視等級は13.438で、地球からは肉眼では見ることができません。[ 4 ]
この恒星は太陽よりもわずかに質量が大きく、鉄分がわずかに多く、わずかに高温です。しかし、ケプラー12は太陽の半径の1.483倍と、太陽よりも大きいです。[ 4 ]
特徴
ケプラー12bはホットジュピターであり、（発見当時）半径異常が木星質量の約1.7倍以上である4つのホットジュピターの中で放射線照射が最も少ないものでした。この半径異常は、科学的モデルでは説明できない理由により、ホットジュピターの半径が大幅に増加することを意味します。ケプラー12は4つのホットジュピターの中で最も放射線照射が少ないものの、半径は同じくらい大きいため、惑星のインフレーションに影響を与える複数のメカニズムが働いていることが示唆されます。[ 1 ]ケプラー12bは、両惑星とも同程度のエネルギー（フラックス）を放出しているように見えることから、発見論文でHD 209458 bと比較されました。また、惑星の半径が似ていることから、TrES-4bとも比較されました。 [ 1 ]
ケプラー12bの質量は木星の0.431倍である。しかし、その半径は木星半径の1.695倍であり、この惑星は木星の約70%の大きさであることがわかる。公転距離は0.0556 AUで、ケプラー12bの平均軌道は地球と太陽の平均距離の約5%である。公転周期は4.4379637日である。ケプラー12bの軌道傾斜角は88.86度であり、この惑星は地球と主星に対してほぼ真横から観測されていることがわかる。[ 2 ]ケプラーの公式ウェブサイトによると、この惑星の質量と半径はそれぞれ地球137個分、地球19個分に相当する。惑星の密度は0.111グラム/cm 3で、水の密度の約10分の1です。平衡温度は1481 K（木星の平衡温度の約5.8倍）です。さらに、ケプラー12bはほぼ完全な円軌道を持ち、軌道離心率は0.01未満です。[ 4 ]
この惑星は親星に潮汐固定されている可能性が高い。2015年には、惑星の夜側の温度は1711 ± 223 Kと推定された。[ 3 ]惑星の大気中の最も明るい点は恒星直下点から西側にずれており、強い風が吹いていることを示唆している。[ 5 ]
参考文献
- ^ a b c d e f g h i j k l Fortney, Jonathan J.; et al. (2011). 「巨大惑星ケプラー12bの発見と大気特性：膨張した半径の外れ値」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 197 (1). 9. arXiv : 1109.1611 . Bibcode : 2011ApJS..197....9F . doi : 10.1088/0067-0049/197/1/9 . S2CID 688362 .
- ^ a b c d e f g Jean Schneider (2011). 「Notes for star Kepler-12」 . Extrasolar Planets Encyclopaedia . 2011年10月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年9月12日閲覧。
- ^ a bケプラーの位相曲線と二次日食に関する包括的研究：確認されたケプラー巨大惑星の温度とアルベド
- ^ a b c「ケプラー発見データ表」エイムズ研究センターNASA 2011年。2010年5月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年9月12日閲覧。
- ^ Shporer, Avi; Hu, Renyu (2015)、「大気支配のホットジュピターケプラー位相曲線の研究：不均一な大気反射が一般的である証拠」、The Astronomical Journal、150 (4): 112、arXiv : 1504.00498、Bibcode : 2015AJ....150..112S、doi : 10.1088/0004-6256/150/4/112、S2CID 33182939
