ケプラー-1625
Star with exoplanet
ケプラー-1625
観測データ
エポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座 白鳥座[1]
赤経 19時間41分43.04008秒[2]
赤緯 +39° 53′ 11.4990″ [2]
見かけの等級 （V） 16.1 [3]
特徴
進化段階 亜巨星[2] [4]
スペクトル型 G [5]
見かけの等級 （K） 13.916 [6]
天体測量
固有運動（μ） ラ： −2.088(32)マス/年[2] 12月:
 −4.804(32)マス/年[2]
視差（π）0.4548 ± 0.0289  mas [2]
距離7,200 ± 500 光年
(2,200 ± 100  pc )
詳細
質量1.04 ± 0.08 [4]  M ☉
半径1.73 ± 0.24 [4]  R ☉
光度（ボロメトリック）2.57 ± 0.68 [4]  L ☉
表面重力（log  g）3.99 ± 0.10 [4]  cgs
温度5,563 ± 86 [4]  K
金属量 [Fe/H]0.06 ± 0.13 [4] デックス
年8.7 ± 2.1 [4]  Gyr
その他の指定
ケプラー-1625 , KOI -5084 , KIC 4760478 , 2MASS J19414304+3953115 [7]
データベース参照
シンバッドデータ

ケプラー1625は、はくちょう座にある太陽質量の14等級の恒星で、地球から約7,200光年（2,200パーセク）離れている。質量は太陽の5%以内だが、半径は太陽より約70%大きく、より進化した状態にあることを反映している。 2015年にはケプラー計画によってこの恒星の周囲に巨大ガス惑星候補が検出され、 [8]その後、2016年には99%を超える信頼度で実際の惑星であることが検証された。[9] 2018年には、ケプラーによる系外衛星探査プロジェクトで、NASAのケプラー計画とハッブル宇宙望遠鏡の観測に基づき、この惑星の周囲に海王星サイズの系外衛星が存在する証拠が報告された。[10] [4]その後、この系外衛星候補の証拠と実在性は議論の対象となっている。[11] [12] [13] [14]

恒星の特徴

ケプラー1625は、ほぼ太陽質量の恒星ですが、直径は太陽の1.7倍あります。[4]有効温度は約5,550 Kで、太陽の温度よりわずかに低いです。[15] [4]これらのパラメータから、ケプラー1625は約87億年の寿命を持つ、寿命の終わりに近づいている黄色準巨星である可能性があります。 [4]この恒星は測光的に静かで、周期変動は0.02%未満であることが観測されています。[13]ケプラー1625は、はくちょう座の約7,200光年離れた場所にあります。[2] [15]

惑星系

ケプラー1625惑星系[4]
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 ≤11.6 [16]  M J 0.98 ± 0.14 287.3727 ± 0.0022 — 89.97 ± 0.02 ° 11.4 ± 1.6 相対 湿度🜨

この恒星には、1つの確認済みの惑星が存在することが知られています。ケプラー1625bと命名されたこの惑星は、木星サイズの惑星で、287.3地球日周期で恒星を周回しています。この恒星の周囲には、他にトランジット惑星の候補となるものは見つかっていません。[13]

潜在的な太陽系外衛星

太陽系外惑星ケプラー 1625b とその候補衛星ケプラー 1625b I の想像図。

ケプラー・ミッションは、 2009年から2013年にかけてケプラー1625bの3回の惑星の通過を記録した。[ 8]これらの異常な通過外フラックス減少は、 2018年にケプラーによる系外衛星の探査プロジェクトによって初めて報告されたように、海王星サイズの系外衛星が存在する可能性があることを示した。[10]ケプラーのデータでは決定的な結果が得られなかったため、惑星の通過は2018年10月にハッブル宇宙望遠鏡によって再観測された。ハッブルからの光曲線は、衛星のような通過と通過タイミングの変動の両方の証拠を示しており、どちらもケプラー1625bの軌道上にある同じ海王星サイズの衛星によって引き起こされたことと一致していた。[4]通過タイミングの変動は、同じデータを分析した2つのチームによって独立して回復された。[11] [12]これらのチームのうちの1つは独立して月のような通過現象を発見したが、近傍に隠れた惑星が存在する可能性を排除するために視線速度の測定が必要であると示唆している。 [11]もう1つのチームは月のような通過現象を発見することができず、データ処理によるアーティファクトである可能性を示唆した。[12]この結論はすぐに元のチームによって異議を唱えられ、別の分析ではより大きな系統的変化が見られ、それが彼らの異なる結論を説明できる可能性があることが示された。[13]

参照

参考文献

  1. ^ Roman, Nancy G. (1987). 「位置からの星座の同定」.太平洋天文学会刊行物. 99 (617): 695. Bibcode :1987PASP...99..695R. doi : 10.1086/132034 .VizieR におけるこのオブジェクトの星座記録。
  2. ^ abcdef Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). 「Gaiaデータリリース3. コンテンツとサーベイ特性の概要」.天文学と天体物理学. 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875.VizieR におけるこのソースの Gaia DR3 レコード。
  3. ^ Furlan, E.; Ciardi, DR; Everett, ME; Saylors, M.; Teske, JK; Horch, EP; Howell, SB; Van Belle, GT; Hirsch, LA; Gautier, TN, III; Adams, ER; Barrado, D.; Cartier, KMS; Dressing, CD; Dupree, AK; Gilliland, RL; Lillo-Box, J.; Lucas, PW; Wang, J. (2017). 「ケプラー追跡観測プログラム．I．高解像度画像によるケプラー星の伴星カタログ」．天文学ジャーナル．153 (2): 71. arXiv : 1612.02392．Bibcode : 2017AJ .... 153...71F．doi : 10.3847/1538-3881/153/2/71 .
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