惑星系とは？ わかりやすく解説

Weblio 辞書 > 辞書・百科事典 > デジタル大辞泉 > 惑星系の意味・解説 
デジタル大辞泉
索引トップ 用語の索引 ランキング 凡例
デジタル大辞泉デジタル大辞泉

わくせい‐けい【惑星系】

読み方：わくせいけい

恒星、およびその引力によって運行している天体の集団。太陽系以外の恒星にも惑星が存在することが明らかになり、太陽系は太陽を中心とする惑星系の一つと見なされている。中心天体が恒星ではなく、中性子星や白色矮星という例も知られる。


ウィキペディア
索引トップ 用語の索引 ランキング カテゴリー
ウィキペディアウィキペディア

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2023/12/03 03:39 UTC 版)

惑星系（わくせいけい、英語:Planetary system）とは、恒星の重力により結合され、複数の天体が公転している構造である。一般的に惑星が1つ、あるいは複数ある場合を示すが、衛星、小惑星、彗星、塵円盤などを惑星系の要素として含める場合もある[1][2]。地球がある太陽系も惑星系の一つである[3][4]。太陽系以外、すなわち太陽系外惑星の惑星系は太陽系外惑星系(Exoplanetary system)と呼ばれることもある。


脚注
  1. ^ p. 394, The Universal Book of Astronomy, from the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance, David J. Dsrling, Hoboken, New Jersey: Wiley, 2004. ISBN 0-471-26569-1.
  2. ^ p. 314, Collins Dictionary of Astronomy, Valerie Illingworth, London: Collins, 2000. ISBN 0-00-710297-6.
  3. ^ p. 382, Collins Dictionary of Astronomy.
  4. ^ p. 420, A Dictionary of Astronomy, Ian Ridpath, Oxford, New York: Oxford University Press, 2003. ISBN 0-19-860513-7.
  5. ^ “Interactive Extra-solar Planets Catalog”. The Extrasolar Planets Encyclopedia (2011年9月10日). 2016年5月29日閲覧。
  6. ^ Newton, Isaac; Cohen, I.Bernard; Whitman, Anne (1999) [First published 1713]. The Principia: A New Translation and Guide. University of California Press. p. 940. ISBN 0-520-20217-1 
  7. ^ Podsiadlowski, Philipp (1993). “Planet formation scenarios”. In: Planets around pulsars; Proceedings of the Conference 36: 149. Bibcode: 1993ASPC...36..149P. 
  8. ^ The fate of fallback matter around newly born compact objects, Rosalba Perna, Paul Duffell, Matteo Cantiello, Andrew MacFadyen, (Submitted on 17 Dec 2013)
  9. ^ “Sculpting Solar Systems - ESO’s SPHERE instrument reveals protoplanetary discs being shaped by newborn planets”. www.eso.org. 2017年2月22日閲覧。
  10. ^ Hasegawa, Yasuhiro; Pudritz, Ralph E. (2011). “The origin of planetary system architectures - I. Multiple planet traps in gaseous discs”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 417 (2): 1236–1259. arXiv:1105.4015. Bibcode: 2011MNRAS.417.1236H. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19338.x. ISSN 0035-8711. 
  11. ^ Stuart J. Weidenschilling; Francesco Marzari (1996). “Gravitational scattering as a possible origin for giant planets at small stellar distances”. Nature 384 (6610): 619–621. Bibcode: 1996Natur.384..619W. doi:10.1038/384619a0. PMID 8967949. 
  12. ^ Types and Attributes at Astro Washington.com.
  13. ^ a b Cassan, A.; Kubas, D.; Beaulieu, J. P.; Dominik, M et al. (2012). “One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations”. Nature 481 (7380): 167–169. arXiv:1202.0903. Bibcode: 2012Natur.481..167C. doi:10.1038/nature10684. PMID 22237108. 
  14. ^ Marcy, G. (2005). “Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities”. Progress of Theoretical Physics Supplement 158: 24–42. arXiv:astro-ph/0505003. Bibcode: 2005PThPS.158...24M. doi:10.1143/PTPS.158.24. オリジナルの2008年10月2日時点におけるアーカイブ。. https://web.archive.org/web/20081002085400/http://ptp.ipap.jp/link?PTPS%2F158%2F24. 
  15. ^ The Frequency of Hot Jupiters Orbiting Nearby Solar-Type Stars, J. T. Wright, G. W. Marcy, A. W. Howard, John Asher Johnson, T. Morton, D. A. Fischer, (Submitted on 10 May 2012)
  16. ^ a b c Andrew Cumming; R. Paul Butler; Geoffrey W. Marcy; Vogt, Steven S.; Wright, Jason T.; Fischer, Debra A. (2008). “The Keck Planet Search: Detectability and the Minimum Mass and Orbital Period Distribution of Extrasolar Planets”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 120 (867): 531–554. arXiv:0803.3357. Bibcode: 2008PASP..120..531C. doi:10.1086/588487. 
  17. ^ Planet Occurrence within 0.25 AU of Solar-type Stars from Kepler, Andrew W. Howard et al. (Submitted on 13 Mar 2011)
  18. ^ Amos, Jonathan (2009年10月19日). “Scientists announce planet bounty”. BBC News. http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/8314581.stm 2010年3月31日閲覧。 
  19. ^ David P. Bennett; Jay Anderson; Ian A. Bond; Andrzej Udalski; Andrew Gould (2006). “Identification of the OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Planetary Host Star”. Astrophysical Journal Letters 647 (2): L171–L174. arXiv:astro-ph/0606038. Bibcode: 2006ApJ...647L.171B. doi:10.1086/507585. 
  20. ^ Bonfils, X. (2005). “The HARPS search for southern extra-solar planets: VI. A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581”. Astronomy & Astrophysics 443 (3): L15–L18. arXiv:astro-ph/0509211. Bibcode: 2005A&A...443L..15B. doi:10.1051/0004-6361:200500193. 
  21. ^ L. Vu (2006年10月3日). “Planets Prefer Safe Neighborhoods”. Spitzer Science Center. 2007年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年2月22日閲覧。
  22. ^ Limits on Planets Orbiting Massive Stars from Radio Pulsar Timing, Thorsett, S.E. Dewey, R.J. 16-Sep-1993
  23. ^ “惑星と恒星が同規模の惑星系を発見”. ナショナル ジオグラフィック. ナショナル ジオグラフィック協会 (2009年5月29日). 2023年12月3日閲覧。

[続きの解説]

「惑星系」の続きの解説一覧

ウィキペディア小見出し辞書
索引トップ 用語の索引 ランキング
ウィキペディアウィキペディア

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/02 11:19 UTC 版)

「エリダヌス座イプシロン星」の記事における「惑星系」の解説

2000年には、視線速度の変化により恒星から3.39au離れた位置に惑星エリダヌス座ε星bが発見された。エリダヌス座ε星bは木星の1.55倍の質量を持つ巨大ガス惑星で半径は木星より大きいと推測されている。軌道離心率0.702という極端に歪んだ軌道をほぼ7年で公転するエキセントリック・プラネットでもあるとされている。2006年には、ハッブル宇宙望遠鏡によるアストロメトリーでの観測にも成功した。 塵円盤の形状から、軌道長半径約40auで公転周期が約290年、質量が木星の10%程度の惑星が存在するかもしれないという仮説が立てられているが、2017年5月現在、それを裏付ける観測結果は得られていない。恒星に近い位置には塵円盤が観測されていないため、現在の太陽系の形成と進化のモデルに照らし合わせると地球型惑星が存在する可能性がある。およそ0.53auの軌道に地球に似た惑星があれば、居住に適しているだろうと考えられる。 エリダヌス座ε星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(年)軌道離心率軌道傾斜角半径小惑星帯 3 au — — b (AEgir) 1.55 ± 0.24 MJ 3.39 ± 0.36 6.85 ± 0.03 0.702 ± 0.039 30.1 ± 3.8° ≥1 RJ 小惑星帯 20 au — — c (未確認) 0.1 MJ 40? 290? 0.3 — — 塵円盤 35—75 au — —

※この「惑星系」の解説は、「エリダヌス座イプシロン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「エリダヌス座イプシロン星」の記事については、「エリダヌス座イプシロン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/07/11 08:36 UTC 版)

「ベガ」の記事における「惑星系」の解説

ベガの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (未確認) ≥21.9±5.1 M⊕ 0.04555±0.00053 2.42977±0.00016 0.25±0.15 — — 塵円盤 86—815 au 6.2?° — 2021年に、ベガの10年間のスペクトルを分析した論文により、ベガの周囲を公転する公転周期が2.43日間の信号の候補を検出したと発表した。統計的には、誤検出の可能性は1%にすぎないと推定されている。信号の振幅によると下限質量は21.9±5.1地球質量となるが、地球から観測してベガ自体が6.2°斜めに自転していることを考慮すると、惑星もその面に位置を合わせ実際の質量は203±47地球質量となる。その他、80±21地球質量（6.2°の傾きで740±190地球質量）と解釈できる、周期が196.4+1.6−1.9日の弱い信号も検出された。しかし利用可能なデータからは、この周期の惑星が存在する確実な証拠は得られなかったと結論付けられている。

※この「惑星系」の解説は、「ベガ」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ベガ」の記事については、「ベガ」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/05/03 14:21 UTC 版)

「HD 4113」の記事における「惑星系」の解説

2007年10月26日、Tamuzらによる視線速度法の観測によって、下限質量が木星の1.5倍の太陽系外惑星HD 4113 bが発見された。HD 4113 bは軌道離心率0.903という、極端に歪んだ軌道で公転している。 HD 4113の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >1.56 ± 0.04 MJ 1.28 526.62 ± 0.3 0.903 ± 0.005 — 1.1598 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 4113」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 4113」の記事については、「HD 4113」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/05/20 15:50 UTC 版)

「ヘルクレス座14番星」の記事における「惑星系」の解説

1998年に、ヘルクレス座14番星を公転する太陽系外惑星が見つかり、ヘルクレス座14番星bと命名された。公転周期4.8年で、離心率が0.37と細長い楕円軌道を取る。2005年には、2つめの惑星の存在の可能性が指摘され、ヘルクレス座14番星cと名付けられた。この惑星cのパラメータ等はかなりの誤差があり、大きく見積もった場合は褐色矮星サイズにもなるが、発見者グループによる最も精密な予想によれば、内側の惑星と5:1から6:1の共鳴軌道上にあり、ヘルクレス座14番星から約9天文単位のところを約27年かけて公転しているとみられる。 ヘルクレス座14番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 4.64 ± 0.19 MJ 2.77 ± 0.05 1773.4 ± 2.5 0.369 ± 0.005 — — c > 7.679 MJ 9.037 9886 0.184 — —

※この「惑星系」の解説は、「ヘルクレス座14番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ヘルクレス座14番星」の記事については、「ヘルクレス座14番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/06/03 21:48 UTC 版)

「OGLE-2005-BLG-071L」の記事における「惑星系」の解説

2005年3月17日に、OGLE-IIIプロジェクトで観測された重力マイクロレンズ現象の光度変化を分析することで、太陽系外惑星[[OGLE-2005-BLG-071Lb|OGLE-2005-BLG-071L b]が発見された。この惑星は、重力マイクロレンズを利用して発見された2番目の惑星である。 OGLE-2005-BLG-071Lの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.8 ± 0.4 MJ 3.6 ± 0.2 3,600 — — 1.5184 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-2005-BLG-071L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-2005-BLG-071L」の記事については、「OGLE-2005-BLG-071L」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/06/07 21:59 UTC 版)

「MOA-2007-BLG-400L」の記事における「惑星系」の解説

2008年9月、MOAプロジェクトによって太陽系外惑星の発見が公表された。この惑星は、2007年9月に重力マイクロレンズ法によって発見された。 MOA-2007-BLG-400Lの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.83 +0.49−0.31 MJ 0.72 +0.38−0.16 — — — 0.9655 RJ

※この「惑星系」の解説は、「MOA-2007-BLG-400L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「MOA-2007-BLG-400L」の記事については、「MOA-2007-BLG-400L」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/06/16 09:01 UTC 版)

「しし座DP星」の記事における「惑星系」の解説

2010年、Qian et al.は、食連星系の周りを公転する惑星質量程度の3番目の天体の発見を発表した。3番目の天体の存在は、2002年には既に疑われていた。この天体は、木星質量の約6倍で、連星から8.6天文単位離れている。 しし座DP星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(年)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥6.1 ± 0.5 MJ 8.2 ± 0.4 28.0 ± 2.0 0.39 ± 0.13 — —

※この「惑星系」の解説は、「しし座DP星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「しし座DP星」の記事については、「しし座DP星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/07/15 22:18 UTC 版)

「くじら座94番星」の記事における「惑星系」の解説

2000年8月7日、くじら座94番星Aの周りを公転する太陽系外惑星くじら座94番星bが発見された。ウラジミール・リラは、Telemachusと呼ぶことを提案している。 くじら座94番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.37 ± 0.12 MJ 1.305 ± 0.016 466.2 ± 1.7 0.063 ± 0.062 — —

※この「惑星系」の解説は、「くじら座94番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「くじら座94番星」の記事については、「くじら座94番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/08 22:02 UTC 版)

「GJ 3021」の記事における「惑星系」の解説

2000年に、木星型惑星 GJ 3021 b が、GJ 3021 A から0.5天文単位の軌道を公転していることが発見された。視線速度の変動から、下限質量は3.37木星質量程度と推定される。 2001年にヒッパルコス衛星の位置天文学データに基づいた研究によって、GJ 3021 bの軌道傾斜角は11.8°、真の質量は下限質量より大幅に大きい16木星質量とされた。これは惑星ではなく褐色矮星に相当する質量である。しかし後の分析によって、ヒッパルコスは伴星の影響を決定できるほど高性能ではなく、惑星の真の軌道傾斜角と質量はなお不明であるとされた。 天文学者のウラジミール・リラは、Delosと呼ぶことを提案している。 GJ 3021の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 3.37 MJ 0.49 133.71 ± 0.20 0.511 ± 0.017 — —

※この「惑星系」の解説は、「GJ 3021」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GJ 3021」の記事については、「GJ 3021」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/11 22:05 UTC 版)

「HAT-P-12」の記事における「惑星系」の解説

2009年にトランジット法を用いて、太陽系外惑星HAT-P-12bが公転しているのが発見された。 HAT-P-12の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.211 ± 0.012 MJ 0.0384 ± 0.0003 3.2130598 ± 0.0000021 0 89.0 ± 0.4°° 0.959 +0.029−0.021 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-12」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-12」の記事については、「HAT-P-12」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/16 15:02 UTC 版)

「OGLE-TR-111」の記事における「惑星系」の解説

2002年、 OGLE計画によって、この恒星から来る光が4日ごとに周期的にわずかに暗くなっていることが検出された。これは惑星程度の大きさの天体が恒星の前面を通過していることを示していた。しかし天体の質量が測定されていなかったため、これが真の太陽系外惑星か低質量の褐色矮星や赤色矮星なのか分からなかった。2004年に視線速度が測定されたことで、恒星の周囲を公転する天体の質量が推定され、この天体が真の惑星であることが明らかとなった。 この惑星は恒星の近傍を公転しているホットジュピターだと考えられている。質量は木星の半分程度で、地球と太陽の距離の1/20程度の公転軌道を公転している。 2005年、この惑星以外の天体による通過が観測されたことが発表された。OGLE-TR-111cと名付けられたこの天体も太陽系外惑星の可能性があると考えられている。この天体が惑星であることを確定するにはさらに多くのデータが必要であるが、惑星であることが確定されると、OGLE-TR-111は複数の惑星が表面を通過する初めての恒星となる。 OGLE-TR-111の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.52 MJ 0.0473 +0.0015−0.0014 4.014463 ± 1.0 ×10−6 0 88.3 +0.3−0.2° 1.019 ± 0.026 RJ c（未確定） 0.7 ± 0.2 MJ 0.12 ± 0.01 16.0644 ± 0.0050 0 88 - 89° 0.85 ± 0.15 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-111」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-111」の記事については、「OGLE-TR-111」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/16 14:45 UTC 版)

「OGLE-TR-182」の記事における「惑星系」の解説

OGLE-TR-182は、太陽系外惑星OGLE-TR-182bを持つ。OGLE計画により、トランジット法を用いて2007年11月に発見された。 OGLE-TR-182の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.01 ± 0.15 MJ 0.051 ± 0.001 3.97910 ± 1 ×10−5 0 85.7 ± 0.3°° 1.13 +0.24−0.08 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-182」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-182」の記事については、「OGLE-TR-182」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/27 09:30 UTC 版)

「K2-187」の記事における「惑星系」の解説

K2-187には、少なくとも4つの太陽系外惑星が周囲を公転することが知られている。そのうち2つはスーパー・アース、1つはホット・ネプチューン、もう1つはミニ・ネプチューンである。4つの惑星はすべてがほぼ軌道共鳴の関係にあり、また温度が高いため生命が居住することができない。 K2-187の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.016322 0.773981+0.000052−0.000050 — 81.930168+5.825258−11.735217° 1.30+0.13−0.13 R⊕ c — 0.0391185 2.871788+0.000256−0.000257 — 86.067367+2.836604−6.998926° 1.80+0.14−0.14 R⊕ d — 0.0718533 7.149079+0.000360−0.000372 — 87.483206+1.886985−3.903548° 3.17+0.18−0.18 R⊕ e — 0.11036 13.608341+0.001661−0.001580 — 88.970197+0.751147−1.318388° 2.38+0.18−0.18 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「K2-187」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-187」の記事については、「K2-187」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/18 21:30 UTC 版)

「OGLE2-TR-L9」の記事における「惑星系」の解説

この恒星の周囲をOGLE2-TR-L9bという太陽系外惑星が公転していることが2008年に発見された。 OGLE2-TR-L9の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.5 ± 1.5 MJ 0.0308 ± 0.0005 2.4855335 ± 7 ×10−7 0 79.8 ± 0.3° 1.61 ± 0.04 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE2-TR-L9」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE2-TR-L9」の記事については、「OGLE2-TR-L9」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/19 21:53 UTC 版)

「HD 221287」の記事における「惑星系」の解説

2007年3月5日、ヨーロッパ南天天文台、ジュネーヴ大学天文台を中心とする太陽系外惑星捜索グループは、ラ・シヤ天文台の3.6m望遠鏡と高分散分光装置HARPSを用いて、HD 221287 b等のいくつかの太陽系外惑星を発見した。HAPRSの観測による視線速度の時間変化の分析から、HD 221287 bの最低質量を3.09木星質量と計算し、木星型惑星とした。この惑星は、離心率の小さいほぼ円形の、HD 221287から1.25AU離れた軌道を公転している。 軌道の安定性の解析により、HD 221287 bの軌道上60°前か後ろのラグランジュ点（L4またはL5）には、地球程度の大きさの惑星が、長期間安定して存在できることがわかった。 HD 221287の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >3.09 ± 0.79 MJ 1.25 ± 0.04 456.1 +7.7−5.8 0.08 +0.17−0.05 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 221287」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 221287」の記事については、「HD 221287」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/22 22:54 UTC 版)

「グルームブリッジ34」の記事における「惑星系」の解説

2000年にハッブル宇宙望遠鏡を使って行われた探査では、木星型惑星や褐色矮星は発見されなかった。 グルームブリッジ34Aのハビタブルゾーンは0.25AU、グルームブリッジ34Bのハビタブルゾーンは0.13AUの地点である。 2014年にケック天文台のジェフリー・マーシーらのチームにより、グルームブリッジ34Aにハビタブルゾーンのはるか内側を回る惑星が発見された。下限質量は地球の5.35倍。。 グルームブリッジ34Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 5.35 ± 0.75 M M⊕ 0.0717±0.0034 11.4433±0.0017 0.0 — —

※この「惑星系」の解説は、「グルームブリッジ34」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グルームブリッジ34」の記事については、「グルームブリッジ34」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/08/26 15:07 UTC 版)

「HD 30177」の記事における「惑星系」の解説

1つ目の惑星HD 30177 bは、2002年にアングロ・オーストラリアン天文台の惑星捜索計画で、視線速度法の観測によって発見された。2つ目の惑星HD 30177 cは、ラ・シヤ天文台の観測結果も含め更に11年の観測結果を追加して分析したところ、惑星が1つでは観測に合わないことから発見された。 どちらの惑星も、木星質量の8倍程度はある巨大ガス惑星で、惑星bは木星軌道よりやや母星に近い軌道を、惑星cは土星に近い軌道をとっている。 HD 30177の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 8.08 ± 0.10 MJ 3.58 ± 0.01 2,524 ± 9.8 0.184 ± 0.012 — — c > 7.60 ± 3.10 MJ 9.89 ± 1.04 11,613 ± 1,837 0.22 ± 0.14 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 30177」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 30177」の記事については、「HD 30177」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/09/02 21:31 UTC 版)

「HD 37605」の記事における「惑星系」の解説

2004年、ホビー・エバリー望遠鏡を用いた視線速度法による観測で、太陽系外惑星HD 37605 bがHD 37605の周りを公転しているのが発見された。2012年には、やはり視線速度法により、第2の惑星HD 37605 cが発見された。 HD 37605の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 2.802 ± 0.011 MJ 0.2831 ± 0.0016 55.01307 ± 0.00064 0.6767 ± 0.0019 — — c > 3.366 ± 0.072 MJ 3.814 ± 0.058 2,720 ± 57 0.013 ± 0.015 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 37605」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 37605」の記事については、「HD 37605」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/09/08 14:50 UTC 版)

「HD 76700」の記事における「惑星系」の解説

2002年、アングロ・オーストラリアン天文台の惑星捜索計画により、視線速度法の観測で、太陽系外惑星HD 76700 bがHD76700の周囲を公転しているのが発見された。 HD 76700の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.233 ± 0.024 MJ 0.0511 ± 0.0030 3.97097 ± 0.00023 0.095 ± 0.075 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 76700」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 76700」の記事については、「HD 76700」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/09/15 13:56 UTC 版)

「HD 75289」の記事における「惑星系」の解説

1999年、木星の半分程度の質量の惑星HD 75289 bが視線速度法により発見された。この惑星は典型的なホット・ジュピターで、HD 75289 Aから0.0482AUの軌道をわずか3.51日で公転する。 HD 75289の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.467 ± 0.041 MJ 0.0482 ± 0.0028 3.509267 ± 0.000064 0.034 ± 0.029 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 75289」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 75289」の記事については、「HD 75289」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/09/30 13:57 UTC 版)

「HD 111232」の記事における「惑星系」の解説

2003年、ラ・シヤ天文台での視線速度法による観測から、1つの太陽系外惑星がHD 111232の周囲を公転していることが発見された。 HD 111232の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 6.80 MJ 1.97 1,143 ± 14 0.20 ± 0.01 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 111232」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 111232」の記事については、「HD 111232」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/10/11 21:33 UTC 版)

「HD 141937」の記事における「惑星系」の解説

2002年、ラ・シヤ天文台における視線速度法の観測から、巨大な木星型惑星がHD 141937の周りを公転しているのが発見された。 HD 141937の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 9.316 ± 0.329 MJ 1.4877 ± 0.0097 653.22 ± 1.21 0.41 ± 0.01 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 141937」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 141937」の記事については、「HD 141937」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/10/29 13:50 UTC 版)

「HAT-P-8」の記事における「惑星系」の解説

2008年、HATネットプロジェクトは、トランジット法によって太陽系外惑星HAT-P-8bが（主星の）周囲を公転していることを発見した、と公表した。この惑星は、ホット・ジュピターであると考えられている。 HAT-P-8の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.52 +0.18−0.16 MJ 0.0487 ± 0.0026 3.0763776 ± 0.0000040 0 87.5 +1.9−0.9° 1.50 +0.08−0.06 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-8」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-8」の記事については、「HAT-P-8」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:49 UTC 版)

「HD 32518」の記事における「惑星系」の解説

2009年8月に、カール・シュヴァルツシルト天文台における視線速度法の観測により、木星型惑星がHD 32581の周囲を公転していることが発見された。 HD 32518の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Neri) ≥ 3.04 ± 0.68 MJ 0.59 ± 0.03 157.54 ± 0.38 0.01 ± 0.03 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 32518」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 32518」の記事については、「HD 32518」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/02/01 16:48 UTC 版)

「1SWASP J140747.93-394542.6」の記事における「惑星系」の解説

2007年4月から5月にかけての特異な減光を報告した、ロチェスター大学の天文学者エリック・ママジェクらのチームはこの現象を、何らかの天体（J1407b）の通過によって食が起きたと推測した。減光の仕方が緩やかで、しかも明るくなったり暗くなったりを繰り返しながら底を打っていることから、食を起こした天体は土星のような環を持つと予想された。 J1407bは、公転軌道が仮に円軌道であるとすると、母星の周りを約11年（誤差を含めば3.5～13.8年）で公転し、質量は木星の13.6～26.1倍と予想される。ただし、J1407bの公転軌道は細長い楕円軌道の可能性があり、その場合は公転周期13.3年、質量が木星の23.8倍というのがもっともらしくなる。 J1407bは、半径およそ9000万km（0.6AU、土星の環の200倍）に渡って広がる、37本からなる環を持っており、そのため"Saturn on Steroids"や「スーパーサターン（Super Saturn）」などとも呼ばれている。J1407bは、環を持つ天体による食が検出された最初の例である。環の中には、J1407bからおよそ6100万km（0.4AU）の距離に、幅400万km程度の、土星の環に類似した隙間が確認されている。この隙間は、質量が0.8M⊕以下の天体（太陽系外衛星）がJ1407bの周りを公転していれば説明できるとされる。J1407bは、惑星の周りの円盤から衛星が作られるところをとらえた初めての例ともみられる。 J1407bの環がどの程度安定して存在できるかを、数値計算で検証した結果、10万年経過後も観測されたような大きな環が存続できるのは、環が公転に対して逆行している場合だけであることがわかった。 地球から観測した場合、J1407bの環は9.0ミリ秒に渡って見える。ちなみに、仮に土星がJ1407bと同じ距離にあるとした場合、土星の環は0.05ミリ秒に渡って見えるであろう。 1SWASP J140747.93-394542.6の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 14.0 - 23.8 MJ 5.0 4,860 - 10,000 > 0.5 — —

※この「惑星系」の解説は、「1SWASP J140747.93-394542.6」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「1SWASP J140747.93-394542.6」の記事については、「1SWASP J140747.93-394542.6」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/11/10 21:42 UTC 版)

「OGLE-2005-BLG-169L」の記事における「惑星系」の解説

2006年、重力マイクロレンズ法により、天王星程度の質量の太陽系外惑星が発見された。 OGLE-2005-BLG-169Lの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 14.1 M⊕ 3.5 — — — —

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-2005-BLG-169L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-2005-BLG-169L」の記事については、「OGLE-2005-BLG-169L」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/11/12 14:32 UTC 版)

「OGLE-2007-BLG-368L」の記事における「惑星系」の解説

2009年に、OGLE計画によって重力マイクロレンズ効果が観測され、海王星程度の質量の惑星が3.3AUの軌道を公転していることが発見された。 OGLE-2007-BLG-368Lの惑星名称 質量 主星との距離（天文単位） b 20 +7−8 M⊕ 3.3 +1.4−0.8

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-2007-BLG-368L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-2007-BLG-368L」の記事については、「OGLE-2007-BLG-368L」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/11/16 21:49 UTC 版)

「OGLE-TR-56」の記事における「惑星系」の解説

2002年、OGLE計画によって、この恒星の手前を太陽系外惑星の候補天体が通過する現象が発見された。その後、視線速度の測定によってこの恒星の周りを惑星が公転していることが確かめられ、惑星OGLE-TR-56bの存在が確定した。当時発見されていた中では、最短の軌道周期を持つ惑星であった。 OGLE-TR-56の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.39 +0.18−0.17 MJ 0.02383 +0.00046−0.00051 1.2119189 0 77.60 +0.91−1.00° 1.363 +0.092−0.090 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-56」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-56」の記事については、「OGLE-TR-56」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/11/18 09:48 UTC 版)

「OGLE-TR-10」の記事における「惑星系」の解説

この恒星の周囲を公転する太陽系外惑星OGLE-TR-10bが2002年にOptical Gravitational Lensing Experimentによる観測で発見された。 OGLE-TR-10の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.63 ± 0.14 MJ 0.04162 ± 0.00004 3.10129 ± 0.00001 0 84.5 ± 0.6° 1.26 ± 0.07 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-10」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-10」の記事については、「OGLE-TR-10」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/11/19 14:09 UTC 版)

「MOA-2008-BLG-310L」の記事における「惑星系」の解説

2008年7月6日に、重力マイクロレンズ現象が観測された。この重力マイクロレンズによる背後の恒星の増光は、手前を横切った恒星単独よりも、太陽系外惑星が存在した方が観測とよく合うことから、惑星が発見された。この惑星は、親星から1.6AUの軌道を公転し、質量は地球の23倍であると推定される。 MOA-2008-BLG-310Lの惑星名称 質量 軌道長半径（天文単位） b 23.4 +23.9−9.9 M⊕ 1.61 ± 0.98

※この「惑星系」の解説は、「MOA-2008-BLG-310L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「MOA-2008-BLG-310L」の記事については、「MOA-2008-BLG-310L」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/12/01 21:44 UTC 版)

「HD 4203」の記事における「惑星系」の解説

2001年、ケック望遠鏡による視線速度の測定から、木星型惑星HD 4203 bが周囲を公転しているのが発見された。 2014年、視線速度を更に詳しく分析した結果、惑星が二つあると考えた方が視線速度の変化をよく説明できることから、2番目の太陽系外惑星HD 4203 cが発見された。 HD 4203の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.82 ± 0.05 MJ 1.1735 ± 0.0222 437.05 ± 0.27 0.52 ± 0.02 — — c > 2.17 ± 0.52 MJ 6.95 +1.93−0.56 6,700 ± 4,500 0.24 ± 0.13 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 4203」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 4203」の記事については、「HD 4203」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/12/07 21:44 UTC 版)

「HD 4308」の記事における「惑星系」の解説

2005年、低質量の惑星が周囲を公転しているのが高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）を用いて視線速度法で発見された。 HD 4308の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 14.0475 M⊕ 0.115 15.56 ± 0.02 0.00 ± 0.01 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 4308」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 4308」の記事については、「HD 4308」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/12/27 14:46 UTC 版)

「HD 11506」の記事における「惑星系」の解説

HD 11506の周囲を公転する木星型惑星HD 11506 bが、視線速度法を用いてN2Kコンソーシアム（英語版）によって発見された。この発見は、デブラ・フィッシャーらにより2007年にアメリカ合衆国で発表された。2008年には、2番目の惑星HD 11506 cが、ベイズ推定に基づいて視線速度を分析し直したことで発見された。 HD 11506の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c ≥ 0.36 ± 0.02 MJ 0.721 ± 0.001 223.6 ± 0.6 0.24 ± 0.05 — — b ≥ 4.21 ± 0.07 MJ 2.708 ± 0.007 1627.5 ± 5.9 0.37 ± 0.01 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 11506」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 11506」の記事については、「HD 11506」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/02/14 08:54 UTC 版)

「HD 215497」の記事における「惑星系」の解説

2009年に2つの惑星の発見が公表された。どちらも木星よりも質量が小さい。内側を公転するHD 215497 bは親星に極めて近い軌道を公転し、「ホットスーパーアース」と呼ばれる。外側のHD 215497 cは土星程度の大きさで、地球と太陽の間より若干遠い約1.21天文単位の軌道を公転する。 HD 215497の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >6.6 M⊕ 0.047 3.93404 ± 0.00066 0.16 ± 0.09 — — c >0.33 MJ 1.282 567.94 ± 2.70 0.49 ± 0.04 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 215497」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 215497」の記事については、「HD 215497」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:16 UTC 版)

「てんびん座23番星」の記事における「惑星系」の解説

1999年、W・M・ケック天文台における視線速度法の観測によって、系外惑星てんびん座23番星bが発見された。2009年には、ケック天文台とアングロ・オーストラリアン天文台のデータを追加して、更に詳しく視線速度を分析したことで、第2の惑星てんびん座23番星cが発見されている。 スピッツァー宇宙望遠鏡を用いた研究では、てんびん座23番星には赤外超過が検出されず、恒星を塵が取り巻く残骸円盤（英語版）は存在しないとみられる。 てんびん座23番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 1.59 ± 0.02 MJ 0.81 ± 0.02 258.19 ± 0.07 0.233 ± 0.002 — — c ≥ 0.82 ± 0.03 MJ 5.8 ± 0.5 5,000 ± 400 0.12 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「てんびん座23番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「てんびん座23番星」の記事については、「てんびん座23番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/02/17 21:52 UTC 版)

「HD 37124」の記事における「惑星系」の解説

2011年時点で、3つの惑星がHD 37124の周りを公転していることがわかっている。 1999年、W・M・ケック天文台による視線速度法の観測によって、最初の惑星HD 37124 bが、母星のハビタブルゾーンの内縁に存在することが報じられた。 2番目の惑星HD 37124 cは、2002年にHD 37124 bと同様の観測によってその存在が明らかとなり、周期約1,940日の楕円形の軌道で公転していると考えられた。しかし、観測結果に合う最適解では、更に細長い楕円軌道であることが示唆されていたが、それでは軌道が不安定となり、恒星の年齢より短い時間で、惑星系が維持できなくなってしまう。 そこで、更に観測を増やし、また、3惑星からなる惑星系も候補として分析したところ、3惑星であった方が観測結果をうまく説明できることから、2005年に3番目の惑星HD 37124 dの発見となった。2番目の惑星は、母星から火星程の距離を公転している。 2005年の段階では、3番目の惑星は理論によって、他の二つの惑星の内側にも外側にもあり得るあやふやな存在であったが、2011年によりもっともらしい解が出され、HD 37124 dはHD 37124 cの外側にあり、2:1の軌道共鳴にあることがわかった。 HD 37124の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 0.675 ± 0.017 MJ 0.53364 ± 0.00020 154.378 ± 0.089 0.054 ± 0.028 — — c ≥ 0.652 ± 0.052 MJ 1.7100 ± 0.0065 885.5 ± 5.1 0.125 ± 0.055 — — d ≥ 0.696 ± 0.059 MJ 2.807 ± 0.038 1,862 ± 38 0.16 ± 0.14 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 37124」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 37124」の記事については、「HD 37124」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/03/05 21:31 UTC 版)

「HIP 14810」の記事における「惑星系」の解説

HIP 14810の周りには、3つの太陽系外惑星が発見されている。そのうち、母星に近い2つの惑星HIP 14810 bとHIP 14810 cは、2006年にW・M・ケック天文台における視線速度法の観測によって発見された。 一方、HIP 14810 dは、更に2年3ヶ月観測を追加し、より詳しい視線速度の分析によって2009年に発見、その際にHIP 14810 cの軌道パラメータも修正された。 HIP 14810の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 3.88 ± 0.32 MJ 0.0692 ± 0.0040 6.673855 ± 0.000019 0.14270 ± 0.00094 — — c ≥ 1.28 ± 0.10 MJ 0.545 ± 0.031 147.730 ± 0.065 0.164 ± 0.012 — — d ≥ 0.570 ± 0.052 MJ 1.89 ± 0.11 952 ± 15 0.173 ± 0.037 — —

※この「惑星系」の解説は、「HIP 14810」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HIP 14810」の記事については、「HIP 14810」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/05/21 13:36 UTC 版)

「うお座109番星」の記事における「惑星系」の解説

1999年に、うお座109番星を公転する系外惑星うお座109番星bが発見された。質量が最低でも木星の6.3倍、不定性も大きく、当初は木星の38倍の質量を持つ褐色矮星ではないかとする研究もあったが、その後の観測で物理的性質が絞り込まれ、やはり惑星であろうということになっている。 うお座109番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 6.21 ± 0.15 MJ 2.131 ± 0.018 — 0.099 ± 0.007 — 1.8974 RJ

※この「惑星系」の解説は、「うお座109番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「うお座109番星」の記事については、「うお座109番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/06/30 09:48 UTC 版)

「かに座ベータ星」の記事における「惑星系」の解説

2014年に、木星の7.8倍の下限質量を持つ太陽系外惑星が発見された。 かに座β星Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >7.8 ± 0.8 MJ 1.7 ± 0.1 605.2 ± 4.0 0.08 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「かに座ベータ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「かに座ベータ星」の記事については、「かに座ベータ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/07/21 14:55 UTC 版)

「OGLE-TR-132」の記事における「惑星系」の解説

2003年、OGLE計画によって、この恒星の光度曲線が周期的に変化する様子が検出された。これは、惑星程度の大きさの天体が通過していることを示している。低質量の赤色矮星や褐色矮星の通過でも同様の現象が起こるため、視線速度を測定することで天体の質量を計算した。その結果、2004年にこの天体は新しい太陽系外惑星OGLE-TR-132bであることが明らかとなった。 OGLE-TR-132の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.18 +0.14−0.13 MJ 0.03035 +0.00057−0.00053 1.689868 0 83.4 +2.9−1.3° 1.20 +0.15−0.11 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-132」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-132」の記事については、「OGLE-TR-132」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/08/04 21:43 UTC 版)

「CoRoT-6」の記事における「惑星系」の解説

2009年、この恒星の周囲を太陽系外惑星CoRoT-6bが公転していることが公表された。この惑星は、COROT衛星の観測によって、トランジット法で発見された。 CoRoT-6の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.96 MJ 0.0855 8.886593 < 0.1 89.07° 1.166 RJ

※この「惑星系」の解説は、「CoRoT-6」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「CoRoT-6」の記事については、「CoRoT-6」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/10/08 21:55 UTC 版)

「HD 114729」の記事における「惑星系」の解説

2003年に、リック・カーネギー系外惑星サーベイ（英語版）のチームが周囲を公転する太陽系外惑星の発見を公表した。この惑星の軌道長半径は地球と太陽の間の約2倍で、離心率が大きい。質量は、木星質量の95%以上と推定される。後に、HD 114729は連星であることがわかったが、この惑星は主星HD 114729Aの周りを公転している。 HD 114729の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.95 ± 0.10 MJ 2.11 ± 0.12 1,114 ± 15 0.167 ± 0.055 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 114729」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 114729」の記事については、「HD 114729」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/09/24 14:22 UTC 版)

「HD 187123」の記事における「惑星系」の解説

1998年、当時イギリスの大学院生であったケヴィン・アップスの指摘を受けて、リック・カーネギー系外惑星サーベイ（英語版）のグループが観測し直した30天体の中で、HD 187123の周囲を公転する太陽系外惑星の存在が示された。また2006年には、その外側に別の天体が公転していることが示唆される、と発表された。第2の惑星の実在は、2008年に確かめられた。 HD 187123の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.523 ± 0.043 MJ 0.0426 ± 0.0025 3.0965828 ± 0.0000078 0.0103 ± 0.0059 — — c > 1.99 ± 0.25 MJ 4.89 ± 0.53 3,810 ± 420 0.252 ± 0.033 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 187123」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 187123」の記事については、「HD 187123」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/01/17 10:09 UTC 版)

「HD 82943」の記事における「惑星系」の解説

2003年に2個の太陽系外惑星が発見されたことが発表された。 HD 82943の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c 2.01 MJ ~0.746 219 0.359 — — b 1.75 MJ ~1.19 441.2 0.219 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 82943」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 82943」の記事については、「HD 82943」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/10/07 09:57 UTC 版)

「HD 67087」の記事における「惑星系」の解説

2015年に岡山天体物理観測所で行われた観測によって2つの太陽系外惑星が発見された。これらの惑星はHD 1605とHD 1666を公転している太陽系外惑星と同時に発表された。 外側を公転しているHD 67087 cは軌道離心率0.76という極端な楕円軌道を描いている。これはさらに外側にある未知の天体の重力によってHD 67087 cの軌道が歪められている可能性があることを示している。しかし、今のところそのような伴天体は見つかっていない。これは伴星を持つにも関わらず、惑星の軌道がほぼ真円であるHD 1605系とは対照的である。 HD 67087の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 3.06+0.22−0.20 MJ 1.08 ± 0.04 352.2+1.7−1.6 0.17 ± 0.07 — — c ≥ 4.85+10.0−3.61 MJ 3.86+0.43−0.37 2374+193−156 0.76+0.17−0.24 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 67087」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 67087」の記事については、「HD 67087」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:44 UTC 版)

「WASP-15」の記事における「惑星系」の解説

2008年、スーパーWASP計画で太陽系外惑星WASP-15bが発見された。この惑星はホット・ジュピターで、WASP-15から0.499AUの距離を3.7520656日周期で公転している。WASP-15bは、半径が異常に大きいことが指摘され、質量が木星の半分強なのに対し、半径は木星の1.4倍になる。この大きな半径は熱による膨張と考えられるが、母星に近いことによる高温だけでは説明できず、潮汐加熱かそのほかの内部熱源が効いていると考えられる。 天文学者のウラジミール・リラは、“Asia”と呼ぶことを提案している。 WASP-15の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Asye) 0.542 ± 0.050 MJ 0.0499 ± 0.0018 3.7520656 ± 2.8 ×10−6 0 85.5 ± 0.5° 1.428 ± 0.077 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-15」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-15」の記事については、「WASP-15」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/01/01 14:27 UTC 版)

「エリダヌス座オミクロン2星」の記事における「惑星系」の解説

A星のハビタブルゾーンは0.556 ～ 1.103auと考えられており、この範囲に惑星があれば液体の水が存在できるだろう。A星から0.6auの距離に惑星があった場合、公転周期は203地球日で、A星は地球から見た太陽より30%大きく見える。惑星の大気組成が地球と同じであれば、B星は-8等の白い星、C星は-6等の赤い星として見えるだろう。これらは夜空の闇を完全に打ち消すほどではないが、昼間でも見ることができるほど明るい（なお、満月は-12.6等、金星の最大光度は-4.7等）。B星とC星が衝の時期には、一晩中おぼろに明るく、他の星が見えにくい状態が続くだろう。 かつてB星の周りに居住可能な惑星があったとしても、B星が白色矮星になる時にその環境は破壊されているだろう。C星に関しては、フレアのたびにX線放射が可視光と同じくらいまで強くなるので、ハビタブルゾーンに惑星があったとしても生物は存在できないだろう。 2018年に、A星の周囲を42日周期で公転している、地球の2倍程度の大きさのスーパーアースと推測される惑星が見つかったという研究結果が発表された。A星は、アメリカの人気SFシリーズ『スタートレック』の生みの親ジーン・ロッデンベリーによって「バルカン人の母星がある」とされていたため、この惑星の発見はCNNでも報じられるなど注目された。 エリダヌス座ο2星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 8.47±0.47 M⊕ 6999224460000000000♠0.22446±0.00004 42.378 ± 0.010 days 6998400000000000000♠0.04+0.05−0.03 — —

※この「惑星系」の解説は、「エリダヌス座オミクロン2星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「エリダヌス座オミクロン2星」の記事については、「エリダヌス座オミクロン2星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/01/01 14:16 UTC 版)

「おとめ座カイ星」の記事における「惑星系」の解説

2009年7月、おとめ座χ星Aが大きな太陽系外惑星を持っていることが発見された。 おとめ座χ星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≧11.09 ± 1 MJ 2.14 ± 0.03 835.477 ± 6.04 0.462 ± 0.069 — —

※この「惑星系」の解説は、「おとめ座カイ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おとめ座カイ星」の記事については、「おとめ座カイ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:25 UTC 版)

「WASP-2」の記事における「惑星系」の解説

2006年、SuperWASP計画で太陽系外惑星が発見された。天文学者のウラジミール・リラは、Portunusと呼ぶことを提案している。 WASP-2の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.914 ± 0.092 MJ 0.03138 ± 0.00142 2.152226 ± 4 ×10−5 0 84.80 ± 0.39°° 1.117 ± 0.082 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-2」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-2」の記事については、「WASP-2」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:20 UTC 版)

「はくちょう座16番星」の記事における「惑星系」の解説

1996年、B星の周りを公転する惑星はくちょう座16番星Bbの発見が報告された。この惑星は、798.5日周期で潰れた楕円軌道を周回するエキセントリック・プラネットで、軌道長半径は1.68AUである。惑星bは、当時知られていた他の大部分の惑星と同じように、視線速度法によって発見された。この観測で推定された惑星の下限質量は、木星質量の1.68倍である。実際の質量はこれ以上の値となるが、どれだけ大きいかは惑星の軌道傾斜角に依存する。 楕円軌道の惑星bが存在するため、はくちょう座16番星Bから0.3AUより遠い領域にある天体は、安定な軌道を保つことができない。0.3AUより内側であれば惑星が存在する可能性があるが、少なくともこの範囲に海王星質量以上の惑星は存在しないことが観測で示されている。 はくちょう座16番星Bの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥1.68 ± 0.15 MJ 1.681 ± 0.097 798.5 ± 1.0 0.681 ± 0.017 — —

※この「惑星系」の解説は、「はくちょう座16番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「はくちょう座16番星」の記事については、「はくちょう座16番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:25 UTC 版)

「GSC 02652-01324」の記事における「惑星系」の解説

2004年、大西洋両岸系外惑星サーベイで、トランジット法により太陽系外惑星TrES-1が発見された。この惑星が恒星表面を通過している様子が、口径10.2cmの小型望遠鏡でとらえられた。口径61cmから1.2mの望遠鏡による追観測で、惑星とみられる天体の通過であることが確認され、更にW・M・ケック天文台で視線速度法による観測を行い、その存在が確かめられ、質量が推定された。 GSC 02652-01324の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径TrES-1 0.752 +0.047−0.046 MJ 0.03925 +0.00056−0.00060 3.030065 0 90.0 +0.0−1.1° 0.110 ± 0.002 RJ

※この「惑星系」の解説は、「GSC 02652-01324」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GSC 02652-01324」の記事については、「GSC 02652-01324」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:25 UTC 版)

「グリーゼ849」の記事における「惑星系」の解説

2006年8月、2.3AUの軌道を約5年という長い軌道周期で公転する木星に似た太陽系外惑星が発見された。視線速度法によって赤色矮星に長周期の惑星が発見されたのは初めてのことである。また、発見された惑星に由来する視線速度の変動以外に、より長期的な変化も観測されており、第三の天体の存在が疑われた。2014年には、もう1つの惑星の軌道要素が初めて求められ、少なくとも2つの惑星が存在することが確実視されるようになった。 天文学者ウラジミール・リラは、Capysと呼ぶことを提案している。 グリーゼ849の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.91 MJ 2.32 1,845 ± 15 0.05 ± 0.03 — — c > 0.944 MJ 4.82 5,520 0.087 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ849」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ849」の記事については、「グリーゼ849」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:35 UTC 版)

「XO-2」の記事における「惑星系」の解説

ホットジュピターに分類される太陽系外惑星XO-2Nbが、XO-2Nの周りを公転していることが、2007年にXO望遠鏡を用いてトランジット法により発見された。2011年、XO-2Nbの影響以外でXO-2Nの視線速度に長期的変化が起きているという研究が発表された。これは、恒星自身の活動か、XO-2Nbの外側に存在する未知の天体によるものと考えられ、もし第2の惑星が存在するならば、質量は木星の1.8倍以上、公転周期は17年以上と予想されている。 2014年には、XO-2Sの周りを公転する2つの惑星が、ロケ・デ・ロス・ムチャーチョス天文台での視線速度法による観測で発見された。XO-2Sbは土星程度、XO-2Scは木星よりやや大きい質量の巨大ガス惑星とみられる。 XO-2Nの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.597 ± 0.021 MJ 0.03673 ± 0.00064 2.61585922 ± 0.00000028 < 0.006 — 1.019 ± 0.031 RJ XO-2Sの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.259 ± 0.014 MJ 0.1344 ± 0.0025 18.157 ± 0.034 0.180 ± 0.035 — — c 1.370 ± 0.053 MJ 0.4756 ± 0.0087 120.80 ± 0.34 0.1528 +0.0094−0.0098 — —

※この「惑星系」の解説は、「XO-2」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「XO-2」の記事については、「XO-2」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:36 UTC 版)

「XO-4」の記事における「惑星系」の解説

ホットジュピターに分類される太陽系外惑星XO-4bがXO-4の周囲を公転していることが知られている。この惑星は、2008年にXO望遠鏡でトランジット法を用いて発見された。 XO-4の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Hämarik) 1.78 ± 0.08 MJ 0.0555 ± 0.0011 4.1250828 ± 4×10−6 0 88.8 ± 0.6° 1.33 ± 0.05 RJ

※この「惑星系」の解説は、「XO-4」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「XO-4」の記事については、「XO-4」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:35 UTC 版)

「HAT-P-9」の記事における「惑星系」の解説

HAT-P-9の周囲を公転する太陽系外惑星HAT-P-9bが、2008年にトランジット法を用いて発見された。 HAT-P-9の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Alef) 0.78 ± 0.09 MJ 0.053 ± 0.002 3.92289 ± 4 ×10−5 0 86.5 ± 0.2° 1.40 ± 0.06 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-9」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-9」の記事については、「HAT-P-9」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:36 UTC 版)

「OGLE-TR-211」の記事における「惑星系」の解説

OGLE-TR-211は、非常に近い軌道を公転するホットジュピター型の太陽系外惑星OGLE-TR-211bを持つ。OGLE計画により、トランジット法を用いて2007年11月に発見された。 OGLE-TR-211の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.03 ± 0.20 MJ 0.051 ± 0.001 3.67724 ± 3 ×10−5 0 > 82.7°° 1.36 +0.18−0.09 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-211」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-211」の記事については、「OGLE-TR-211」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:51 UTC 版)

「HD 92788」の記事における「惑星系」の解説

2000年、リック天文台とW・M・ケック天文台での視線速度法による観測で、太陽系外惑星HD 92788 bがHD 92788の周囲を公転しているのが発見された。HD 92788 bについては、質量が木星の28倍と、褐色矮星の下限質量より大きい推定もあり、真の惑星であるかどうか、更に詳しい研究が必要だと指摘されている。 HD 92788の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 3.67 ± 0.30 MJ 0.965 ± 0.56 325.81 ± 0.26 0.334 ± 0.011 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 92788」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 92788」の記事については、「HD 92788」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:24 UTC 版)

「XO-3」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、ハワイのXO望遠鏡を用いた食検出法による観測で、ガス惑星XO-3bが発見された。惑星としては質量が大きいため、褐色矮星に分類される可能性もある。更なるトランジットの観測や、分光観測によって、XO-3bの公転面と、母星であるXO-3の赤道面が大きく傾いていることがわかった。このような系外惑星が確認されたのは、XO-3系が最初である。また、トランジット間における視線速度のわずかなずれから、第3の天体の存在も示唆されている。 XO-3の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 11.79±0.59 MJ 0.0454±0.00082 3.1915239±0.0000068 0.260±0.017 84.20±0.54° 1.217±0.073 RJ

※この「惑星系」の解説は、「XO-3」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「XO-3」の記事については、「XO-3」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:17 UTC 版)

「おおぐま座47番星」の記事における「惑星系」の解説

1996年、アメリカ合衆国の天文学者ジェフリー・マーシーとポール・バトラーによりおおぐま座47番星を回る惑星の存在が明らかとなった。惑星を持つ恒星はその引力の影響を受けて僅かながら揺れが発生し、視線速度が周期的に変化する。その際に起こるドップラー効果によるスペクトル変化を調べることによって発見された（ドップラー偏移法）。 このおおぐま座47番星b (47 Ursae Majoris b) は長い公転周期を持つ太陽系外惑星としては初めての発見である。おおぐま47番星b以前に見つかっていた系外惑星の大部分は、恒星に非常に近い軌道を回る灼熱の巨大ガス惑星で「ホット・ジュピター」と呼ばれるものであった。また、その後発見された系外惑星の多く（エキセントリック・プラネット）とは異なり軌道離心率は小さい。質量は少なくとも木星の2.63倍で、公転周期は1,089日。太陽系に当てはめると火星軌道と木星軌道の中間に相当する。 第2の惑星、おおぐま座47番星c (47 Ursae Majoris c) はデブラ・フィッシャー、ジェフリー・マーシー、ポール・バトラーにより、2002年に同じ方法を用いて発見された。フィッシャーらの発表によると公転周期は2,594日。おおぐま座47番星bとの軌道の比率は太陽系における木星と土星の軌道の比率に酷似しており（約5:2）、質量比もおおよそ同程度である。 しかし、その後の測定で惑星cの存在は確認できなかった。6900日以上に渡る長期観測の分析が行われた結果、約2500日と発表されていた公転周期は誤りである可能性が高く、代わりに公転周期は7586日、軌道半径を7.73AUとするのが最も適当であると考えられた。ただし、この値も依然として非常に不確かなものだった。 2010年、フィリップ・グレゴリーとデブラ・フィッシャーは、おおぐま座47番星が惑星を3個持っていると仮定すると観測データをうまく解釈できることを発見した。このモデルでは、既知の2つの惑星の外に新たに第3の惑星（おおぐま座47番星d）が追加された。8000日程度とされていた惑星cの公転周期は、2500日程度に修正された。 この星系の生命居住可能領域（ハビタブルゾーン）の外側領域では地球型の岩石惑星はおおぐま座47番星bの重力の影響により崩壊してしまう可能性が高いが、内側領域であれば安定した軌道を保つことができるとシミュレーションされている。しかし、恒星からの距離が2.5AUを切る位置にこの巨大惑星が存在するため内側の惑星は形成を阻害され、その間に蓄積される水の量も減少すると考えられる。これは領域内に地球型惑星が誕生していたとしても、水がわずかしか含まれない小さな惑星となっているであろうということである。 おおぐま座47番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Taphao Thong) >2.53+0.07−0.06 MJ 2.10±0.02 1078±2 0.032±0.014 — — c (Taphao Kaew) >0.54±0.07 MJ 3.6±0.1 2391 +100−87 0.098+0.047−0.096 — — d >1.6+0.3−0.5 MJ 11.6+2.1−1.9 14002+4018−5095 0.16+0.09−0.16 — —

※この「惑星系」の解説は、「おおぐま座47番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おおぐま座47番星」の記事については、「おおぐま座47番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:34 UTC 版)

「CoRoT-4」の記事における「惑星系」の解説

この恒星の周囲は、CoRoT-4bと呼ばれる太陽系外惑星が1つ回っていることが知られている。COROT計画の中で、トランジット法によって発見された。 CoRoT-4の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.72 ± 0.08 MJ 0.090 ± 0.001 9.20205 ± 0.00037 0.0 ± 0.1 — 1.190 +0.06−0.05 RJ

※この「惑星系」の解説は、「CoRoT-4」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「CoRoT-4」の記事については、「CoRoT-4」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:28 UTC 版)

「HAT-P-3」の記事における「惑星系」の解説

2007年、食検出法を利用して太陽系外惑星の探査を行っていたHATネットによって、HAT-P-3の周囲を公転するHAT-P-3bが発見された。この惑星は2.9日という短周期で恒星を一周しており、高温の木星型惑星（ホット・ジュピター）に分類される。質量は木星の6割で、比較的密度が高いことから75地球質量程度の重元素を含んでいると考えられている。 HAT-P-3の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Teberda) 0.609+0.021−0.022 MJ 0.03899+0.00062−0.00065 2.8997360±0.0000020 <0.010 87.24±0.69° 0.899+0.043−0.049 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-3」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-3」の記事については、「HAT-P-3」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:32 UTC 版)

「XO-5」の記事における「惑星系」の解説

2008年に、太陽系外惑星XO-5bが、ハワイのXO望遠鏡を用い、トランジット法によって発見された。XO-5bは、ホットジュピターに分類される。トランジットからは、第二の惑星の存在を示唆する情報は得られていない。 XO-5の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.19 ± 0.03 MJ 0.0515 ± 0.0005 4.1877558 ± 0.0000006 0 86.8 ± 0.2° 1.14 ± 0.03 RJ

※この「惑星系」の解説は、「XO-5」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「XO-5」の記事については、「XO-5」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/12 09:23 UTC 版)

「GSC 02620-00648」の記事における「惑星系」の解説

2006年に、トランジット法によるサーベイを行っていた大西洋両岸系外惑星サーベイ(TrES)が、GSC 02620-00648 に太陽系外惑星TrES-4を発見した。この惑星は恒星に近い軌道を回る高温のホット・ジュピターで発見当時としては最大の直径と最低の密度を持つ極端な惑星でもあった。 GSC 02620-00648の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径TrES-4 0.919±0.073 MJ 0.05091±0.00071 3.553945±0.000075 0 82.86±0.33° 1.799±0.063 RJ

※この「惑星系」の解説は、「GSC 02620-00648」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GSC 02620-00648」の記事については、「GSC 02620-00648」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/06/01 14:17 UTC 版)

「OGLE-TR-113」の記事における「惑星系」の解説

2002年、Optical Gravitational Lensing Experiment（OGLE）計画における小質量天体のトランジットを検出するOGLE-III掃天観測によって、惑星程度の大きさの天体が恒星前面を通過していることを示す、周期的な光度曲線の変化が検出され、太陽系外惑星の候補とされた。しかし、光度曲線だけでは、低質量の赤色矮星や褐色矮星も惑星と似ていて区別が付かないため、視線速度も測定し、天体の質量を計算したところ、2004年にこの天体は新しい太陽系外惑星OGLE-TR-113bであることが確認された。 OGLE-TR-113の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.26 ± 0.16 MJ 0.02289 +0.00016−0.00015 1.4324752 0 87.80 +1.60−0.62° 1.093 +0.028−0.019 RJ

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-TR-113」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-TR-113」の記事については、「OGLE-TR-113」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/06/01 14:28 UTC 版)

「Lupus-TR-3」の記事における「惑星系」の解説

Lupus-TR-3bは2007年に、サイディング・スプリング天文台のオーストラリア国立大学1m望遠鏡を用いた、おおかみ座方向の銀河面におけるトランジットの掃天観測から、トランジット法によって発見された太陽系外惑星である。質量は木星の約8割、半径は木星の約9割で、密度は1.4g/cm3である。この惑星は典型的なホットジュピターで、親星から約0.0464AUの軌道を3.9日間で公転する。地上から観測できるトランジット惑星の中では、発見当時最も暗いものであった。 Lupus-TR-3の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.81 ± 0.18 MJ 0.0464 ± 0.0007 3.91405 ± 4 ×10−5 0 88.3 +1.3−0.8° 0.89 ± 0.07 RJ

※この「惑星系」の解説は、「Lupus-TR-3」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「Lupus-TR-3」の記事については、「Lupus-TR-3」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/06/01 14:31 UTC 版)

「HD 240210」の記事における「惑星系」の解説

2009年6月10日、ホビー・エバリー望遠鏡による視線速度法の観測から、太陽系外惑星HD 240210 bが発見された。 HD 240210の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 5.21 MJ 1.16 501.75 ± 2.33 0.15 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 240210」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 240210」の記事については、「HD 240210」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/06/01 14:05 UTC 版)

「HAT-P-13」の記事における「惑星系」の解説

2009年の発見で、HAT-P-13は2つの太陽系外惑星を持つことが確実になった。内側の惑星HAT-P-13bがトランジット法で、外側の惑星HAT-P-13cが視線速度法で、それぞれ発見された。HAT-P-13cが恒星表面を通過するか否かは分かっていない。HAT-P-13は、トランジット惑星の外側に視線速度法で別の惑星が見つかった最初の恒星である。HAT-P-7やHAT-P-11でも視線速度は測定されているが、トランジット惑星の外側にある惑星の軌道を決定するには至っていない。OGLE-TR-111は、確定したトランジット惑星一つと、惑星かどうか不明なもう一つトランジット天体を持つと思われている。 内側を公転するHAT-P-13bは、およそ木星質量程度で、約3日の公転周期を持つ。ホットジュピターに分類され、温度は1,000Kを超える。外側を公転する惑星cは、木星の14倍以上の質量を持つ。これだけ質量が大きいと、 HAT-P-13cはスーパージュピターか、褐色矮星である可能性もある。どちらにしても、HAT-P-13cは446日周期で軌道離心率が0.66という細長い楕円軌道で、親星を公転している。 視線速度の詳細な観測から、惑星が2つケプラー運動しているだけの条件では、観測によく合わず、別の加速度要因を加えた方がよく観測を説明できることがわかり、この星系で3つ目の伴天体の存在が示唆されている。この伴天体の特性は、あまり絞り込めていないので、公転軌道の大きさによって、巨大ガス惑星である可能性も、褐色矮星や赤色矮星である可能性もある。 HAT-P-13の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.851 MJ 0.0427 2.916250 0.0133 83.40° 1.272 RJ c ≥ 14.28 MJ 1.188 446.27 0.6616 — —

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-13」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-13」の記事については、「HAT-P-13」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:47 UTC 版)

「ケプラー7」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー7bは、ケプラー7の周囲で発見されている唯一の惑星である。質量は、木星の0.441倍、半径は木星の1.622倍と推定されており、体積は木星の4倍以上であるが、木星の44%の質量しかないことになる。密度は0.14 g/cm3で、水の1/7しかなく、発泡スチロール並みである。母星からの距離は 0.06067 au で、公転周期は4.885日である。水星の太陽からの距離は 0.3871 au、公転周期は87.97日であるのに比べると、ケプラー7bはずっと母星に近く、公転周期も短い。軌道の推定において、離心率は0、つまり円軌道であることが仮定されている。 ケプラー7の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.441 MJ 0.06067 4.8854892 0 85.161° 1.622 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー7」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー7」の記事については、「ケプラー7」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/09 18:00 UTC 版)

「ケプラー9」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー9の周りを公転する3つの系外惑星は、ケプラー9b、ケプラー9c、ケプラー9dと名付けられた。母星から遠い方の2つの惑星ケプラー9bとケプラー9cは、それぞれ木星の25%および17%の質量を持ち、密度の低いガス惑星である。直径はどちらも木星の80%程度である。密度はどちらも水よりも小さく、その点では土星に似ている。最も内側の軌道を回る惑星ケプラー9dは、直径が地球の1.64倍のスーパーアースで、公転周期は1.592851日である。ケプラー9dの発見が誤りである確率は、ケプラーの実績から統計的に見積もって、悲観的に考えても0.06%であり、存在はほぼ確実とみられる。 内側2つの惑星、ケプラー9dとケプラー9bの公転周期の比は1:12である。一方、外側2つの惑星ケプラー9bとケプラー9cの公転周期の比は1:2で、これらは軌道共鳴していると見られている。軌道共鳴している惑星がトランジット法で発見されたのは、ケプラー9bとケプラー9cの組が初めてである。 この軌道共鳴は、2つの惑星の公転速度を変化させ、その結果トランジットが起こる時間も変化する。1回公転するごとに、ケプラー9bのトランジットの周期は4分長く、ケプラー9cのトランジットの周期は39分短くなっている。通常、トランジット法では惑星の質量は推定できないが、この場合は公転軌道の変化から力学モデルを使って質量が推定された。後にケックI望遠鏡の HIRES (高分散エシェル分光器) を使ってドップラー分光法により精密に質量が推定された。 ケプラー9bと9cの軌道は、かつてはもっとケプラー9から遠く、雪線よりも外側に位置していたが、残存していた原始惑星系円盤との相互佐用によって内側に移動したと考えられている。その過程で軌道共鳴に捕獲されたとみられる。 ケプラー9の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d 4 - 16 M⊕ 0.02730 +0.00042−0.00043 1.592851 ± 0.000045 0 — 1.64 +0.19−0.14 R⊕ b 0.252 ± 0.013 MJ 0.140 ± 0.001 19.24 0.15 — 0.842 ± 0.069 RJ c 0.171 ± 0.013 MJ 0.225 ± 0.001 38.91 0.13 — 0.823 ± 0.067 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー9」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー9」の記事については、「ケプラー9」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/09 18:02 UTC 版)

「極端な太陽系外惑星の一覧」の記事における「惑星系」の解説

タイトル惑星系の名前惑星数中心星数備考惑星が最も多い HD 10180星系 9個 1個 2つは存在が確定していないが、それでも最多である。7個と仮定した場合ケプラー90、グリーゼ667C、グリーゼ892、TRAPPIST-1も7個の惑星を持つ 恒星が最も多い みずがめ座91番星系 1個（みずがめ座91番星Ab（英語版）） 5個 1.5つのうち2つは重力的に結合しているか不明。2.ケプラー64系の4個が、確実にわかっている中で最も多い。

※この「惑星系」の解説は、「極端な太陽系外惑星の一覧」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「極端な太陽系外惑星の一覧」の記事については、「極端な太陽系外惑星の一覧」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/09/02 06:14 UTC 版)

「GJ 2056」の記事における「惑星系」の解説

2020年8月、ドップラー分光法を用いた観測により2つの太陽系外惑星b、cが周囲を公転していることが公表された。観測データの分析により、これら2つの惑星は軌道離心率が大きく、潰れた楕円軌道を公転していると推測されている。bの離心率は0.72、cは0.81である。 GJ 2056 bは公転周期が約70日で下限質量が地球の約16倍であり、ハビタブルゾーン内を公転していることが判明している。しかし、質量が大きく地球型惑星ではないと考えられている。なお、GJ 2056 bに衛星があれば生命の存在が可能である可能性がある。 GJ 2056 cは地球の約140倍もの質量をもっている。公転周期は約8.2年である。 GJ 2056の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >0.051±0.0113 MJ 0.283±0.013 69.971±0.061 0.72±0.1 — — c >0.4443±0.053 MJ 3.453±0.64 2982.394±76.0 0.81±0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「GJ 2056」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GJ 2056」の記事については、「GJ 2056」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 13:34 UTC 版)

「ケプラー84」の記事における「惑星系」の解説

2012年、アメリカ航空宇宙局（NASA）が打ち上げた太陽系外惑星探索望遠鏡ケプラーによるトランジット法の観測で2つの惑星が発見された。その後、2014年に行われた光度曲線の解析の結果、さらに新たに3つの惑星が発見された。 ケプラー84の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d — 0.052 4.224357 ± 0.000042 — — 1.38 ± 0.27 R⊕ b — — 8.725818 ± 0.000045 — — 2.47 ± 0.07 R⊕ c — — 12.882779 ± 0.000091 — — 2.76 ± 0.59 R⊕ e — 0.181 27.434389 ± 0.000224 — — 2.60 ± 0.49 R⊕ f — 0.250 44.552169 ± 0.000812 — — 2.20 ± 0.43 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー84」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー84」の記事については、「ケプラー84」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 13:34 UTC 版)

「ケプラー88」の記事における「惑星系」の解説

2012年4月、科学者らはケプラーによって検出された惑星候補ケプラー88b（KOI-142.01）が、トランジットを起こさない別の惑星に起因する、トランジット時刻の非常に大きな変動を示すことを発見した。トランジット時刻の変動は、ケプラー88bのトランジットの継続時間を変化させるほど大きなものであった。この大きなトランジット時刻の変動から、2つの惑星の質量に厳しい制約を与えることが可能となった。この時に存在が示唆されたトランジットを起こさない惑星ケプラー88cは、後の2013年11月に視線速度法によって存在が確認された。 ケプラー88の内側の惑星であるケプラー88bは海王星サイズであるが、密度はほぼ半分である。その外側を公転するケプラー88cは木星の約60％の質量を持つが、この惑星はトランジットを起こしていないため、その半径は不明である。 2019年に、3つ目の惑星ケプラー88dが視線速度法による観測で発見された。この惑星は既に発見されていた2つの惑星からは離れた距離を1,400日ほどかけて公転する、軌道離心率の大きな軌道を持つ惑星である。 ケプラー88の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 8.70 M⊕ 0.098 ~10.95416 0.056 89.055° 3.780 R⊕ c 0.626 MJ 0.15525 22.3395 0.056 86.2° — d 3.02 MJ 2.465 1414 0.432 — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー88」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー88」の記事については、「ケプラー88」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 13:36 UTC 版)

「ケプラー138」の記事における「惑星系」の解説

先述の通り、ケプラー138には3つの太陽系外惑星が発見されている。 この3つの惑星の中でも、ケプラー138d（KOI-314c）は特に注目された。ケプラー138dは発見当初、地球の1.61倍の半径を持ち、質量に至っては地球とほぼ同じであると推定された。大きさだけみると、ケプラー138dは、地球サイズの岩石惑星ではないかと思われたが、密度を計算すると、1,310kg/m3と木星とほぼ同じ値となった。このことからすると、ケプラー138dは地球のような固い地殻を持つ岩石惑星ではなく、木星や土星のようなガス惑星であると考えられた。大きさがこれほど小さいと、惑星形成時に重力が弱い為、ガスがほとんど集まらないはずで、このようなガス惑星が存在すれば、惑星形成のシナリオを大きく覆すことになるため、ケプラー138dの発見が注目されたのである。しかし後に、惑星のパラメーターは大きく見直され、ケプラー138dの質量は地球の0.64倍、半径は1.212倍になっており、密度も1,310kg/m3から2,100kg/m3に変更されている。この場合、水を大量に含む岩石惑星でも説明できる可能性があり、それまで考えられていた異常な天体である可能性は低くなった。 ケプラー138の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.066 +0.059−0.037 M⊕ — 10.3126 — — 0.522 R⊕ c(KOI-314b) 1.970 +1.912−1.120 M⊕ — 13.7813 — — 1.197 R⊕ d(KOI-314c) 0.640 +0.674−0.387 M⊕ — 23.0881 — — 1.212 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー138」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー138」の記事については、「ケプラー138」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 13:36 UTC 版)

「ケプラー102」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー102の5つの惑星は、大きさから全て地球のような岩石惑星とされている。その内の3つ、ケプラー102b、ケプラー102c、ケプラー102fは、直径がそれぞれ地球の47％、58％、88％しかない。特にケプラー102bは、これまで発見されている太陽系外惑星の中で最も小さい部類に属する惑星として注目されている。しかし、これらの惑星はケプラー102から近い距離を公転しており、5つの中で最も恒星から遠いケプラー102fでも、0.165AU（およそ2470万km）しか離れていないとみられる。その為、ケプラー102系の惑星の表面温度は、恒星から遠いもので457K（184℃）、近いものだと792K（519℃）にもなり、生命が存在していくには過酷な環境とされている。 ケプラー102の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b < 4.3 M⊕ — 5.28696 — — 0.47 R⊕ c < 3.0 M⊕ — 7.07142 — — 0.58 R⊕ d 3.8 M⊕ — 10.3117 — — 1.18 R⊕ e 8.93 M⊕ — 16.1457 — — 2.22 R⊕ f < 5.2 M⊕ — 27.4536 — — 0.88 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー102」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー102」の記事については、「ケプラー102」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/07 21:05 UTC 版)

「XO-1」の記事における「惑星系」の解説

2006年に、XO望遠鏡を用いたトランジット法によって、XO-1の周囲を木星程度の大きさの系外惑星XO-1bが公転しているのが発見された。XO望遠鏡による惑星捜索を行うのは、ボルチモアの宇宙望遠鏡科学研究所のピーター・マカラウが率いるプロとアマチュアの天文学者からなる国際共同観測チームで、北アメリカとヨーロッパの4人のアマチュア天文学者が測光の追観測で重要な役割を果たしている。テキサス大学のマクドナルド天文台にあるハーラン・J・スミス望遠鏡（英語版）とホビー・エバリー望遠鏡によって分光観測も行われ、XO-1の性質や惑星の質量も詳しく推定された。スーパーWASP計画でも独立に惑星が検出されている。 XO-1の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Negoiu) 0.92 ± 0.08 MJ 0.049 ± 0.001 3.94150685 ± 1.09 ×10−6 0.0 88.8 ± 0.2° 1.21 ± 0.03 RJ

※この「惑星系」の解説は、「XO-1」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「XO-1」の記事については、「XO-1」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/11 00:49 UTC 版)

「HD 175541」の記事における「惑星系」の解説

2007年、リック天文台とケック天文台における視線速度法の観測から、HD 175541の周りに1つの惑星が発見された。この惑星HD 175541 bは、木星に近い大きさの巨大ガス惑星で、太陽系における地球くらいの軌道を、10ヶ月程の周期で公転している。 HD 175541の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Kavian) > 0.598 MJ 0.98 298.428 ± 0.448 0.110 ± 0.049 — 1.277 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 175541」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 175541」の記事については、「HD 175541」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/17 01:16 UTC 版)

「やまねこ座41番星」の記事における「惑星系」の解説

2008年に惑星bが発見されている。 やまねこ座41番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.7 MJ 0.81 184.02 ± 0.18 0.0 — —

※この「惑星系」の解説は、「やまねこ座41番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「やまねこ座41番星」の記事については、「やまねこ座41番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:49 UTC 版)

「HD 23596」の記事における「惑星系」の解説

2002年6月、オート＝プロヴァンス天文台における視線速度法による捜索によって、質量が大きく軌道周期の長い惑星HD 23596 bが周囲を公転していることが発見された。 HD 23596の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 7.71 ± 0.39 MJ 2.772 ± 0.062 1,561 ± 12 0.266 ± 0.014 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 23596」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 23596」の記事については、「HD 23596」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/04/17 21:14 UTC 版)

「HD 45350」の記事における「惑星系」の解説

2005年1月、軌道離心率の非常に大きい太陽系外惑星が、HD 45350の周りを公転していることがリック・カーネギー系外惑星サーベイ（英語版）によって発見された。 HD 45350の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Peitruss) > 1.79 ± 0.14 MJ 1.92 ± 0.07 963.6 ± 3.4 0.778 ± 0.009 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 45350」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 45350」の記事については、「HD 45350」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:24 UTC 版)

「WASP-7」の記事における「惑星系」の解説

2008年に、スーパーWASPプロジェクトによって太陽系外惑星WASP-7bが発見されたことが公表された。この惑星はホットジュピターと見られ、木星質量程度で母星から非常に近い軌道を公転するため、光を放つほど熱くなっている。 WASP-7の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.96 +0.12−0.18 MJ 0.0618 +0.0014−0.0033 4.954658 +5.5 ×10−5−4.3 ×10−5 0 — 0.915 +0.046−0.040 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-7」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-7」の記事については、「WASP-7」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:26 UTC 版)

「WASP-8」の記事における「惑星系」の解説

2008年、スーパーWASP計画の観測により、この恒星の周りを公転している太陽系外惑星WASP-8bが発見された。この惑星はトランジット法によって発見された。WASP-8は恒星から0.08AU離れた軌道をわずか8日で公転している、典型的なホット・ジュピターである。さらに、2014年には、WASP-8bよりはるかに外側に、新たにWASP-8cが発見された。WASP-8bとは違い、発見方法が視線速度法の為、直径については不明である。 WASP-8の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.244 MJ 0.0801 8.158715 0.3100 88.55° 1.038 RJ c > 9.45 MJ 5.28 4,323 0.0 — —

※この「惑星系」の解説は、「WASP-8」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-8」の記事については、「WASP-8」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:22 UTC 版)

「WASP-4」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、スーパーWASP計画によって、太陽系外惑星WASP-4bが周囲を公転していることが、トランジット法で発見された。 WASP-4の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径WASP-4b 1.216 ± 0.013 MJ 0.0228 1.33823251 ± 0.00000031 0 86.85 ± 1.76° 1.33 ± 0.16 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-4」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-4」の記事については、「WASP-4」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:21 UTC 版)

「WASP-3」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、スーパーWASP計画によって、太陽系外惑星WASP-3bが周囲を公転していることが、トランジット法から発見された。 WASP-3の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径WASP-3b 1.98 ± 0.06 MJ 0.0315 ± 0.0003 1.8468355 ± 0.0000007 0.003 +0.013−0.002 84.06 ± 0.29° 1.40 ± 0.03 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-3」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-3」の記事については、「WASP-3」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:23 UTC 版)

「WASP-6」の記事における「惑星系」の解説

2008年に、スーパーWASPプロジェクトによって太陽系外惑星WASP-6bが発見されたことが公表された。この惑星はトランジット法によって検出された。 WASP-6の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.485 ± 0.027 MJ 0.0414 ± 0.0010 3.36100208 ± 0.00000031 0.054 +0.018−0.015 88.38 ± 0.31° 1.230 ± 0.035 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-6」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-6」の記事については、「WASP-6」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:22 UTC 版)

「WASP-5」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、SuperWASP計画で太陽系外惑星WASP-5bが発見された。この惑星は、恒星から約0.027天文単位の軌道を約1.6日で周回するホット・ジュピターである。天文学者のウラジミール・リラは、Tonitruaと呼ぶことを提案している。 WASP-5の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.58 +0.13−0.10 MJ 0.0267 +0.0012−0.0008 1.6284279 +2.2−4.9×10−6 0.038 +0.026−0.018 86.9 +2.8−0.7° 1.09 ± 0.07 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-5」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-5」の記事については、「WASP-5」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:39 UTC 版)

「WASP-19」の記事における「惑星系」の解説

2009年12月、スーパーWASP計画によって、この恒星に非常に近い軌道をホットジュピター型の太陽系外惑星WASP-19bが公転していることがわかったと発表された。公転周期は、約18.8時間で、それまで観測された中で最も短い周期であった。 WASP-19の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.069 +0.038−0.037 MJ 0.01634 ± 0.00024 0.788838989 ± 4.0 ×10−8 0.002 +0.014−0.002 78.78 ± 0.58°° 1.392 ± 0.040 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-19」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-19」の記事については、「WASP-19」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/29 08:36 UTC 版)

「WASP-16」の記事における「惑星系」の解説

2009年、スーパーWASP計画で太陽系外惑星が発見されたことが公表された。ホットジュピター型と考えられている。天文学者のウラジミール・リラは、Liriopeと呼ぶことを提案している。 WASP-16の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.855 +0.043−0.076 MJ 0.0421 +0.0010−0.0018 3.1186009 +1.46 ×10−5−1.31 ×10−5 0 85.22 +0.27−0.43° 1.008 +0.083−0.060 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-16」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-16」の記事については、「WASP-16」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/08/01 04:37 UTC 版)

「HD 216770」の記事における「惑星系」の解説

ジュネーブ系外惑星探索（英語版）により、2003年に周囲を公転する惑星の存在が発表された。 HD 216770の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >0.65 MJ 0.46 118.45 ± 0.55 0.37 ± 0.06 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 216770」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 216770」の記事については、「HD 216770」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:47 UTC 版)

「ケプラー5」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー5bの質量は 2.114 MJ、半径は 1.413 RJ である。つまりケプラー5bは木星の2倍以上重いが、木星より3分の1ほど大きい半径を持つ。ケプラー5bは3.5485日周期でケプラー5を公転しており、ケプラー5からの距離は 0.05064 au と非常に近いため、ホット・ジュピターと呼ばれる分類に属する。水星 (太陽から 0.3871 au の距離を87.97日で公転) と比較しても主星に非常に近いことが分かる。この惑星の軌道離心率の推定値は0である。 ケプラー5の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.114 MJ 0.05064 3.5485 0 86.3° 1.431 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー5」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー5」の記事については、「ケプラー5」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/16 15:56 UTC 版)

「HD 149026」の記事における「惑星系」の解説

2005年、この恒星を公転する異常な太陽系外惑星が発見された。HD 149026 bと名付けられたこの惑星はトランジット法で検出されたためその直径が測定され、既知のトランジット惑星の中では最も小さいことが明らかとなった。これは、親星近傍を公転する木星型惑星としては異常に密度が大きいことを意味する。表面温度は約2040℃と計算され、多量の赤外線を放出している。この惑星はほぼ全ての日射を吸収し、熱として宇宙空間に放出していると考えられている。 HD 149026の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.357+0.0135−0.0114 MJ 0.04288±0.00033 2.8758916±1.4e-06 0 85.3± 0.8° 0.356+0.013−0.011 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 149026」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 149026」の記事については、「HD 149026」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/20 07:54 UTC 版)

「おとめ座HW星」の記事における「惑星系」の解説

2008年に連星系全体を公転している周連星惑星と呼ばれる太陽系外惑星が2つが発見された。周連星惑星の中で1つの連星系に複数の惑星が発見されたのはおとめ座HW星が初めてである。しかし内側を公転しているおとめ座HW星bは質量が大きい為、褐色矮星に分類される可能性がある。おとめ座HW星bが褐色矮星の場合、初めて複数の周連星惑星が発見された連星系は2012年に太陽系外惑星が発見されたケプラー47系になる。ちなみにOpen Exoplanet Catalogueではなぜかおとめ座HW星cは惑星として登録されておらず、恒星扱いになっている。 おとめ座HW星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(年)軌道離心率軌道傾斜角半径c >8.5 MJ 3.62±0.52 9.08±0.22 0.31±0.15 — — b >19.2 MJ 5.30±0.23 15.84±0.14 0.46±0.05 — —

※この「惑星系」の解説は、「おとめ座HW星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おとめ座HW星」の記事については、「おとめ座HW星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:28 UTC 版)

「ケプラー13」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケプラーによる観測により、主星のケプラー13Aの周りを公転する太陽系外惑星ケプラー13b（ケプラー13Ab）が発見された。質量と半径からして、この惑星は木星のような巨大ガス惑星であるとされている。この惑星は、恒星の周りをわずか1.764日で公転しており、主星との距離が約 0.036 au と非常に近い為、ホット・ジュピターに分類される。 ケプラー13の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 9.28±0.16 MJ 0.03641±0.00087 1.763588±0.000001 0.00064±0.00016 86.770±0.052° 1.512±0.035 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー13」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー13」の記事については、「ケプラー13」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:43 UTC 版)

「ケプラー30」の記事における「惑星系」の解説

2011年、NASAが打ち上げたケプラー宇宙望遠鏡によりケプラー30に3つの太陽系外惑星が発見された。 ケプラー30に最も近いケプラー30bは、地球の11.3倍の質量と、地球の3.9倍の半径を持つ。この数値からケプラー30bは、海王星サイズのガス惑星とされている。ケプラー30cは、木星の2倍の質量と、木星の1.12倍の半径を持つ、巨大ガス惑星とされている。ケプラー30から最も遠い軌道を公転しているケプラー30dも、地球の23倍の質量と地球の8.8倍の半径を持つ巨大ガス惑星とされている。半径に対して質量がかなり小さいため、密度は190kg/m3と非常に小さい。 これらの惑星は、史上初めて見つかった、公転面がほぼ揃った系外惑星系として知られている。太陽系のような公転面が揃った惑星系は珍しく、ケプラー30の惑星系が発見されるまでに知られていた惑星系は、ほとんどが十数度以上傾いたものだった。この発見は、その当時発見が相次いでいた、ホット・ジュピターと呼ばれるタイプの太陽系外惑星の形成過程を上手く説明できるとして注目された。ホット・ジュピターとは、恒星からわずか数百万kmの距離を公転している巨大ガス惑星の事である。ホット・ジュピターは非常に傾いた軌道を持つ事が多い。これは、誕生して間もない不安定なころの惑星系で、数個の巨大惑星が集まり、他の惑星を外周や内周へ吹き飛ばしたためと考えられる。恒星から十分離れたところにある惑星系が、太陽系のような揃った軌道であることを示せば、この説の信頼性がより増す事になる。 ケプラー30の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 11.3 M⊕ 0.18 29.33434 0.042 90.179° 3.9 R⊕ c 640 M⊕ 0.3 60.323105 0.0111 90.3227° 12.3 R⊕ d 23.1 M⊕ 0.5 143.34394 0.022 89.8406° 8.8 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー30」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー30」の記事については、「ケプラー30」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:42 UTC 版)

「ケプラー26」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーの観測により、ケプラー26の周りには4つの系外惑星が発見されている。 2012年に、2つの惑星と1つの惑星候補がトランジット法を用いて検出された。このうち、ケプラー26bとケプラー26cは質量と半径が共にほとんど同じである。bとcは木星の38％(地球の120倍)未満の質量と木星の32％(地球の3.6倍)の半径を持つことから、海王星サイズのガス惑星だと考えられている。 惑星候補であるケプラー26dは、地球とあまり大きさが変わらない岩石惑星だと考えられている。しかし、恒星から 0.039 au の距離をわずか3.5日で公転しているため、表面温度は 626 K (353℃) にもなり、生命が存在する可能性はほとんど無い。なお2012年時点では惑星であるとの確証が得られていなかったが、後の観測により2014年に惑星であることが確認された。 ケプラー26から最も遠い軌道を公転しているケプラー26eは2014年に発見され、地球の2.41倍の半径を持つ。この大きさは、地球と同じく岩石で構成された地球より大きい岩石惑星であるスーパーアースか、あるいは海王星サイズのガス惑星かの両方の可能性がある。この惑星はケプラー26のハビタブルゾーン(液体の水が存在できる領域)の中を公転しており、表面温度は0℃に近いとされている。そのため、この惑星には生命が生息していけるかもしれない。 ケプラー26の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d — 0.039 3.543919 — 89.95° 1.07 R⊕ b <0.38 MJ 0.085 12.2829 — 89.38° 3.6 R⊕ c <0.375 MJ 0.107 17.2513 — 88.81° 3.6 R⊕ e — 0.22 46.827915 — 89.95° 2.41 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー26」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー26」の記事については、「ケプラー26」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:46 UTC 版)

「ケプラー33」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー33には、2016年現在、2012年1月26日に発表された5個の太陽系外惑星が発見されている。惑星が6個以上ある惑星系はケプラー11とグリーゼ581、HD 40307の6個、ケプラー90とグリーゼ892、TRAPPIST-1の7個そしてHD 10180の9個（うち7個が承認済み）だけである。 ケプラー33の惑星の物理的特徴は半径のみしか知られていない。このため、惑星の種類などは半径に基づき推定するしかない。地球半径の1.74倍であるbはスーパー・アースもしくはホット・ネプチューン、3.2～5.35倍である残りの4個は全てホット・ネプチューンである可能性がある。 bとcは7:3の軌道共鳴をしている可能性があり、0.05日の食い違いがある。cとdは5:3の軌道共鳴をしている可能性があり、0.18日の食い違いがある。d:e=3:2、e:f=4:3という共鳴軌道も考えられるが、ずれが大きい。 ケプラー33の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.0677 5.66793 0 86.39° 1.74 R⊕ c — 0.1189 13.17562 0 88.19° 3.2 R⊕ d — 0.1662 21.77596 0 88.71° 5.35 R⊕ e — 0.2138 31.7844 0 88.94° 4.02 R⊕ f — 0.2535 41.02902 0 89.17° 4.46 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー33」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー33」の記事については、「ケプラー33」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:40 UTC 版)

「ケプラー23」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー23には2つの惑星が発見されている。 ケプラー23の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b < 0.8 MJ 0.099 7.1073 — — 1.9 R⊕ c < 2.7 MJ 0.08 10.7421 — — 3.2 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー23」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー23」の記事については、「ケプラー23」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:44 UTC 版)

「ケプラー32」の記事における「惑星系」の解説

2012年にケプラー宇宙望遠鏡の観測により5つの太陽系外惑星が発見された。最初にケプラー32bとケプラー32cが発見された。ケプラー32bは地球の2.25倍の半径を持ち、恒星から0.05AUの距離を6日で公転している。ケプラー32cは地球の2.02倍の半径を持ち、恒星から0.09AUの距離を8.7日で公転している。その後、さらに新たにケプラー32d、ケプラー32e、ケプラー32fが発見された。eとfは半径がそれぞれ、地球の1.5倍、0.81倍しかない為、地球のような岩石惑星である可能性が高い。 ケプラー32の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径f — 0.013±0.0002 0.74296±0.00007 — 66.46° 0.81±0.05 R⊕ e — 0.0323±0.0005 2.896±0.0003 — 89.95° 1.5±0.1 R⊕ b <4.1 MJ 0.05 5.90124±0.0001 — 89.95° 2.25±0.11 R⊕ c <0.5 MJ 0.09 8.7522±0.0003 — 87.66° 2.02±0.11 R⊕ d — 0.128±0.002 22.7802±0.0005 — 89.95° 2.7±0.1 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー32」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー32」の記事については、「ケプラー32」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:52 UTC 版)

「ケプラー41」の記事における「惑星系」の解説

2011年に、惑星ケプラー41b（英語版）が発見された。ケプラー41bはケプラー41の極めて近くを公転しており、公転周期は1.86日である。ケプラー41から大量の輻射を受けているにもかかわらず、当初は木星の半径よりも小さいと考えられていたため、稀なホット・ジュピターとされていた。しかしその後の観測では、他のホット・ジュピターと同様に膨張した半径であることが明らかになった。ケプラー41bの幾何アルベドは0.30である。 ケプラー41の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 6999560000000000000♠0.56±0.08 MJ 6998310100000000000♠0.03101±0.0004 7000185555820000000♠1.85555820±0.00000052 0 (fixed) 7001825100000000000♠82.51±0.09° 7000129000000000000♠1.29±0.02 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー41」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー41」の記事については、「ケプラー41」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:33 UTC 版)

「ケプラー18」の記事における「惑星系」の解説

2011年に、ケプラーの観測をもとに3つの惑星が発見された。 ケプラー18の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 6.9 ± 3.4 M⊕ 0.0447 ± 0.0006 3.504725 ± 0.000028 — 84.92 ± 0.26° 2.00 ± 0.10 R⊕ c 17.3 ± 1.9 M⊕ 0.0752 ± 0.0011 7.64159 ± 0.00003 — 87.68 ± 0.22° 5.49 ± 0.26 R⊕ d 16.4 ± 1.4 M⊕ 0.1172 ± 0.0017 14.85888 ± 0.00004 — 88.07 ± 0.1° 6.98 ± 0.33 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー18」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー18」の記事については、「ケプラー18」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:49 UTC 版)

「HD 8535」の記事における「惑星系」の解説

2009年に、ラ・シヤ天文台における視線速度法の観測により、HD 8535の周囲を公転する木星型惑星が発見された。 HD 8535の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 0.68 MJ 2.45 1,313 0.15 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 8535」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 8535」の記事については、「HD 8535」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:30 UTC 版)

「ケプラー15」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーによって惑星のトランジットが検出された後、ホビー・エバリー望遠鏡を用いた分光観測から恒星の視線速度の変化を調べ、質量が推定されたことで、惑星であることが裏付けられた。ケプラー15bは木星より若干小さいホット・ジュピターであり、質量や軌道が似ている他の系外惑星よりも半径が小さいため、重元素の量が過剰になっていると予想される。 ケプラー15の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.66 +0.08−0.09 MJ 0.05714 4.942782 0.06 87.44 +0.18−0.20° 0.96 +0.06−0.07 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー15」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー15」の記事については、「ケプラー15」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:55 UTC 版)

「ケプラー44」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーによる観測で、この星の周りを公転する惑星候補が検出された。これは、オート＝プロヴァンス天文台の 1.93 m 望遠鏡に取り付けられた分光器 SOPHIE による視線速度の測定によって惑星であることが確認された。 ケプラー44の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.02 MJ 0.0455 3.246774 — — 13 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー44」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー44」の記事については、「ケプラー44」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 09:04 UTC 版)

「ケプラー66」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー66系はケプラーの観測視野にある唯一の散開星団NGC 6811（英語版）の中にある。先述のように2013年に太陽系外惑星、ケプラー66bが発見された。散開星団の中に発見された太陽系外惑星はこれまでの惑星形成理論の常識を覆す物として注目されている。従来の理論では、星団のような恒星がひしめき合う場所にある惑星は強い放射線と強烈な恒星風にさらされる為、惑星が誕生するには過酷な環境だとされてきたからである。実際にケプラー66bの発見前に発見されていた星団の中にある太陽系外惑星は4つしかなかった。散開星団は比較的、年齢や距離を正確に求める事ができる。この事からケプラー66系の年齢は約10億年、距離は約3600光年と正確に求めることができた。 ケプラー66bは正確な年齢、距離、半径が判明している希少な惑星として注目されている。ケプラー66bは木星の0.31倍(地球の98.5倍)の質量、4分の1(地球の2.8倍)の半径を持つガス惑星とされている。 なお、ケプラー66系の次に太陽系外惑星が発見されたケプラー67系もNGC 6811に属する。 ケプラー66の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.31±0.07 MJ 0.1352±0.0017 17.815815±0.000075 — 89.95° 0.25±0.014 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー66」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー66」の記事については、「ケプラー66」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:42 UTC 版)

「ケプラー28」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーによる観測から、2つの太陽系外惑星が発見されている。 ケプラー28の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.51 MJ 0.062 5.9123 — — — c 1.36 MJ 0.081 8.9858 — — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー28」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー28」の記事については、「ケプラー28」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:51 UTC 版)

「ケプラー40」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー40bは、ケプラー40の周囲でこれまでに発見された最初の（唯一の）惑星である。質量は木星の2.2倍、半径は木星の1.17倍で、密度は 1.68 g/cm3 である。平衡温度は 1620 K で、これは地球の平衡温度の6倍以上である。軌道長半径は 0.087 AU で、公転周期は6.87日である。 ケプラー40の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.2 MJ 0.081 6.87 (0) — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー40」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー40」の記事については、「ケプラー40」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:39 UTC 版)

「ケプラー21」の記事における「惑星系」の解説

2011年2月公表の、ケプラー観測データの中から、惑星が恒星の手前を通過したとみられる減光がみつかり、惑星候補の一つに挙がった。2012年に、データを追加した光度曲線で、惑星の通過であることが確認され、系外惑星ケプラー21bの発見となった。この惑星は、半径が地球の1.6倍、質量が地球の5倍程度とみられ、密度は6.4g/cm3と地球より大きい。ガスの外層が恒星風や重力の影響で失われ、内部の金属が多い部分が露出したものと予想される。 ケプラー21の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 5.1 ± 1.7 M⊕ 0.04285 2.7858212 0.020 ± 0.100 83.20 +0.28−0.26° 1.639 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー21」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー21」の記事については、「ケプラー21」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:51 UTC 版)

「ケプラー39」の記事における「惑星系」の解説

2011年に、ケプラー宇宙望遠鏡の観測により太陽系外惑星候補、ケプラー39bが発見された。候補である理由は、ケプラー39bの質量が木星の18倍と推定され、惑星と褐色矮星の境界は木星質量の13倍程度にあると考えられている為、質量からみてケプラー39bは褐色矮星である可能性が高いことになるからである。しかし、惑星と褐色矮星の間に明確な線引きはできておらず、さらに、半径は木星の1.2倍しかない為、ケプラー39bを太陽系外惑星に分類している場合もある（ケプラー39bを発見したケプラーチームはケプラー39bを太陽系外惑星としている）。 ケプラー39の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 20.1 +1.3−1.2 MJ 0.164 ± 0.03 21.087210 ± 0.000037 0.112 ± 0.057 89.07 ± 0.22° 1.24 +0.09−0.10 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー39」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー39」の記事については、「ケプラー39」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:44 UTC 版)

「ケプラー31」の記事における「惑星系」の解説

2012年にNASAが打ち上げたケプラーの観測により、4つの太陽系外惑星が発見された。しかし、その内の1つは存在がまだ確定していない。4つの惑星は、半径がそれぞれ地球の5.5倍、5.3倍、4.56倍、1.3倍である。このことから、ケプラー41b、c、dは海王星クラスのガス惑星だと考えられている。ただし、表面温度がそれぞれ 781 K (508℃)、615 K (342℃)、484 K (211℃) にもなる為、ホット・ネプチューンと呼ばれる分類に属する。ケプラー41eは、その小ささから地球のような岩石惑星の可能性が高いと考えられる。 ケプラー31の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径e (未確認) — 0.09 9.617 — 89.95° 1.3 R⊕ b <6.8 MJ 0.16 20.8613 — 89.95° 5.5 R⊕ c <4.7 MJ 0.26 42.6318 — 89.38° 5.3 R⊕ d — 0.39 87.648901 — 89.38° 4.56 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー31」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー31」の記事については、「ケプラー31」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:55 UTC 版)

「ケプラー45」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーによる観測を元にして、1個の太陽系外惑星が発見されている。 ケプラー45の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.5505 MJ 0.030 2.455239 — — 11 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー45」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー45」の記事については、「ケプラー45」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:56 UTC 版)

「ケプラー46」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー46bは、ケプラー46系において発見された最初の惑星である。ケプラーによって取得されたデータの詳細な分析を通じて発見された。ケプラー46cは、ケプラー46bのトランジット時刻の変動の分析を通じて、外部に公開されているケプラーの観測データを使用して外部の研究グループによって発見された。ケプラー46cの発見を報告する論文では、さらに未確定の惑星候補 KOI-872.03 (KOI-872d) が存在することが明らかにされた。複数の手法による検証によりこの惑星の存在が確認され、ケプラー46dという名前が与えられた。 ケプラー46bは、木星の質量よりわずかに小さい質量を持つガス惑星である。2番目の惑星ケプラー46cは、ケプラー46bのトランジット時刻の変動から発見された最初の惑星の1つである。この惑星候補 KOI-872c はこの手法を用いて99％の信頼度で惑星であることが確認され、この検出手法 (トランジット時刻変動) は将来的にさらなる太陽系外惑星、そして太陽系外衛星を検出し得る手段であることが示された。この2番目の惑星は、わずか34日間で主星を公転している最初に発見された惑星 (ケプラー46b) に重力的な影響を及ぼしている。 観測データは、ケプラー46cが57日間の公転周期を持つほぼ土星質量の天体であることを示している。また、約6.8日の周期で周回しているさらなる別の惑星の存在を示唆している。この惑星は後に存在が確認された。 惑星が検出された方法は、海王星が発見された方法と似ている。この方法では、新しい惑星は既に存在することが判明している別の惑星の動きに重力的に影響を及ぼすことによって検出される。 ケプラー46の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 6999885000000000000♠0.885+0.374−0.343 MJ 6999197100000000000♠0.1971±0.0001 7001336480000000000♠33.648+0.004−0.005 6998320999999999999♠0.0321+0.0069−0.0078 7001890400000000000♠89.04±0.14° 6999810000000000000♠0.810+0.035−0.36 RJ c 6999362000000000000♠0.362±0.016 MJ 6999281100000000000♠0.2811±0.0003 7001573250000000000♠57.325+0.116−0.098 6998354000000000000♠0.0354+0.0057−0.0059 7001886600000000000♠88.66+0.26−0.27° — d — 6998679000000000000♠0.0679±0.0035 7000676671000000000♠6.76671+0.00013−0.00012 0(assumed) 7001885500000000000♠88.55+0.49−0.69° 6999151000000000000♠0.1510+0.0094−0.0098 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー46」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー46」の記事については、「ケプラー46」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/13 15:02 UTC 版)

「がか座ベータ星」の記事における「惑星系」の解説

がか座β星系の円盤は中心星から半径約500天文単位まで広がっており、内側ではやや反った形をしている。このことは、褐色矮星や巨大ガス惑星などの大質量の天体が中心星の周りを公転していて、その作用が円盤の歪みの原因となっていることを示唆していた。そして2008年11月、ヨーロッパ南天天文台のフランスの研究チームは、VLTによる赤外線波長での直接観測で惑星がか座ベータ星bを発見した。この惑星は質量が木星の7倍で、9天文単位の距離を約22年かけて公転しているとみられている。 2019年にはさらに、惑星がか座ベータ星cが発見された。cはbよりも内側を公転しており、質量は木星の約9倍とされている。 がか座β星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c 9.37±1.0 MJ 2.72±0.02 1238.0±10.0 0.248±0.1 97.86±12.5° — b 7.0+4.0−3.0 MJ 9.2+0.4−1.5 7890±1000 0.26+0.0−0.26 89.01±0.36° 1.65±0.06 RJ

※この「惑星系」の解説は、「がか座ベータ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「がか座ベータ星」の記事については、「がか座ベータ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:20 UTC 版)

「WASP-13」の記事における「惑星系」の解説

詳細は「WASP-13b」を参照 この恒星の周囲には太陽系外惑星 WASP-13b が発見されている。軌道長半径は 0.05379 au であり、地球と太陽の距離のおよそ 5.27% に相当する。 WASP-13の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Cruinlagh) 0.485 +0.058−0.052 MJ 0.05379 +0.00059−0.00077 4.353011 (± 1.3e-05) (0) 85.64° 1.365 +0.034−0.062 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-13」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-13」の記事については、「WASP-13」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:42 UTC 版)

「ケプラー27」の記事における「惑星系」の解説

2つの太陽系外惑星が発見されている。 ケプラー27の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 9.11 MJ 0.118 15.3348 — — — c 13.8 MJ 0.191 31.3309 — — 4.1 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー27」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー27」の記事については、「ケプラー27」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:51 UTC 版)

「ケプラー38」の記事における「惑星系」の解説

2012年にケプラーによる観測から、海王星サイズの惑星ケプラー38bがケプラー38Aをトランジットしているのが検出された。その後の視線速度測定では、惑星の質量を制限するのに十分な情報が得られなかった。その後惑星の存在はトランジット継続時間の変動を調べることによって確認された。ケプラー38bはケプラー38の連星の周囲を公転している周連星惑星である。そのため、周連星惑星であることを明確にするため「ケプラー38(AB)b」と表記される場合もある。 ケプラー38の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.4644 105.595 — — 0.39 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー38」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー38」の記事については、「ケプラー38」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:57 UTC 版)

「ケプラー51」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー51には、2019年現在で3個の太陽系外惑星が発見されている。2013年に、太陽系外惑星を発見するために打ち上げられたアメリカ航空宇宙局 (NASA) の宇宙機ケプラーによるトランジット法での観測で、2つの系外惑星ケプラー51 bとケプラー51 cと1つの系外惑星候補天体KOI-620.02が発見された。2014年には、東京大学大学院理学系研究科の増田賢人により、この3つの惑星の密度がいずれも0.05 g/cm3未満であることが報告された。 ケプラー51の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.1+1.5−0.8 M⊕ 0.2514 ± 0.0097 45.155314 ± 0.000019 0.04 ± 0.01 — 7.1 ± 0.3 R⊕ c 19.02+23.84−11.67 M⊕ 0.384 ± 0.015 85.31644 ± 0.00022 0.014+0.013−0.009 — 9.0+2.8−1.7 R⊕ d (KOI-620.2) 3.17+2.18−1.25 M⊕ 0.509 ± 0.020 130.178058 ± 0.000071 0.008+0.011−0.008 — 9.7 ± 0.5 R⊕ 2019年12月、コロラド大学のJessica E. Libby-Robertsらのグループは、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラWFC3を使った観測結果から、ケプラー51 b とケプラー51 d（前述のKOI-620.2）は非常に密度の軽い「わたあめ (Cotton Candy)」のような惑星であると発表した。これらのように、地球の数倍の質量しか持たないのに海王星以上の半径を持つ、非常に密度の小さな惑星はsuper-puffsと呼ばれている。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー51」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー51」の記事については、「ケプラー51」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 09:26 UTC 版)

「ケプラー429」の記事における「惑星系」の解説

2014年に、ケプラー宇宙望遠鏡の観測データから3つの太陽系外惑星が発見された。 ケプラー429では、ケプラーによって星の脈動を調べるため、密に測光観測が行われている。それによって得られた光度曲線の周期解析を行った結果、B型準矮星の脈動とは考えられない程ゆっくりとした振動が、3つの異なる周期で発見された。更に分析した結果、この振動は、恒星の周りを公転運動する天体による変調としか考えられなかった。しかも、得られた周期は軌道共鳴の可能性があるものであった。 この分析から明らかになったのは、公転周期だけであり、伴天体の詳細はわかっていない。しかし、軌道傾斜角を仮定した場合に予想される半径、質量は概ね地球以下から木星級であり、惑星であると考えられている。3つの惑星は、いずれも公転周期が1日にも満たない。その為、軌道は恒星に近く、惑星表面は灼熱の世界になっているとみられる。 ケプラー429の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — — 0.21970 — — — c — — 0.32528 — — — d — — 0.81161 — — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー429」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー429」の記事については、「ケプラー429」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:54 UTC 版)

「ケプラー43」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーによる観測で、この星の周りを公転する惑星候補が検出された。この惑星候補は、オート＝プロヴァンス天文台の 1.93 m 望遠鏡に取り付けられた分光器 SOPHIE を用いた恒星の視線速度測定によって惑星であることが確認された。 ケプラー43の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.23±0.19 MJ 0.0449 3.024095 — — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー43」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー43」の記事については、「ケプラー43」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:29 UTC 版)

「ケプラー14」の記事における「惑星系」の解説

2011年、主星のケプラー14Aの周りに太陽系外惑星ケプラー14bが発見された。大きさと質量から、この惑星は木星より若干大きい巨大ガス惑星であると考えられる。密度は7.1 g/cm3 で、木星型惑星としては非常に高い。この惑星は、主星Aの周りを1週間弱で公転しており、主星Aからの距離は 0.08 au 程度しかないため、ホット・ジュピターに分類される。 ケプラー14Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 8.40 ± 0.35 MJ 0.081 6.790123 ± 4.3 ×10−6 0.035 ± 0.02 90.0 ± 2.8° 1.136 ± 0.073 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー14」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー14」の記事については、「ケプラー14」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:46 UTC 版)

「ケプラー34」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー34系には2012年、ケプラー宇宙望遠鏡によりケプラー34bが発見された。ケプラー34bは連星系全体を公転していて、2016年9月時点でわずか19個しか確認されていない、周連星惑星のうちの一つである。周連星惑星なので、ケプラー34(AB)bともいわれる（以後、ケプラー34(AB)bと表記する）。このケプラー34(AB)bは周連星惑星としては10例目、ケプラー宇宙望遠鏡が発見した中では、ケプラー16(AB)bに次いで2例目となる。ケプラー34(AB)bは地球の70倍の質量もある為、木星のような巨大ガス惑星と思われる。直径は木星の76.4%である。2つの恒星の共通重心から1.09AUの距離を288.8日かけて公転している。 ケプラー34の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.2199 MJ 1.0896 288.82 0.182 90.355° 0.7637 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー34」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー34」の記事については、「ケプラー34」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 09:07 UTC 版)

「ケプラー78」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー78bは、母星の視線速度の精密な測定から質量を推定したところ、密度が地球と同等であることがわかり、岩石惑星とされた。これは、地球と同程度の大きさの岩石惑星が太陽系外で発見された、最初の例となった。 ケプラー78の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.86 +0.38−0.25 M⊕ 0.0426 ± 0.0025 0.3550 ± 0.0004 0 79 +9−14° 1.173 +0.159−0.089 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー78」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー78」の記事については、「ケプラー78」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/03/17 08:41 UTC 版)

「ケプラー25」の記事における「惑星系」の解説

2011年に、ケプラーによって2つの惑星候補がトランジット法で検出され、その後トランジット時刻変動を用いて惑星であることが確認された。3番目の惑星は、2014年1月にフォローアップ観測での視線速度測定によって発見された。 ケプラー25の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 7000869999999999999♠8.7+2.5−2.3 M⊕ 0.068 7000623829700000000♠6.238297±0.000017 6997290000000000000♠0.0029+0.0023−0.0017 7001928270000000000♠92.827+0.084−0.083° 7000274800000000000♠2.748+0.038−0.035 R⊕ c 7001152000000000000♠15.2+1.3−1.6 M⊕ 0.11 7001127207000000000♠12.7207±0.0001 6997610000000000000♠0.0061+0.0049−0.0041 7001927640000000000♠92.764+0.042−0.039° 7000521699999999999♠5.217+0.070−0.065 R⊕ d 7001719000000000000♠71.9±9.8 M⊕ — 7002122400000000000♠122.4+0.0−0.7 6999130000000000000♠0.13+0.13−0.09 — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー25」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー25」の記事については、「ケプラー25」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/16 04:04 UTC 版)

「BD-17°63」の記事における「惑星系」の解説

2008年10月、太陽系外惑星BD-17°63bが周囲を公転していることがラ・シヤ天文台のESO3.6m望遠鏡と太陽系外惑星捜索用の高精度分光器HARPSを用いて行われた視線速度法による観測で発見された。この惑星は離心率0.54という潰れた楕円軌道でBD-17°63を公転している。 BD-17°63の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥5.1 ± 0.12 MJ 1.34 ± 0.02 655.6 ± 0.6 0.54 ± 0.005 — —

※この「惑星系」の解説は、「BD-17°63」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「BD-17°63」の記事については、「BD-17°63」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:48 UTC 版)

「HD 6718」の記事における「惑星系」の解説

2009年に、ラ・シヤ天文台における視線速度法の観測から、HD 6718の周囲を公転する木星型惑星が発見された。 HD 6718の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 1.56 MJ 3.65 2496 0.10 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 6718」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 6718」の記事については、「HD 6718」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/08/11 02:04 UTC 版)

「アンドロメダ座ウプシロン星」の記事における「惑星系」の解説

アンドロメダ座υ星Aの最も内側の惑星は1996年にサンフランシスコ州立大学のジェフリー・マーシーとポール・バトラーが発見し、うしかい座τ星、かに座55番星の惑星とともに1997年に公表された。アンドロメダ座υ星bと名付けられた惑星は、惑星の重力による視線速度の変動の観測によって発見された。恒星から近い位置にあるために揺れが大きく、変動は比較的容易に観測できる。この惑星は、恒星の彩層の活動の活性化に影響を与えていると考えられる。 この惑星を考慮に入れても、視線速度の測定値と理論間の間にはかなりの誤差があり、他の惑星の存在が指摘された。1999年、サンフランシスコ州立大学とハーバード・スミソニアン天体物理学センターの天文学者はそれぞれ独立に、3つの惑星を仮定するモデルでデータがうまく説明できると結論づけた。外側の2つの惑星は、恒星から遠くなる順に各々アンドロメダ座υ星c及びアンドロメダ座υ星dと名付けられた。2つの惑星は、冥王星を含めた太陽系のどの惑星よりも長細い軌道を持つ。また最も外側の惑星は、ハビタブルゾーンの中に存在する。 この惑星系は同一平面上にある訳ではなく、アンドロメダ座υ星cとdの軌道傾斜角の差は35°である。2001年に行われた位置天文学的な予備観測によって、最も外側の惑星の軌道傾斜角が155.5°と測定された。しかしその後のデータ調査によって、ヒッパルコスの精度は惑星の軌道を確定するには十分でないことが示唆された。一方、最も内側の惑星の軌道傾斜角は30°-90°に確定した。この研究の詳細な結果は2008年に公表される。アンドロメダ座υ星cの軌道は、円形から長円形に、6700年の周期で振動している。小さく主星から遠くにあるため検出できない程度の他の惑星が存在する可能性については否定されないが、アンドロメダ座υ星Aから5天文単位に木星質量程度の惑星があると、系が不安定になることが分かっている。 いくつかのシミュレーションによって、系の惑星の離心率が増大しているのは、外側の惑星と4番目の惑星が接近し、結果として4番目の惑星が弾き出されたか破壊されて以来、上昇しているという可能性があることが示された。また別のモデルも考えることができる。 アンドロメダ座υ星Aは、太陽系のエッジワース・カイパーベルトのような恒星を取り巻く塵の円盤を持たないように見える。これは、アンドロメダ座υ星Bの摂動により、恒星系の外側の領域から物質を一掃してしまったことが原因であると考えられる。 2010年11月22日にυ星eが発見された。eはdと3:1の軌道共鳴を起こしているとされている。 アンドロメダ座υ星Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Saffar) 0.62 ± 0.09 MJ 0.0595 ± 0.0034 4.62 ± 0.023 0.022 ± 0.007 ~25° 0.8257 RJ c (Samh) 13.98+2.3−5.3 MJ 0.832 ± 0.048 241.26 ± 0.64 0.260 ± 0.079 7.9 ± 1° 2.0879 RJ d (Majriti) 10.25+0.7−3.3 MJ 2.54 ± 0.15 1276.46 ± 0.57 0.299 ± 0.072 23.8 ± 1° 2.8677 RJ e 0.96 ± 0.14 MJ 5.2456 ± 0.00067 3848.86 ± 0.74 0.0055 ± 0.0004 — 1.0193 RJ

※この「惑星系」の解説は、「アンドロメダ座ウプシロン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「アンドロメダ座ウプシロン星」の記事については、「アンドロメダ座ウプシロン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/09/29 20:51 UTC 版)

「HD 147513」の記事における「惑星系」の解説

2003年、ジュネーブ系外惑星探索（英語版）のチームが、ラ・シヤ天文台における視線速度法の観測から、HD 147513の周囲を公転する太陽系外惑星を発見した、と発表した。 HD 147513の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.21 MJ 1.32 528.4 ± 6.3 0.26 ± 0.05 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 147513」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 147513」の記事については、「HD 147513」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/09/29 20:58 UTC 版)

「HD 192310」の記事における「惑星系」の解説

HD 192310星系では、2010年にケック望遠鏡による視線速度法の観測から、海王星程度の質量を持つ系外惑星HD 192310 bを検出したと発表され、翌年には高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）を用いた視線速度法の観測から、もう1つの系外惑星HD 192310 cと共に確定した。惑星cは、惑星bよりも質量推定の不定性が大きく、これは1公転周期全ての観測データが得られていないためである。どちらの惑星も、構造は海王星に似ていると思われる。2つの惑星は、HD 192310系のハビタブルゾーンの内外の縁辺りを公転している。 HD 192310の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 16.9 ± 0.9 M⊕ 0.320 ± 0.005 74.72 ± 0.10 0.13 ± 0.04 — — c ≥ 24 ± 5 M⊕ 1.180 ± 0.025 525.8 ± 9.2 0.32 ± 0.11 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 192310」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 192310」の記事については、「HD 192310」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/06/28 05:22 UTC 版)

「ケプラー65」の記事における「惑星系」の解説

ケプラーによる観測を元に、3つの惑星が発見されたことが2013年に発表された。4つ目の惑星は、恒星の視線速度の測定により2019年に発見された。2013年に発見された3つの惑星は、主星の非常に近くを公転している。初期のフォローアップ観測での視線速度測定では、データにノイズが多すぎたため惑星の質量に制約を与えることができなかった。別のフォローアップ観測でのトランジット時刻変動の解析はケプラー65dの質量を測定するのに役立ち、ケプラー65dは地球よりも密度が著しく低いことが明らかになった。 Kepler-65の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 7000240000000000000♠2.4+2.4−1.6 M⊕ 0.035 7000215492090000000♠2.1549209+0.0000086−0.0000074 6998280000000000000♠0.028+0.031−0.02 7001922000000000000♠92.2+1.3−1.4° 7000144400000000000♠1.444+0.037−0.031 R⊕ c 7000540000000000000♠5.4±1.7 M⊕ 0.068 7000585969700000000♠5.859697+0.000093−0.000099 6998200000000000000♠0.02+0.022−0.013 7001923300000000000♠92.33+0.29−0.26° 7000262300000000000♠2.623+0.066−0.056 R⊕ d 7000413999999999999♠4.14+0.79−0.80 M⊕ 0.084 7000813167000000000♠8.13167+0.00024−0.00021 6998140000000000000♠0.014+0.016−0.010 7001923500000000000♠92.35+0.18−0.16° 7000158700000000000♠1.587+0.040−0.035 R⊕ e 7002200000000000000♠200+200−50 M⊕ — 7002258800000000000♠258.8+1.5−1.3 6999283000000000000♠0.283+0.064−0.071 7002127000000000000♠127.0+27.0−25.0° —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー65」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー65」の記事については、「ケプラー65」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/12/26 02:12 UTC 版)

「GSC 03089-00929」の記事における「惑星系」の解説

2007年、大西洋両岸系外惑星サーベイのトランジット法による観測で、木星の1.3倍の大きさを持つ太陽系外惑星TrES-3 bが発見された。 GSC 03089-00929の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Umbäässa) 1.910 +0.075−0.080 MJ 0.02282 +0.00023−0.00040 1.30618581 0 81.85° 1.336 +0.031−0.037 RJ

※この「惑星系」の解説は、「GSC 03089-00929」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GSC 03089-00929」の記事については、「GSC 03089-00929」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/12/26 14:35 UTC 版)

「HAT-P-11」の記事における「惑星系」の解説

2009年、トランジット法による太陽系外惑星の探査を行っていたHATネット計画によって、HAT-P-11を公転する惑星 HAT-P-11b が発見された。この惑星は恒星の至近距離を4.9日で周回する海王星に似た質量の天体で、食の減光の大きさから半径も海王星よりやや大きい程度であることが分かっている。HAT-P-11の発見当時、海王星質量の系外惑星は他にもいくつか知られていたが、そのような天体の食が観測され、半径が実測されたのはグリーゼ436bに続いて2例目だった。 HAT-P-11とその惑星系は太陽系外惑星の探索を行っていたケプラー宇宙望遠鏡の観測視野内に存在しており、ケプラーミッションでの命名規則に基づいてHAT-P-11にはケプラー3、HAT-P-11bにはケプラー3bという別名が与えられている。 2018年、HAT-P-11を公転する第2の惑星 HAT-P-11c が存在することが確認された。HAT-P-11bとは異なり、ドップラー分光法（視線速度法）で発見されたため、惑星の物理的特性は下限質量しか知られていない。HAT-P-11cは離心率0.601という大きく歪んだ楕円軌道を公転しており、近点では1.67 auまで接近し、遠点では6.61 auまで遠ざかる。 HAT-P-11の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 23.4 ± 1.5 M⊕ 0.05254+0.00064−0.00066 4.887802443+0.000000034−0.000000030 0.218+0.034−0.031 89.05+0.15−0.09° 4.36 ± 0.06 R⊕ c ≥1.60+0.09−0.08 MJ 4.13+0.29−0.16 3407+360−190 0.601+0.032−0.031 — —

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-11」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-11」の記事については、「HAT-P-11」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/27 04:56 UTC 版)

「TOI-2202」の記事における「惑星系」の解説

TOI-2202の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.978+0.0630−0.0588 MJ 0.09564+0.00156−0.00161 11.9101+0.0022−0.0036 0.0420+0.0255−0.0075 88.4+0.6−3.3° 1.01+0.522−0.080 RJ c 0.369+0.103−0.0836 MJ 0.15544+0.00255−0.00263 24.6744+0.0258−0.0339 0.0622+0.0452−0.0211 84.7+2.4−2.9° — TOI-2202には2つの木星型惑星が周囲を公転していることが知られている。惑星候補「TOI-2202.01」は2020年9月18日にTESS object of interestに追加された。公転周期が約11.9日の内側の惑星TOI-2202 bはトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によるトランジット法を用いた観測で発見され、地上からのフォローアップ観測によって確認された。公転周期が約24.7日の外側の惑星TOI-2202 cはトランジットタイミング変化法（TTV法）によって発見された。最初はbのみが惑星候補とされていたが、TTVによりトランジットを起こさない巨大な惑星の存在が予測された。また、ドップラー分光法を用いた観測も行われた。この発見を示す論文は2021年8月11日にarXivに投稿された。このような温度の高い木星型惑星が2つ存在する惑星系は現在まれであり、このような惑星系の形成や進化についてはよくわかっていない。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-2202」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-2202」の記事については、「TOI-2202」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/27 06:20 UTC 版)

「NGTS-4」の記事における「惑星系」の解説

2018年9月3日、NGTS-4の周囲を公転している太陽系外惑星、NGTS-4bが存在することを公表する論文がarXivに投稿された。公転周期は約1.34日であるが、この惑星はネプチュニアン砂漠に位置している。トランジットの深度は0.13%で、これはトランジット法を用いて地上からの広範囲を観測することで発見された太陽系外惑星の中では最も深度の値が小さく、最小の惑星である（海王星よりも小さい）。NGTS-4bは、強いEUVやX線を受け、大幅に質量を失う可能性がある。表面温度は1650ケルビンである。 NGTS-4の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.0648±0.009 MJ 0.019±0.005 1.3373508±8e-06 0 82.5±5.8° 0.2837±0.0232 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-4」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-4」の記事については、「NGTS-4」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/24 15:45 UTC 版)

「TOI-4599」の記事における「惑星系」の解説

TOI-4599の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.14±0.34 M⊕ 0.02933±0.00024 2.76953±0.00003 0.039+0.043−0.023 87.35±0.14° 1.240±0.023 R⊕ c 3.09±0.48 M⊕ 0.04749±0.00039 5.70588±0.00007 0.038+0.036−0.022 87.79±0.08° 1.533+0.051−0.046 R⊕ 2021年11月1日、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）によるセクター43のトランジット法を用いた観測でこの恒星の周囲を公転する2つの太陽系外惑星候補が検出され、TESS object of interest（TOI）に指定された。恒星は「TOI-4599」という名称が指定された。惑星候補は「TOI-4599.01」「TOI-4599.02」と指定され、それぞれの公転周期は約2.77日、約5.70日である。その後、HIRESやCARMENESのドップラー分光法を用いた観測データなどによるフォローアップ観測が行われた。 TOI-4599の惑星候補は2022年に確認され、その確認を公表する論文はarXivにて2022年4月21日に公表された。これらの惑星はそれぞれ「TOI-4599 b」「TOI-4599 c」という名称が与えられた。これらの惑星の組成は地球型惑星であるとされている。bは地球と同じような密度を持っている。cは揮発性物質が存在しないとされている場合は、鉄を含まず完全にケイ酸塩で構成されている内部組成と一致している。鉄の核の質量の割合がbは約32.5%、cは0%であり、同じ惑星系内でここまで数値が異なることは珍しい。これまでの既知の惑星の中で鉄の核の割合の差が一番大きかったのはTRAPPIST-1系のTRAPPIST-1cとTRAPPIST-1gで、15%であった。このような質量の大きな違いは、bとcに含まれる揮発性物質の含有量が異なることが原因である可能性が非常に高い。 なお、TOI-4599系ではTESSの観測データによってトランジットを起こす公転周期が20日よりも短い地球サイズ以上の惑星が存在しないことが判明している。また、ドップラー分光法の観測データでは地球質量の1~3倍を持つ公転周期が10日以内の惑星の存在の可能性を除外し、それ以上の質量を持つ惑星の存在は公転周期が100日の範囲まで除外された。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-4599」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-4599」の記事については、「TOI-4599」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/08 15:11 UTC 版)

「HD 219828」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、ラ・シヤ天文台の3.6m望遠鏡を用いた視線速度法による観測で、海王星程度の大きさの太陽系外惑星HD 219828 bが発見された。 2016年には、オート＝プロヴァンス天文台の観測結果も加えて更に詳細な視線速度の分析を行った結果、惑星bの外側に木星の15倍以上の質量を持つ別の惑星HD 219828 cが発見された。この惑星cの公転軌道は、離心率が約0.8と非常に細長い楕円で、惑星bの公転軌道とは大きく違っており、既知の系外惑星系の中ではとても珍しい存在である。 HD 219828の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 21.0 M⊕ 0.045 3.834887 ± 0.000096 0059 ± 0.036 — — c > 15.1 MJ 5.96 4,791 ± 75 0.8115 ± 0.0032 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 219828」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 219828」の記事については、「HD 219828」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:43 UTC 版)

「HD 128311」の記事における「惑星系」の解説

HD 128311 には2つの惑星の存在が知られている。内側の惑星bは2002年にポール・バトラーらによって、外側の惑星cは2005年にスティーブ・ヴォートらによって、それぞれ発見が報告された。これらは共に木星の2倍以上の質量を持ち、半径1AUを越える比較的主星から離れた軌道を周回している。また、両惑星の公転周期はおおむね1:2の比になっており（誤差を考慮すると完全に1:2になる可能性もある）、軌道共鳴に近い関係にあると考えられる。この共鳴のため、惑星系は半永久的に安定な状態にあると予測されている。 2つの惑星の影響を取り除いた視線速度の変化曲線には、なおも5.6日周期の変動が存在するが、これは恒星表面に存在する巨大黒点の影響によるもので、惑星の兆候とは見なされていない。 HD 128311の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >2.19 ± 0.20 MJ 1.100 ± 0.065 458.6 ± 6.8 0.25 ± 0.10 — — c >3.22 ± 0.49 MJ 1.76 ± 0.11 928 ± 18 0.170 ± 0.090 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 128311」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 128311」の記事については、「HD 128311」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/08 15:12 UTC 版)

「HD 222582」の記事における「惑星系」の解説

2000年、ケック望遠鏡による詳細な視線速度の測定から、密度の高いガス惑星が公転していることが発表された。 HD 222582の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 7.75 MJ 1.347 572.38 0.725 — — c (未確認) > 0.0513 MJ 0.12 15.144 0.5632 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 222582」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 222582」の記事については、「HD 222582」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 06:35 UTC 版)

「K2-19」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー宇宙望遠鏡の拡張ミッションであるK2ミッションのCampaign 1からの観測データの分析中に、2つの外側の惑星が惑星候補として報告された。両方の惑星は、地上の望遠鏡を使用して追加のトランジットを検出し、K2-19bの1時間のトランジットタイミング変化を測定したDavid J. Armstrongと共同研究者によって確認された。それらは、Benjamin T. Montetとそのチームによって、他の20の惑星とともに独立して検証された。 K2-19dは、K2ミッションの最初の年からの惑星候補の探索中に惑星候補として最初に報告され、後にSinukoffらによって検証された。 K2-19は、3つの既知の惑星を持つ惑星系を持っており、そのうち2つの大きな惑星であるK2-19bとK2-19cは、3:2の平均運動共鳴に近い。3つの惑星はすべて、水星と太陽の距離よりも主星に接近した距離を公転している。 K2-19の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d <14 M⊕ 0.0344±0.0006 2.50856±0.00041 — 85.83+2.97−4.74° 1.14±0.13 R⊕ b 54.4±8.9 M⊕ 0.0762±0.0022 7.91951+0.00040−0.00012 0.023+0.240−0.020 88.87+0.16−0.60° 7.16±0.91 R⊕ c 7.5+3.0−1.4 M⊕ 0.1001±0.0029 11.9066+0.0021−0.0014 0.183+0.283−0.003 88.92+0.14−0.41° 4.34±0.55 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「K2-19」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-19」の記事については、「K2-19」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 06:35 UTC 版)

「HIP 41378」の記事における「惑星系」の解説

2016年に、太陽系外惑星の探索を目的とするケプラー宇宙望遠鏡の延長ミッション「K2ミッション」によって行われたトランジット法（食検出法）の観測で、HIP 41378の周囲を5つの惑星が公転していることが確認された。この5つの惑星は最も小さいものでスーパー・アースほど、最も大きいものでは土星に匹敵する大きさを持つとされている。しかし、この時にK2ミッションによってHIP 41378が観測された期間は74.8日間で、それよりも公転周期が長い外側の3つの惑星HIP 41378 d、HIP 41378 e、HIP 41378 fは1回のトランジット（恒星面通過）しか観測されておらず、推定された公転周期には内側の2つの惑星よりもかなり大きな誤差が含まれていた。その後、2018年の夏に50.8日間に渡って再びK2ミッションによるHIP 41378が位置する領域の観測が行われ、その結果、HIP 41378 dとHIP 41378 fのトランジットを改めて確認することに成功した。この2つの惑星のトランジットは地上から太陽系外惑星の探索を行っているKilodegree Extremely Little Telescope（KELT）、HATネット、スーパーWASPによる観測でも検出された。 そして2019年に、オート＝プロヴァンス天文台によるHIP 41378の視線速度の観測などを含めた様々な観測結果を分析した結果、それまで知られていなかった5つの惑星の軌道長半径や軌道離心率、質量などが正確に求められ、さらに、HIP 41378 cとHIP 41378 dの間を6番目の惑星HIP 41378 gが公転していることが確認されたと発表された。このHIP 41378 gは他の5つの惑星とは異なり、ドップラー分光法（視線速度法）で発見されたため、軌道傾斜角と半径は知られていない。外側にある3惑星は公転周期の比が3:4:6に近く、結果として、HIP 41378系全体で1:2:4:18:24:36の平均運動共鳴の状態にある可能性がある。また視線速度による観測からは、HIP 41378 gとHIP 41378 dの間にさらに惑星が存在する可能性も示されている。 これらの惑星のうち、最も外側を公転しているHIP 41378 fは、主星からの距離と軌道離心率の低さからハビタブルゾーンの内側付近を公転しているとされており、表面温度は294 K（21 ℃）と推定されている。HIP 41378 fはその大きさから、土星サイズの巨大ガス惑星であると考えられているが、地球外生命が居住可能なほど十分な質量を持った衛星が存在するかどうかを調べるのに最も適した太陽系外惑星の1つとされている。また、HIP 41378 fは土星ほどの大きさを持つが、質量が天王星よりも軽いため、密度が0.09 g/cm3と極めて小さくなっている。これは太陽系の惑星の中で最も密度が小さい土星（0.70 g/cm3）の約8分の1しかない。HIP 41378 fが質量の割にこれほどの大きさを持つ原因として、惑星の周りに厚い環の存在している可能性、もしくは大気が大きく膨張している可能性が考えられている。 HIP 41378の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 6.89 ± 0.88 M⊕ 0.1283 ± 0.0015 15.57208 ± 0.00002 0.07 ± 0.06 88.75 ± 0.13° 2.595 ± 0.036 R⊕ c 4.4 ± 1.1 M⊕ 0.2061 ± 0.0024 31.70603 ± 0.00006 0.04+0.04−0.03 88.477+0.035−0.061° 2.727 ± 0.060 R⊕ g 7.0 ± 1.5 M⊕ 0.3227 ± 0.0036 62.06 ± 0.32 0.06+0.06−0.04 — — 惑星? (未確認) — — — — — — d < 4.6 M⊕ 0.88 ± 0.01 278.3618 ± 0.0005 0.06 ± 0.06 89.80 ± 0.02° 3.54 ± 0.06 R⊕ e 12 ± 5 M⊕ 1.06+0.03−0.02 369 ± 10 0.14 ± 0.09 89.84+0.07−0.03° 4.92 ± 0.09 R⊕ f 12 ± 3 M⊕ 1.37 ± 0.02 542.07975 ± 0.00014 0.004+0.009−0.003 89.971+0.01−0.008° 9.2 ± 0.1 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「HIP 41378」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HIP 41378」の記事については、「HIP 41378」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 06:35 UTC 版)

「K2-18」の記事における「惑星系」の解説

K2-18の周りを公転する2つの惑星は、いずれも地球に比べるとかなり質量が大きいが、概ね地球の8-9倍の質量で、スーパー・アースの範疇に含まれる。

※この「惑星系」の解説は、「K2-18」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-18」の記事については、「K2-18」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/10 06:35 UTC 版)

「K2-3」の記事における「惑星系」の解説

2015年にNASAの探査機、ケプラー宇宙望遠鏡の延長ミッションである「K2ミッション」の観測でK2-3に3つの太陽系外惑星が発見された。その内、一番外側を公転していて、地球の1.53倍の大きさを持つK2-3dはハビタブルゾーンの中にあるとされている。 K2-3の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 8.4±2.1 M⊕ 0.0775±0.0039 10.05429±0.00022 <0.29 89.59+0.24−0.4° 2.078+0.18−0.093 R⊕ c 2.1+2.1−1.3 M⊕ 0.1405±0.0067 24.6491±0.0033 <0.2 89.7±0.2° 1.644+0.16−0.065 R⊕ d 11.1±3.5 M⊕ 0.2086±0.01 44.5705±0.0059 <0.19 89.79±0.15° 1.53±0.11 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「K2-3」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-3」の記事については、「K2-3」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/07/02 21:02 UTC 版)

「HD 147506」の記事における「惑星系」の解説

2007年、食検出法による観測を行っていたHATネットが、太陽系外惑星 HAT-P-2b (HD 147506b) の発見を報告した。この惑星は質量が木星の9倍と大きいが、一方で半径は木星より少し小さい。そのため、表面重力は地球の20倍以上に達している。 惑星とHD 147506の平均距離は0.07auしかない。軌道半径の小さい惑星は中心星からの潮汐力によって軌道が円軌道化される場合が多いが、HAT-P-2bは離心率が0.5以上の楕円軌道を取っている。これは外側に存在する別の惑星の影響なのではないかと推測されているが、2009年の時点ではそのような天体は報告されていない。 HD 147506の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径HAT-P-2b (Magor) 9.09±0.24 MJ 0.06878±0.00068 5.6334729±0.0000061 0.5171±0.0033 86.72+1.12−0.87° 1.157+0.073−0.062 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 147506」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 147506」の記事については、「HD 147506」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/17 05:43 UTC 版)

「G型主系列星」の記事における「惑星系」の解説

太陽を含む、非常に近傍にあるG型星のいくつかは太陽系外惑星を持つことが知られている。例として、おとめ座61番星、HD 102365、HD 147513、おおぐま座47番星、さいだん座μ星、くじら座τ星が挙げられる。

※この「惑星系」の解説は、「G型主系列星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「G型主系列星」の記事については、「G型主系列星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/02 09:32 UTC 版)

「HD 131399」の記事における「惑星系」の解説

2016年7月、科学雑誌サイエンスに HD 131399 Ab と名付けられた大質量の太陽系外惑星の発見を主張する研究論文が掲載された。この天体は、ヨーロッパ南天天文台 (ESO) の超大型望遠鏡VLTに搭載されている観測装置SPHEREを使用して得られた画像から発見された。木星の4倍の質量を持つスペクトル分類がT型の天体であるとされていたが、軌道が不安定なため主星が赤色巨星から白色矮星の段階へ進化する間に連星系から離脱してしまうと考えられていた。この惑星とされた天体は、SPHEREによって発見された最初の太陽系外惑星候補だった。この天体の発見に繋がったSPHEREが撮影した画像は、2つの別々の観測から作成されたもので、1つは3個の恒星を画像化するための観測で、もう1つは微かな惑星候補天体を検出するための観測である。この発見後、発見を促した掃天観測 the Scorpion Planet Survey にちなんで、観測チームは主星である連星系を Scorpion-1、惑星を Scorpion-1b と非公式に命名した。 しかし2017年5月、ジェミニプラネットイメージャーによって行われた観測とSPHEREのデータの再分析から、惑星とされたこの天体が実際には背景にある無関係な恒星であることを示唆する研究結果が公表された。この研究で、HD 131399 Ab とされていた天体のスペクトルは最初に考えられていたT型の天体のものではなく、K型主系列星またはM型主系列星（赤色矮星）に見られるスペクトルの様に見えることが判明した。また、最初は HD 131399 系と連動して移動しているとされていたが、これは HD 131399 Ab とされた天体自身も 12.3 ミリ秒/年という大きな固有運動を持って HD 131399 系と似た経路で移動していることが原因だった（固有運動が速い恒星の上位4%に入る）。この報告を受けて、太陽系外惑星エンサイクロペディアでは惑星の現況を Retracted（撤回）に変更して確認済みの太陽系外惑星の一覧から除外し、NASA Exoplanet Archiveも該当の個別ページを削除した。そして2016年に HD 131399 Ab の発見を報告した研究チームも HD 131399 系と HD 131399 Ab とされた天体に明確な視差の違いがみられたことで、この天体が HD 131399 系とは地球からの距離が大きく異なっていることを確認し、2022年4月に発見論文の正式な撤回を表明した。

※この「惑星系」の解説は、「HD 131399」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 131399」の記事については、「HD 131399」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/02 07:29 UTC 版)

「KOI-5」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー宇宙望遠鏡の観測データに基づいて、2009年にKOI-5の周囲を公転している2個の太陽系外惑星が存在する可能性が疑われたが、2021年1月にトランジット系外惑星探索衛星（TESS）がKOI-5Aの周囲を公転していると判断したKOI-5Abのみ確認されている。KOI-5Abはその軌道面が恒星とずれているため、科学界に関心を引き起こした。これは、KOI-5Abが形成中のときに重力の影響で軌道のずれが生じ、また軌道が内側へ移動したことを示唆している。 KOI-5Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 56.89157 M⊕ — 4.780327766±8.76e-07 — 82.51° 7.07531±0.16815 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「KOI-5」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「KOI-5」の記事については、「KOI-5」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 15:54 UTC 版)

「WASP-10」の記事における「惑星系」の解説

2008年に、木星よりも大きな太陽系外惑星、WASP-10bが発見された。また、2010年には、WASP-10bの公転周期の観測で、外側に別の惑星WASP-10cが存在している可能性が示されている。 WASP-10の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.16±0.23 MJ 0.0369+0.0012−0.0014 3.0927636+0.00000094−0.000021 0.059+0.014−0.004 86.9+0.6−0.5° 1.08±0.02 RJ c (未確認) 0.1 MJ 0.0536 5.2293 — — —

※この「惑星系」の解説は、「WASP-10」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-10」の記事については、「WASP-10」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:47 UTC 版)

「ケプラー8」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー8bは、ケプラー8系で発見されている唯一の惑星である。質量は木星の6割程度だが、半径は木星の1.4倍あり、密度がとても低く、0.27 g/cm3（木星は5.5 g/cm3）しかない。ケプラー8からの距離は0.0474 au で、公転周期は3.5日である。例えば水星は、太陽からの距離が0.3871 au、公転周期が87.97日であり、それよりもずっと母星に近い。軌道の解析の際は離心率は0、つまり円軌道であることを仮定している。 ケプラー8の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.59 MJ 0.0474 3.5224991 0 83.978° 1.416 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー8」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー8」の記事については、「ケプラー8」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 15:53 UTC 版)

「ウォルフ1061」の記事における「惑星系」の解説

2015年、ウォルフ1061の視線速度の観測から3つの太陽系外惑星が発見されたと発表された。質量から推測して、3つの惑星はすべて地球のように岩石で構成されたスーパーアースである可能性がある。 そのうちのひとつであるウォルフ1061 cはウォルフ1061のハビタブルゾーン (液体の水が存在できる領域) の中を17.867日で公転している。その為、表面には液体の水や生命が存在する可能性がある。しかし、月のように主星に対して同じ方向を向けて公転しているとされている為、液体の水や生命が存在できる領域はかなり限られる可能性がある。 ウォルフ1061の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >1.36±0.23 M⊕ 0.035509±0.000007 4.8876±0.0014 0.0 (flxed) — 1.44 (推測) R⊕ c >4.25±0.37 M⊕ 0.08427±0.00004 17.867±0.011 0.19±0.13 — 1.64 (推測) R⊕ d >5.21±0.68 M⊕ 0.2039±0.0002 67.27±0.12 0.32±0.16 — 2.04 (推測) R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ウォルフ1061」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ウォルフ1061」の記事については、「ウォルフ1061」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 16:08 UTC 版)

「グリーゼ892」の記事における「惑星系」の解説

2015年、グリーゼ892に4つの太陽系外惑星が発見された。そのうちグリーゼ892b(HD 219134 b)は地球のような岩石で構成された岩石惑星であることが確認されている。またグリーゼ892bは、トランジットを起こすことが確認されていた。さらに、2017年3月には、その1つ外側を公転しているグリーゼ892cもトランジットを起こす事が確認された。質量からみてcとdは地球より大きな岩石惑星スーパーアース、一番外側のeはガス惑星の可能性が高い。 さらに、その後の観測で新たにグリーゼ892f、g、hの3つの惑星が発見され、惑星の総数は7個となった。これは太陽系外惑星ではケプラー90の8個に次ぐ数であり、7個の惑星を持つ恒星はグリーゼ892以外にはHD 10180とTRAPPIST-1しかない。ちなみに、NASA Exoplanet Archiveでは、惑星eのデータがなく、太陽系外惑星エンサイクロペディアでは惑星fは未確認の惑星として扱われている。 グリーゼ892の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.74±0.19 M⊕ 0.03876±0.00047 3.092926±0.0001 0.00+0.13−0.00 85.05±0.09° 1.602±0.055 R⊕ c 4.36±0.22 M⊕ 0.06530±0.0008 6.76458±0.00033 0.062±0.039 87.28±0.10° 1.511±0.047 R⊕ f ≥7.30±0.40 M⊕ 0.1463±0.0018 22.717±0.015 0.148±0.07 — >1.31±0.02 R⊕ d ≥16.17±0.64 M⊕ 0.2370±0.0030 46.859±0.028 0.138±0.025 — >1.61±0.02 R⊕ g ≥11±1 M⊕ 0.3753±0.0004 94.2±0.2 0 — — e ≥62±6 M⊕ 2.14+0.43−0.02 1190+379−34 0.27±0.11 — — h ≥0.34±0.02 MJ 3.11±0.04 2247±43 0.06±0.04 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ892」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ892」の記事については、「グリーゼ892」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 14:46 UTC 版)

「しし座83番星」の記事における「惑星系」の解説

2005年1月、恒星Bの周囲に太陽系外惑星しし座83番星Bbが発見された。報告したのはリック・カーネギー系外惑星サーベイのチームで、視線速度法を用いたものだった。惑星の下限質量は土星の半分以下で、恒星に接近した軌道を17日の公転周期で公転している。 2010年には同じ恒星に惑星しし座83番星Bcが発見された。 なお、恒星Aには2011年時点で惑星は発見されていない。 しし座83番星Bの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 0.109 ± 0.013 MJ 0.1232 ± 0.0071 17.0431 ± 0.047 0.254 ± 0.092 — — c ≥ 0.36 ± 0.02 MJ 5.4 ± 0.1 4970 ± 149 0.106 ± 0.006 — —

※この「惑星系」の解説は、「しし座83番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「しし座83番星」の記事については、「しし座83番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 15:54 UTC 版)

「WASP-12」の記事における「惑星系」の解説

2008年、トランジット法によって、太陽系外惑星WASP-12bが発見された。天文学者のウラジミール・リラはWASP-12bをVulcanという名前で呼ぶことを提案している。 WASP-12の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.404±0.099 MJ 0.02293±0.00078 1.0914222 0.049±0.015 86.0±3.0° 1.736±0.092 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-12」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-12」の記事については、「WASP-12」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 16:10 UTC 版)

「ケプラー20」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケプラー宇宙望遠鏡によるトランジット法での観測で6つの惑星の存在が確認されている。太陽系の場合、地球などの岩石惑星は太陽に近く、木星のようなガス惑星は太陽から遠い軌道にあるが、ケプラー20系は惑星の推定される組成が、主星から近い順にガス(b)、岩石(e)、ガス(c)、岩石(f)、ガス(g)、ガス(d)とほぼ交互に繰り返されているという特徴がある。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー20」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー20」の記事については、「ケプラー20」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 14:56 UTC 版)

「くじら座YZ星」の記事における「惑星系」の解説

2017年8月に、くじら座YZ星の周りを3つの太陽系外惑星が公転している事が発表された。質量はいずれも地球に近く、公転周期は5日以内となっている。最も内側のbとその外側のcは、2:3の軌道共鳴になっている可能性がある。また、公転周期1.04日の、質量が地球の0.472±0.096倍である、第4の惑星の存在も示唆されている。 くじら座YZ星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径第4の惑星? (未確認) 0.472 ± 0.096 M⊕ — 1.04 — — — b 0.75 ± 0.13 M⊕ 0.01557 ± 0.00052 1.96876 ± 0.00021 0.00 ± 0.12 — — c 0.98 ± 0.14 M⊕ 0.02090 ± 0.00070 3.06008 ± 0.00022 0.04 ± 0.11 — — d 1.14 ± 0.17 M⊕ 0.02764 ± 0.00093 4.65627 ± 0.00042 0.129 ± 0.096 — —

※この「惑星系」の解説は、「くじら座YZ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「くじら座YZ星」の記事については、「くじら座YZ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 16:08 UTC 版)

「ケプラー1625」の記事における「惑星系」の解説

太陽系外惑星ケプラー1625bを持つことが確認されている。この惑星には、2017年7月に、海王星サイズの太陽系外衛星と見られる候補天体ケプラー1625b I（英語版）が存在する可能性が示されており、2018年10月にその証拠を示す研究結果が発表されている。確認されれば、史上初めて明確に確認された太陽系外衛星となる。しかし、2019年4月にはその存在を示す研究成果がアーティファクトであることが指摘されており、存在しない可能性が高くなっている。 ケプラー1625の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.0 MJ 0.98+0.14−0.13 287.37278+0.00075−0.00065 — — 11.4+1.6−1.5 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー1625」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー1625」の記事については、「ケプラー1625」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 16:43 UTC 版)

「ケプラー1647」の記事における「惑星系」の解説

2015年に、ケプラー宇宙望遠鏡のトランジット法(食変光法)観測によってケプラー1647系を公転している惑星候補KOI-2939bが観測され、2016年6月13日に正式に存在が公表された。それによりケプラー1647bという確定名称が付与された。ケプラー1647bは連星系「全体」を公転している周連星惑星である。そのため、ケプラー1647(AB)bと表記されることもある。ケプラーが発見した周連星惑星としては11例目である。ケプラー1647bの大きな特徴は、現時点でトランジット法によって発見された太陽系外惑星の中で最長の公転周期と軌道長半径を持つことと周連星惑星で最大の大きさを持つことである。これまでトランジット法で発見されて、最も公転周期と軌道長半径が長いのはケプラー421b(公転周期:704.1984日、軌道長半径:1.219AU)で、大きさが判明している周連星惑星の中で最大だったのはケプラー16b(0.7538RJ)だった。しかし、ケプラー1647bはこの3つの記録を更新した。 大きさの比較木星ケプラー1647b 公転周期は1107.5923日と、3年以上に及ぶ。半径は地球の11.8739倍(木星の1.059倍)である。質量は地球の483 ± 206倍(木星の1.52 ± 0.65倍)と誤差が大きい。連星系からの距離は2.7205AU(約4億700万km)であり、太陽系では小惑星帯付近にあたる。また、この軌道は液体の水や生命が存在できるハビタブルゾーン内に位置している。ケプラー1647bは巨大ガス惑星と考えられるため、生命の存在する見込みはあまりないが、周囲に岩石で構成された大型の衛星があれば、生命が存在できるかもしれない。 NASAはこの惑星をスター・ウォーズに登場する架空の周連星惑星、タトゥイーンに例えている。 ケプラー1647の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 483 ± 206 M⊕ 2.7205 ± 0.007 1107.5923 ± 0.0227 0.0581 ± 0.0689 90.0972 ± 0.0035° 11.8739 ± 0.1377 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー1647」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー1647」の記事については、「ケプラー1647」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/04 16:42 UTC 版)

「こぐま座ベータ星」の記事における「惑星系」の解説

2014年、こぐま座β星に1つの太陽系外惑星が発見された。 こぐま座β星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >6.1 ± 1.0 MJ 1.4 ± 0.1 522.3 ± 2.7 0.19 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「こぐま座ベータ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「こぐま座ベータ星」の記事については、「こぐま座ベータ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/06 09:54 UTC 版)

「ケプラー68」の記事における「惑星系」の解説

現在までに、ケプラー68の周りを公転する3つの惑星が発見されている。最も内側の2つの惑星は、ケプラーによるトランジット法によって発見された。フォローアップ観測で視線速度の測定が行われ、この観測からはケプラー68bの質量が決定され、さらに3つ目の惑星であるケプラー68dを発見することに役立った。視線速度のデータ中には、10年を超える周期を持つ、ケプラー68系内のさらなる天体の存在を示唆するシグナルが検出されている。この天体の質量は不明であり、さらなる惑星か、あるいは恒星質量の伴星のいずれかである可能性がある。 ケプラー68の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 7000765000000000000♠7.65+1.37−1.32 M⊕ 6998617000000000000♠0.06170±0.00056 5.398763 — 7001876000000000000♠87.60±0.90° 7000231000000000000♠2.31+0.06−0.09 R⊕ c 7000202000000000000♠2.02+1.72−1.78 M⊕ 6998905900000000000♠0.09059±0.00082 9.605065 — 7001869300000000000♠86.93±0.41° 6999953000000000000♠0.953+0.037−0.042 R⊕ d 6999770000000000000♠≥0.77±0.03 MJ 7000139999999999999♠1.40±0.03 7002634600000000000♠634.6+4.1−3.7 6999112000000000000♠0.112+0.035−0.034 — —

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー68」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー68」の記事については、「ケプラー68」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:19 UTC 版)

「つる座タウ1星」の記事における「惑星系」の解説

2002年9月17日、アングロ・オーストラリアン惑星探査のグループが、つる座τ1星系における系外惑星の発見を発表した。視線速度法によって、木星の1.23倍以上の質量を持つ天体が、つる座τ1星の周りを公転していることが明らかとなった。この惑星HD 216435 bは、軌道全体がつる座τ1星系のハビタブルゾーン内に位置しているとみられる。 つる座τ1星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.26 ± 0.13 MJ 2.56 ± 0.17 1,311 ± 49 0.070 ± 0.078 — —

※この「惑星系」の解説は、「つる座タウ1星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「つる座タウ1星」の記事については、「つる座タウ1星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/08 01:04 UTC 版)

「GSC 03549-02811」の記事における「惑星系」の解説

2006年に、大西洋両岸系外惑星サーベイ（TrES）によるトランジット法の観測で主星GSC 03549-02811 Aを公転する太陽系外惑星TrES-2（TrES-2b）が発見された。GSC 03549-02811系は2018年まで運用されていた太陽系外惑星探索を目的としたケプラー宇宙望遠鏡の観測視野内にある。この惑星系は他の研究プロジェクトによる研究が続けられており、惑星系に関するパラメーターは継続的に改良されている。 GSC 03549-02811 Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径TrES-2(TrES-2b) 1.199±0.052 MJ 0.03555±0.00075 2.4706133738±0.0000000187 0 83.908±0.009° 1.189±0.025 RJ TrES-2は現在知られている太陽系外惑星の中では最も暗い惑星であり、主星から受けた光を1%未満しか反射しないが、かすかに赤く輝いていることが示されている。これは表面温度が約1,100 ℃と非常に高いためであると考えられている。TrES-2は主星から潮汐固定の影響を受けていると想定されている。

※この「惑星系」の解説は、「GSC 03549-02811」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GSC 03549-02811」の記事については、「GSC 03549-02811」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/12 15:07 UTC 版)

「くじら座タウ星」の記事における「惑星系」の解説

0.6auから0.9auの距離に地球型惑星が存在すれば水が液体で存在し居住に適していると考えられるが、仮に木星型惑星が存在しなければ、その惑星には地球が木星に守られるようなシステムが無い。太陽系では、エッジワース・カイパーベルト或いはオールトの雲から来る彗星が、木星の強い引力により軌道を変えられて地球との衝突が回避されて来た可能性があるが、くじら座τ星を巡る惑星ではそうした小天体との接近・衝突が頻発する可能性がある。 2012年12月19日、くじら座τ星を5つの惑星が公転している事が示唆された。惑星の推定下限質量は、地球質量の2倍から6倍であり、公転周期は14日から640日に渡るとされた。そのうちの1つくじら座τ星eは、太陽から地球までの距離の約半分のところを公転しているとされている。τ星の光度が太陽の52%、τ星eがτ星から0.552au（2012年当時の値）離れているため、τ星eはτ星から地球の1.71倍の放射を受けている。これは金星の1.91倍よりもやや少ない程度にも関わらず、いくつかの研究ではτ星eはハビタブルゾーン内にあるとしている。また、プエルトリコ大学アレシボ校のPlanetary Habitability Laboratoryでは、その外側を公転し、τ星からの放射が地球の28.5%しかないくじら座τ星fもハビタブルゾーン内にあるとしている。しかしながら2015年には、τ星eはハビタブルゾーンに入るための条件を甘く見積もる必要があり、τ星fもハビタブルゾーンに入ってからの期間が推定10億年と短いことから、地球外生命体が存在する見込みは薄いとする研究も発表されている。 くじら座タウ星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (未確認) >2.0 ± 0.8 M⊕ 0.105+0.005−0.006 13.965+0.017−0.024 0.16+0.22−0.16 — — g >1.75+0.25−0.40 M⊕ 0.133+0.001−0.002 20.00+0.02−0.01 0.06+0.13−0.06 — — c (未確認) >3.1+1.4−1.1 M⊕ 0.195+0.009−0.011 35.362+0.088−0.106 0.03+0.28−0.03 — — h >1.83+0.68−0.26 M⊕ 0.243 ± 0.003 49.41+0.08−0.10 0.23+0.16−0.15 — — d (未確認) >3.6 ± 1.7 M⊕ 0.374+0.017−0.02 94.11+0.7−0.63 0.08+0.26−0.08 — — e >3.93+0.83−0.64 M⊕ 0.538 ± 0.006 162.87+0.46−1.08 0.18+0.18−0.14 — — f >3.93+1.05−1.37 M⊕ 1.334+0.017−0.044 636.13+11.70−47.69 0.16+0.07−0.16 — — i (候補) 1608.2+540.3−317.83 M⊕ 5 — — — — 塵円盤 35—50 or 55 または 2+8−1—55 ± 5 au — — くじら座τ星系のハビタブルゾーンは、τ星からは0.55auから1.16au離れているとされている。 2017年8月、それまでの5つの惑星候補のうち、外側のτ星eとτ星fの存在が確認された。また内側の3つの惑星候補（τ星b, c, d）に対応するとされていた視線速度の変動は、当初考えられていたのとは異なる2つの惑星に対応していることが分かった。これによりτ星b, c, dは実在しない可能性が高くなり、代わりに2つの惑星くじら座τ星g・くじら座τ星hが惑星候補に加えられた。τ星g, hの下限質量はともに地球の2倍以下とされており、岩石惑星である可能性が高い。 2019年、新たに惑星候補くじら座τ星iが存在する可能性が示されている。この惑星候補は、くじら座τ星系で一番外側に位置する。

※この「惑星系」の解説は、「くじら座タウ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「くじら座タウ星」の記事については、「くじら座タウ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/11 04:59 UTC 版)

「WASP-14」の記事における「惑星系」の解説

2008年に、トランジットの追観測及び分析から、系外惑星WASP-14bが発見された。これは、発見当初、既知の惑星の中で最も密度の大きいものの一つであった。この大きい密度のため、トランジット惑星の一般的なモデルでは半径を推定できなかったが、フォートニーらのモデルに当てはめた推定からは外れていない。 WASP-14の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 7.341 +0.509−0.496 MJ 0.036 ± 0.001 2.243752 ± 0.000010 0.091 ± 0.003 84.32 +0.67−0.57° 1.281 +0.075−0.082 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-14」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-14」の記事については、「WASP-14」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/16 04:31 UTC 版)

「K2-24」の記事における「惑星系」の解説

Erik A. Petiguraとそのチームは、K2のCampaign 2領域の観測中にケプラー宇宙望遠鏡から得られたデータを分析し、惑星bとcの両方の発見と確認を報告した。惑星の信号は、Andrew Vanderburgと共同研究者によって独立して検出された。 この惑星系の2つの既知の惑星は、地球の5.4倍と7.5倍の半径を持っている。これにより、両方の惑星の半径が天王星と土星の半径の間に配置されることになる。これは、太陽系内には存在しない範囲である。公転周期は20.9日と42.4日で、惑星は2:1の平均運動共鳴の1%以内にある。観測された低い軌道離心率と軌道近くの共鳴は、惑星系の形成と進化に関する証拠を提供し、それらが原始惑星系円盤との重力相互作用から生じた可能性があることを示唆している。15.4地球質量を持つK2-24cは、より大きな惑星であるにもかかわらず、K2-24bの19地球質量よりも大幅に軽い。K2-24bの大気はその質量の26%を占め、K2-24cの大気は52%を占めると推定されている。核降着の現在のモデルは、惑星の質量のうち約50%の質量が大気に達したときに暴走降着が発生するはずであると予測している。これにより、K2-24cはそのモデルに対する潜在的な課題となっている。 K2-24の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 19.0+2.2−2.1 M⊕ 0.154±0.002 20.88977+0.00034−0.00035 0.06±0.01 89.25+0.49−0.61° 5.4±0.2 R⊕ c 15.4+1.9−1.8 M⊕ 0.247±0.004 42.3391±0.0012 <0.05 89.76+0.18−0.21° 7.5±0.3 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「K2-24」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-24」の記事については、「K2-24」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/20 10:56 UTC 版)

「ルイテン星」の記事における「惑星系」の解説

1937年から1980年の間、写真や位置天文学的観測の見地から、この恒星は惑星か褐色矮星を有している可能性があるとして注目され、いくつかの仮定が発表された。また、SIM (Space Interferometry Mission) の観測対象にも選ばれた。しかし視線速度観測の見地からは否定的であり、1990年の干渉計測定でも褐色矮星の存在は確認されなかった。 2017年3月、14年間に渡って行われた高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）によるドップラー分光法での観測によって、ルイテン星の周囲を公転する2つの太陽系外惑星候補が発見された。このうち、外側を公転している ルイテンb（GJ 273 b）はルイテン星のハビタブルゾーン内の公転しているスーパーアースであると考えられている。下限質量は地球の2.89倍で、ルイテン星から約0.091 au離れた軌道を約18.65日で公転している。ルイテンbはルイテン星の保守的なハビタブルゾーンの内縁付近を公転しているが、ルイテン星からの放射の入射量は地球の1.06倍しかないため、水と大気が存在していれば居住可能性のある惑星となるかもしれない。アルベドの値に応じて、ルイテンbの表面の平衡温度は206～293 K（-67～20 ℃）の範囲内になるとされている。内側を公転している ルイテンc（GJ 273 c）は、ドップラー分光法で発見された最も質量が小さい惑星の1つで、その下限質量は地球の1.18倍である。しかし、その軌道はルイテン星にかなり近く、公転周期はわずか約4.72日しかない。 ルイテンbは、現在知られている太陽系外惑星の中ではプロキシマ・ケンタウリbに次いで2番目に近いハビタブル惑星（Habitable planet）であるとされている。 2019年には、新たに2つの惑星候補 ルイテンd（GJ 273 d）、ルイテンe（GJ 273 e）がドップラー分光法による観測で発見され、ルイテン星の周囲を公転する惑星の数は4個となった。 2017年10月、アクティブSETI（METI）とバルセロナで開催されている音楽祭「Sónar」によって行われた「Sónar Calling GJ 273b」プロジェクトで、ノルウェーにあるレーダーアンテナからルイテン星に向けて一連の無線信号が送信された。この信号は、メッセージを解読する方法に関する科学的・数学的なチュートリアルで構成されており、様々な音楽家が演奏した33曲のエンコードされた楽曲が含まれている。2018年5月14～16日に2つ目の信号が送信された。送信された信号は2030年3月11日にルイテン星に到達するとみられている。 ルイテン星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c ≥1.18 ± 0.16 M⊕ 0.036467 ± 0.000002 4.7234 ± 0.0004 0.17+0.13−0.12 80（仮定）° — b ≥2.89+0.27−0.26 M⊕ 0.091101+0.000019−0.000017 18.6498+0.0059−0.0052 0.10+0.09−0.07 80（仮定）° — d ≥10.8+3.9−3.5 M⊕ 0.712+0.062−0.076 413.9+4.3−5.5 0.17+0.18−0.17 80（仮定）° — e ≥9.3+4.3−3.9 M⊕ 0.849+0.083−0.092 542 ± 16 0.03+0.20−0.03 80（仮定）° —

※この「惑星系」の解説は、「ルイテン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ルイテン星」の記事については、「ルイテン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/09/16 08:52 UTC 版)

「HD 183263」の記事における「惑星系」の解説

この恒星は2つの惑星を持っており、惑星bは2005年、惑星cは2008年に発見された。惑星bは、ハビタブルゾーンにあると推定される。 HD 183263の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 3.73 ± 0.31 MJ 1.508 ± 0.087 624.8 ± 1.2 0.378 ± 0.011 — 1.5426 RJ c > 3.57 ± 0.55 MJ 4.35 ± 0.28 2070 ± 110 0.253 ± 0.076 — 1.5633 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 183263」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 183263」の記事については、「HD 183263」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/10/13 13:52 UTC 版)

「HD 10180」の記事における「惑星系」の解説

詳細は「HD 10180の惑星」を参照 HD 10180の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (未確認) 0.00424755 MJ 0.02225±0.00035 1.17768±0.0001 0 — — c >0.041217 MJ 0.0641±0.001 5.75979±0.00062 0.045±0.026 — — i (未確認) 0.006+0.005−0.0057 MJ 0.0904±0.0047 9.655±0.072 0.05±0.05 — — d >0.03696945 MJ 0.1286±0.002 16.3579±0.038 0.088±0.041 — — e >0.07897304 MJ 0.2699±0.0042 49.745±0.022 0.026±0.036 — — j (未確認) 0.016+0.0186−0.01 MJ 0.33±0.016 67.55±0.88 0.07±0.07 — — f >0.07519743 MJ 0.4929±0.0078 122.76±0.17 0.135 — — g >0.06733159 MJ 1.422±0.026 601.2±8.1 0.19±0.14 — — h >0.202624 MJ 3.4±0.11 2222±91 0.08±0.07 — — HD 10180は、全部で7個の惑星がある。7個は太陽系外惑星の中ではケプラー90に次ぐ個数であり、グリーゼ581星系やケプラー11星系の6個を上回る。そのうち5個は、誤差0.1%未満という高い精度で軌道が測定されている。これは2012年現在最も高精度な値である。 これらの惑星の軌道はコンパクトにまとまっており、6個は火星軌道の内側、5個は金星軌道の内側、4個は水星軌道の内側に存在する。最も遠い惑星でも小惑星帯の外側にある。質量は多くは天王星型惑星であるが、最も内側のbは地球型惑星、最も外側のhは木星型惑星であると推定されている。 2010年の段階でc、d、e、f、gの5個の惑星が発見され、bとhの2個は存在が未確定であった。そして2012年に、bとhの存在が確定され、さらに2個の候補であるiとjの2個の惑星が新たに候補に加わった。もしこの2個の存在が確定されれば、太陽系の8個を上回ることになる。なお、iとjは、存在すれば表面が岩石で覆われたスーパーアースである可能性が高いという。 惑星の軌道は軌道共鳴をしていると考えられており、発見されているbからhは、内側からそれぞれ1:5、1:3、1:3、2:5、1:5、3:11という軌道共鳴をしていると考えられている。一方、存在が未確定であるiとjを加えると、惑星のデータは少し変化する。軌道共鳴もそれぞれc:i:d = 3:2:1、e:j:f = 3:2:1となる。

※この「惑星系」の解説は、「HD 10180」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 10180」の記事については、「HD 10180」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/16 01:52 UTC 版)

「ケプラー42」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー42には、2012年現在3個の太陽系外惑星が発見されている。いずれも2012年1月10日にケプラー宇宙望遠鏡によって発見された。いずれもケプラー42から非常に近いところを公転しており、大きさも非常に小さい。2012年6月以前は、仮のカタログ名であるKOI-961と呼ばれていたが、6月に正式にケプラーの名前がつけられた。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー42」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー42」の記事については、「ケプラー42」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/02/17 08:01 UTC 版)

「GJ 1151」の記事における「惑星系」の解説

GJ 1151の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.5±0.5 M⊕ 0.01735+0.00065−0.00070 2.0180±0.0005 — — 0.09 RJ 2020年に、磁気的な恒星と惑星の相互作用が原因とされる電波放出が観測され、HARPS-Nによって公転周期が1-5日の惑星候補 GJ 1151 b が発見された。その相互作用は、木星とイオの関係に類似している。この発見は、ドップラー分光法を利用して2021年2月に確認された。 なお、GJ 1151系に他の恒星、褐色矮星、巨大惑星は存在しないとみられている。

※この「惑星系」の解説は、「GJ 1151」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GJ 1151」の記事については、「GJ 1151」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/08/03 03:05 UTC 版)

「KIC 8462852」の記事における「惑星系」の解説

現在、KIC 8462852Aに木星の50倍以下もしくは0.25倍以下の質量を持つ太陽系外惑星の候補天体が存在する可能性がある。仮に質量が木星の50倍以下なら太陽系外惑星ではなく、褐色矮星である可能性が高い。 KIC 8462852Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (未確認) ≤50or≤0.25 MJ — 0.25 — ≥30° —

※この「惑星系」の解説は、「KIC 8462852」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「KIC 8462852」の記事については、「KIC 8462852」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:21 UTC 版)

「HD 218566」の記事における「惑星系」の解説

2010年、リック-カーネギー系外惑星サーベイ（英語版）によって、ケック天文台における視線速度法の観測から、HD 218566の周りを公転する天体の存在を示す、視線速度変化が検出された。分析の結果、この天体は225.7日周期で離心率0.3、軌道長半径0.69 auというケプラー運動をしており、下限質量が木星の0.2倍という惑星HD 218566 bであるとわかった。HD 218566の周りには、他に惑星が存在することを示唆する情報はみつかっていない。 HD 218566の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Ugarit) > 0.20 MJ 0.69 ± 0.01 225.7 ± 0.4 0.30 ± 0.10 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 218566」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 218566」の記事については、「HD 218566」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/07 11:37 UTC 版)

「HD 49674」の記事における「惑星系」の解説

2002年、W・M・ケック天文台における視線速度法の観測から、HD 49674の周囲を公転する太陽系外惑星が発見された。その惑星HD 49674 bは、下限質量が0.1木星質量と、発見当時に既知の太陽系外惑星の中で最も質量の小さなものだった。恒星からの距離は、水星軌道の半径のおよそ1/7と、恒星に非常に近い。 HD 49674の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.105 ± 0.011 MJ 0.0580 ± 0.0034 4.94737 ± 0.00098 0.087 ± 0.095 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 49674」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 49674」の記事については、「HD 49674」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/08 06:20 UTC 版)

「HD 16175」の記事における「惑星系」の解説

2009年6月、リック天文台の視線速度法による惑星捜索計画で、太陽系外惑星HD 16175 bが発見された、とPublications of the Astronomical Society of the Pacific誌に公表された。 HD 16175の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 4.77 ± 0.37 MJ 2.148 ± 0.076 995.4 ± 2.8 0.637 ± 0.020 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 16175」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 16175」の記事については、「HD 16175」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/09 00:59 UTC 版)

「HD 45652」の記事における「惑星系」の解説

2008年5月、太陽系外惑星HD 45652 bが周囲を公転していることが発表された。この惑星は、オート＝プロヴァンス天文台における2005年から2007年の視線速度法による観測結果から発見された。 HD 45652の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.47 MJ 0.23 43.6 ± 0.2 0.38 ± 0.06 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 45652」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 45652」の記事については、「HD 45652」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/09 00:54 UTC 版)

「HD 187085」の記事における「惑星系」の解説

2006年、視線速度法を用いたアングロ・オーストラリアン天文台の太陽系外惑星捜索計画によって、惑星HD 187085 bが周囲を公転していることが公表された。 HD 187085の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >0.75 MJ 2.05 986 0.47 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 187085」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 187085」の記事については、「HD 187085」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/09 02:01 UTC 版)

「HD 6434」の記事における「惑星系」の解説

2000年に、ラ・シヤ天文台における視線速度法による観測から、この恒星を公転している太陽系外惑星が発見された。 HD 6434の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >0.44 ± 0.01 MJ 0.148 ± 0.002 22.0170 ± 0.0008 0.146 ± 0.025 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 6434」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 6434」の記事については、「HD 6434」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:41 UTC 版)

「HD 30562」の記事における「惑星系」の解説

2009年8月、リック天文台における視線速度法の観測から、木星に似た太陽系外惑星が非常に扁平な軌道で公転しているのが発見された。 HD 30562の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 1.373 ± 0.047 MJ 2.315 ± 0.004 1159.2 ± 2.8 0.778 ± 0.013 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 30562」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 30562」の記事については、「HD 30562」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:46 UTC 版)

「HD 204313」の記事における「惑星系」の解説

2009年8月、ラ・シヤ天文台での視線速度法の観測から、木星程度の大きさの木星型惑星HD 204313 bが周囲を公転していることが発見された。 2011年、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）による観測で、HD 204313 bよりも内側に、スーパー・アースHD 204313 cが存在すると報じられた。 2012年には、マクドナルド天文台での観測から、HD 204313 bよりも外側に、2つ目の木星型惑星の発見が発表され、HD 204313 dとされた。しかし、その後更にHARPSによる観測を追加し、大幅に精度を上げた分析では、HD 204313 dの信号は検出されなかった。一方で、HD 204313 cは再び検出されて、存在が確定した。 HD 204313の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 4.28 ± 0.30 MJ 3.167 ± 0.120 2,024.1 ± 3.1 0.0946 ± 0.0032 — — c ≥ 17.6 ± 1.7 M⊕ 0.2099 ± 0.0071 34.905 ± 0.012 0.155 ± 0.071 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 204313」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 204313」の記事については、「HD 204313」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:48 UTC 版)

「HD 147018」の記事における「惑星系」の解説

2009年8月に、2つの太陽系外惑星が発見された。これらの惑星は、チリのラ・シヤ天文台で1.2m望遠鏡とCORALIE分光器を用いて、視線速度法で発見された。 HD 147018の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 2.12 ± 0.07 MJ 0.2388 ± 0.0039 44.236 ± 0.008 0.4686 ± 0.0081 — — c ≥ 6.56 ± 0.32 MJ 1.922 ± 0.039 1,008 ± 18 0.133 ± 0.011 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 147018」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 147018」の記事については、「HD 147018」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:51 UTC 版)

「HD 101930」の記事における「惑星系」の解説

2005年に、主星の周囲を公転する太陽系外惑星の存在が公表された。この惑星HD 101930 bは、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）による視線速度法の観測によって発見された。 HD 101930 Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.30 MJ 0.302 70.46 ± 0.18 0.11 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 101930」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 101930」の記事については、「HD 101930」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:46 UTC 版)

「HD 70642」の記事における「惑星系」の解説

2003年に、アングロ・オーストラリアン惑星探査計画によって、公転周期の長い惑星が発見された。この惑星は親星から3.23AUのほぼ円の軌道（e=0.034）を描いて公転している。恒星は太陽と似ているため、ハビタブルゾーンも太陽とほぼ同じ約1AUの範囲だと考えられている。適度な距離をほぼ円軌道で公転する木星型惑星の存在によって、HD 70642星系は、ハビタブルゾーンに地球程度の質量の惑星が安定して存在できる可能性が最も高い星系の一つとなっている（グッド・ジュピター）。この系は、2007年現在知られている中で、太陽系と最も近い構造である。 HD 70642の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b（英語版） ≥ 1.97 ± 0.18 MJ 3.23 ± 0.19 2,068 ± 39 0.034 ± 0.043 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 70642」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 70642」の記事については、「HD 70642」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:07 UTC 版)

「ケプラー61」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー61の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — ~0.26 59.87756 ± 0.00020 <0.25>89.80° 2.15 ± 0.13 R⊕ ケプラー61を公転する事が知られている唯一の惑星ケプラー61bは、恒星面通過を起こす。これは地球から見て、惑星が主星と地球の間を通過する軌道を持つ事を示し、地球から見た相対的な軌道傾斜角は1度未満となる。これにより、惑星の大きさと公転周期を求めることができる。 ケプラー61bは地球の2.15倍の半径を持つスーパー・アースとされており、ケプラー61のハビタブルゾーンの内縁付近を公転している。しかし、やや歪んでいる楕円軌道のため、軌道の位置によっては生命や液体の水が存在できない環境になるかもしれない。その大きさから、固体の表面を持たないミニ・ネプチューンである可能性もある。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー61」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー61」の記事については、「ケプラー61」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:40 UTC 版)

「HD 9578」の記事における「惑星系」の解説

2009年に、この恒星を公転する太陽系外惑星の存在が発表された。この惑星HD 9578 bは、木星の3分の2程度の質量で、HD 9578のハビタブルゾーンの範囲を公転していると考えられた。 HD 9578 bは、太陽系外惑星エンサイクロペディアに確定した系外惑星として収録され、他にもいくつかの研究で存在するものとして扱われている。しかし、2017年時点でこの惑星の存在を明らかにした査読付きの文献はなく、実在について疑念が残る。 HD 9578の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 0.62 MJ 1.27 494 ? — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 9578」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 9578」の記事については、「HD 9578」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:49 UTC 版)

「HD 86264」の記事における「惑星系」の解説

2009年8月、リック天文台における視線速度法の観測によって、HD 86264の周りを軌道離心率の大きな軌道をとって公転する惑星の発見が、発表された。 HD 86264の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 7.0 ± 1.6 MJ 2.86 ± 0.07 1,475 ± 55 0.7 ± 0.2 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 86264」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 86264」の記事については、「HD 86264」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:44 UTC 版)

「HD 290327」の記事における「惑星系」の解説

2009年、ラ・シヤ天文台におけるHARPSを用いた視線速度法の観測から、木星型惑星が周囲を公転しているのが発見された。 HD 290327の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 2.54 MJ 3.43 2,443 0.08 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 290327」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 290327」の記事については、「HD 290327」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:43 UTC 版)

「HD 43691」の記事における「惑星系」の解説

2007年7月、主星の周囲を公転する木星型惑星が発見された。最低質量は2.5木星質量で、水星と太陽の間の距離よりも母星に近い軌道を公転している。 HD 43691の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 2.49 MJ 0.24 36.96 ± 0.02 0.14 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 43691」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 43691」の記事については、「HD 43691」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/11 20:38 UTC 版)

「HD 2638」の記事における「惑星系」の解説

2005年にジュネーブ系外惑星探索（英語版）によって、太陽系外惑星HD 2638 bの発見が公表された。 HD 2638の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.48 MJ 0.044 3.4442 ± 0.0002 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 2638」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 2638」の記事については、「HD 2638」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/10/08 01:20 UTC 版)

「GJ 1061」の記事における「惑星系」の解説

2019年8月、ドイツのゲオルク・アウグスト大学ゲッティンゲンに所属する S. Dreizlerらヨーロッパとチリの研究者からなるグループが、GJ 1061を公転する3つの太陽系外惑星候補、GJ 1061 b、GJ 1061 c、GJ 1061 dを発見したと伝えられた。研究チームは赤色矮星の周りにある惑星をドップラー分光法で探す「Red Dotsプロジェクト」の一環として、チリのラ・シヤ天文台にあるHARPS分光器を用いて2018年にGJ 1061の観測を行った。 3つの惑星候補はそれぞれ3.20日、6.69日、13.0日（または12.4日）の公転周期と、地球の1.4倍、1.8倍、1.7倍の質量を持つ。しかしドップラー分光法の性質上、これらの質量は下限質量であり、真の質量はこれよりも大きいかもしれない。観測の結果、GJ 1061の視線速度に5つの異なる視線速度成分が見出されているが、3つの惑星に起因していない残る周期56日と130日の視線速度成分は恒星本体に由来する可能性がある。 3つの惑星のうち最も外側にある惑星GJ 1061 dは、13.0日と12.4日の2つの周期を持つ可能性がある。このうち片方が真の周期で、もう片方は観測間隔の影響で表れた偽の周期性（alias）と見られるが、どちらが真の周期なのかは今のところ明らかになっていない。GJ 1061 dは表面に液体の水が存在しうるハビタブルゾーン内を公転している点で注目されており、公転周期が12.4日と13.0日のいずれのケースでもハビタブルゾーン内に収まるとされ、またGJ 1061 cもハビタブルゾーンの内縁付近を公転している可能性がある。 GJ 1061の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥1.38+0.16−0.15 M⊕ 0.021 ± 0.001 3.204 ± 0.001 < 0.31 — — c ≥1.75 ± 0.23 M⊕ 0.035 ± 0.001 6.689 ± 0.005 < 0.29 — — d ≥1.68+0.25−0.24 M⊕ 0.054 ± 0.001 13.031+0.025−0.032 < 0.53 — —

※この「惑星系」の解説は、「GJ 1061」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GJ 1061」の記事については、「GJ 1061」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/05/18 20:47 UTC 版)

「HD 73256」の記事における「惑星系」の解説

2003年、ラ・シヤ天文台における視線速度法による観測で、太陽系外惑星がHD 73256の周りを公転しているのが発見された。 HD 73256の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.87 ± 0.49 MJ 0.037 2.54858 ± 0.00016 0.029 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 73256」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 73256」の記事については、「HD 73256」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/22 02:01 UTC 版)

「HD 27894」の記事における「惑星系」の解説

2005年、ジュネーブ系外惑星探索のチームが周囲を公転する太陽系外惑星HD 27894 bの発見を公表した。また、2017年にはその外側に、さらに2つの惑星HD 27894 cとHD 27894 dが公転している事が確認された。このうち、bとcは、2:1の軌道共鳴にある可能性がある。 HD 27894の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >0.665+0.009−0.007 MJ 0.125±0.0001 18.02+0.01−0.02 0.047+0.012−0.008 — — c >0.162+0.011−0.040 MJ 0.198±0.0001 36.07+0.26−0.09 0.015+0.020−0.002 — — d >5.415+0.239−1.214 MJ 5.448+0.119−0.058 5174+171−82 0.389+0.087−0.030 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 27894」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 27894」の記事については、「HD 27894」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/25 02:12 UTC 版)

「くじら座81番星」の記事における「惑星系」の解説

2008年7月、佐藤文衛によってアンドロメダ座14番星ややまねこ座6番星とともに太陽系外惑星の存在が報告され、この惑星はくじら座81番星bと名づけられた。スーパー・ジュピターと呼ばれる種類の大質量の惑星で、5.3木星質量を持ち、主星の周囲を953日周期で公転している。 くじら座81番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >5.3 MJ 2.5 952.7 ± 8.8 0.206 ± 0.029 — —

※この「惑星系」の解説は、「くじら座81番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「くじら座81番星」の記事については、「くじら座81番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/28 00:20 UTC 版)

「HD 131496」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台における高精度の視線速度法による観測で、下限質量が木星の倍程度の木星型惑星HD 131496 bが、HD 1131496の周りを公転していることが発見された。HD 131496 bは、中心星から2au程離れた位置を、およそ896日周期で公転しているとみられる。 HD 131496の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.795 MJ 2.01 896.470 ± 15.564 0.181 ± 0.060 — 1.217 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 131496」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 131496」の記事については、「HD 131496」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:18 UTC 版)

「かんむり座ロー星」の記事における「惑星系」の解説

1997年、ホイップル天文台における視線速度法の観測によって伴天体かんむり座ρ星bが発見され、これは周期39.6日で公転する系外惑星であると考えられた。但し、発見時の観測では、伴天体の質量は下限値しか得られなかった。 その後2001年に、ヒッパルコス衛星の観測結果などを基に、伴天体の位置天文学的データを推定、すると、軌道傾斜角が0.5°となり、地球からは軌道をほぼ真上からみていると考えられ、それに基づいて伴天体の質量を計算すると、太陽の14%程度となった。2011年には、ヒッパルコスの観測データを整約し直し、質量の推定値を更新したところ、木星の100倍から200倍の質量となり、同じような結果が得られた。これ程質量が大きい伴天体は、暗い赤色矮星であって、惑星ではないと考えられた。 一方でその間にも、赤外線分光観測では、赤色矮星の伴星に否定的な結果が得られていた。更に、スペックル画像の検証でも、中心星の近傍に恒星がある可能性は除外され、連星系よりも惑星系を支持する結果となっている。 2016年には、ケック天文台とリック天文台で8年がかりで視線速度を測定した結果、かんむり座ρ星bの外側に、海王星よりもやや質量の大きいかんむり座ρ星cが発見されている。 かんむり座ρ星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.045 +0.024−0.024 MJ 0.2196 +0.0024−0.0025 39.8458 +0.0015−0.0014 0.0373 +0.0040−0.0039 — — c > 25 ± 2 M⊕ 0.4123 +0.0046−0.0047 102.54 ± 0.17 0.052 +0.061−0.037 — —

※この「惑星系」の解説は、「かんむり座ロー星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「かんむり座ロー星」の記事については、「かんむり座ロー星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/28 00:16 UTC 版)

「HD 82886」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台において視線速度法により、少なくとも1つの太陽系外惑星がHD 82886の周囲を公転していることが発見された。この惑星は少なくとも木星の約1.3倍の質量を持ち、恒星から約1.65 au離れたところを公転している。 HD 82886の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥1.3 ± 0.1 MJ 1.65 ± 0.06 705 ± 34 <0.27 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 82886」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 82886」の記事については、「HD 82886」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/28 00:19 UTC 版)

「HD 28678」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台における高精度の視線速度法による観測で、HD 28678の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星の約1.7倍の質量を持ち、恒星から約1.24au離れたところを公転している。 HD 28678の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.7 ± 0.1 MJ 1.24 ± 0.03 387.1 ± 4.2 0.168 ± 0.068 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 28678」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 28678」の記事については、「HD 28678」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/13 06:09 UTC 版)

「HAT-P-6」の記事における「惑星系」の解説

HAT-P-6の周囲を公転する太陽系外惑星HAT-P-6bの発見が、2007年10月15日に発表された。この惑星の質量は木星の1.32倍、半径は木星の1.48倍と推定され、そこから計算される密度は0.54 g/cm3である。密度が小さいのは、軌道長半径が0.05auと親星に近く、親星からの熱を受けて大気が膨張し、ホットジュピターになっているからである。軌道周期は3.853日で、軌道傾斜角85.51°の軌道で公転する。 HAT-P-6の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Nachtwacht) 1.32 ± 0.30 MJ 0.05235 ± 0.00087 3.852980 ± 5 ×10−6 0.0 85.51 ± 0.35° 1.48 ± 0.15 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-6」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-6」の記事については、「HAT-P-6」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/11/28 03:02 UTC 版)

「HD 192699」の記事における「惑星系」の解説

2007年、リック天文台で視線速度法により系外惑星捜索を行っていたグループが、HD 192699の周りに1つの惑星HD 192699 bの発見を報告した。HD 192699 bは、下限質量が木星の2倍で、約341日の周期でHD 192699の周りを公転している。 HD 192699の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Khomsa) > 2.096 MJ 1.063 ± 0.049 340.94 ± 0.92 0.082 ± 0.041 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 192699」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 192699」の記事については、「HD 192699」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/31 06:55 UTC 版)

「HD 100655」の記事における「惑星系」の解説

2011年に、岡山天体物理観測所 (OAO) と韓国の普賢山天文台 (BOAO) の観測データから、HD 100655を公転する系外惑星が発見された。この惑星は木星の約1.7倍の質量を持ち、軌道長半径約0.76auの軌道を公転している。 HD 100655の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.7+0.1−0.2 MJ 0.76+0.02−0.04 157.57 ± 0.65 0.085 ± 0.054 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 100655」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 100655」の記事については、「HD 100655」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/12/31 07:17 UTC 版)

「HD 93083」の記事における「惑星系」の解説

2005年、周囲を公転している惑星の存在が公表された。ラ・シヤ天文台の高精度視線速度系外惑星探査装置 (HARPS) を用いて、視線速度法で発見されたものである。 HD 93083の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.37 MJ 0.477 143.58 ± 0.60 0.14 ± 0.03 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 93083」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 93083」の記事については、「HD 93083」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/03 14:40 UTC 版)

「WASP-17」の記事における「惑星系」の解説

詳細は「WASP-17b」を参照 2009年にWASP-17の周囲を公転する惑星WASP-17bが発見された。この惑星は主恒星の自転と逆方向に公転するという前例のない特徴を持っている。また、恒星の至近距離を楕円軌道を周回しているため内部に潮汐力による熱が発生し、木星の半分の質量しか持たないにもかかわらず木星の1.5 - 2倍の直径にまで膨張している。 WASP-17の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Ditsô) 0.486±0.032 MJ 0.05150±0.00034 3.7354380±0.0000068 0.028+0.015−0.018 86.83+0.68−0.56° 1.991±0.081 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-17」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-17」の記事については、「WASP-17」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/08/25 05:48 UTC 版)

「HD 2039」の記事における「惑星系」の解説

HD 2039 bは、アングロ・オーストラリアン望遠鏡を用いた視線速度法による系外惑星捜索によって発見された。木星の6倍以上の質量があるとみられる巨大惑星が、細長い楕円軌道で母星の周りを公転している。 HD 2039の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 6.29 MJ — 1,120 0.71 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 2039」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 2039」の記事については、「HD 2039」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/02/17 15:20 UTC 版)

「F型主系列星」の記事における「惑星系」の解説

F型主系列星のうち太陽系に非常に近いもののいくつかは、太陽系外惑星を持っていることが分かっている。例として、アンドロメダ座υ星、うしかい座τ星、HD 10647（英語版）、HD 33564、HD 142、HD 60532（英語版）、KOI-3010 が挙げられる。

※この「惑星系」の解説は、「F型主系列星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「F型主系列星」の記事については、「F型主系列星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/18 08:28 UTC 版)

「ケプラー47」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー47には、2019年現在で3個の太陽系外惑星が発見されている。太陽系外惑星を発見するために打ち上げられたケプラー宇宙望遠鏡によるトランジット法の観測で、2012年に恒星同士の連星の周りを公転する2つの周連星惑星が発見された。周連星惑星自体はケプラー16を公転するケプラー16(AB)bなど、いくつか発見されていたが、複数の周連星惑星を持つ連星系は、2010年に2惑星が発見されたへび座NN星（英語版）に次いで2番目だった。現在の惑星形成モデルでは、連星系が複数の惑星を持つことは困難であるため、モデルの見直しが必要になってくる点で、この発見は驚きを持って受け止められている。 これらの惑星は間隔が小さく狭い領域に密集しており、全て岩石質の表面を持たない地球より大きな惑星である。ケプラー47系の3つの惑星はいずれも非常に低い密度を持っており、太陽系の惑星で最も低密度の土星よりも低くなっている。これらの惑星の密度は約0.26～0.68 g/cm3と推定されている。このような低密度の惑星は、一般的には主星のすぐ近くを公転するホット・ジュピター、いわゆるパフィー・プラネットとして知られている。ケプラー47系の惑星のような、主星から比較的離れており、表面温度が低い低密度惑星は珍しいと考えられている。 最も内側を公転するケプラー47bは、直径がほぼ地球の3倍である。質量は地球の2.07倍とされているが誤差が大きく、最大で地球の25.77倍に達する可能性もある。一方で Exoplanets Data Explorer では、質量は木星の2.65%（地球の約8.427倍）としている。恒星面を通過する惑星としては小さな部類に属するとされている。公転軌道が水星よりも恒星に近いため、恒星の熱に加え、大気中のメタンが分解されたことによる温室効果が生じてさらに加熱され、「うだるような暑さの世界 (sweltering world) 」と想像されている。ケプラー47bは、ケプラー47を約49.5日かけて公転している。 最も外側を公転するケプラー47cは、ほぼ地球軌道に近い距離を公転しており、地球の4.6倍の大きさを持つ海王星より少し大きなガス惑星と推定されている。質量は地球の3.17倍とされているが、Exoplanets Data Explorer では木星の7.29%（地球の23.17倍）とされている。放射の強いケプラー47Aで計算すると、ケプラー47cの軌道はハビタブルゾーン内に位置しており、また、おそらく明るい水蒸気の雲を持っていると考えられている。ケプラー47cは、ケプラー47を約303.1日かけて公転している。 ケプラー47の惑星は、2012年の時点で一般的な系外惑星の確認方法である視線速度法では観測できていないが、恒星面通過（トランジット）の間隔と継続時間に特徴的な変動が見られるために、存在は確実だと考えられている。 最も最近発見されたケプラー47dは、2013年11月にサンディエゴ州立大学の天文学者 Jerome Orosz と彼の同僚らによって発見が報告された。ケプラーによるケプラー47系のトランジットのデータから、Oroszのチームは4.15時間持続する「孤立した」トランジットの信号を発見しており、これはそれまでに知られていた2つの惑星とは異なるものであった。ケプラー47dのトランジットの信号は弱いため、2012年の初頭には検出されなかった。ケプラー47dによる顕著なトランジットの特徴が検出されたのは1回だけであり、惑星の存在を確定するには更なるトランジットの観測が必要であった。力学シミュレーションから、ケプラー47dの軌道は時間の経過とともに歳差運動を起こすことが示され、結果としてケプラー47dが4年間にわたってトランジットを起こさないことが示された。そして、その後のケプラー47系の研究により、2019年4月にケプラー47dの存在が確認された。より外側に新たな惑星があると予想していたOroszらのチームにとって、bとcの間を公転するケプラー47dの発見は予想外であった。ケプラー47dはケプラー47系最大の惑星で、地球の7倍以上の大きさを持つ。ケプラー47から約 0.7 au 離れた、bとcの間の軌道を公転しており、公転周期は187.35日である。表面温度は約10 ℃とされている。 ケプラー47の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.07+23.70−2.07 M⊕ 0.2877+0.0014−0.0011 49.4643+0.0081−0.0074 0.0288+0.0015−0.0013 89.752+0.063−0.045° 3.05 ± 0.04 R⊕ d 19.02+23.84−11.67 M⊕ 0.6992+0.0031−0.0033 187.366+0.069−0.051 0.024+0.025−0.017 90.395+0.009−0.012° 7.04+0.66−0.49 R⊕ c 3.17+2.18−1.25 M⊕ 0.9638+0.0041−0.044 303.227+0.062−0.027 0.044+0.029−0.019 90.1925+0.0055−0.0042° 4.65+0.09−0.07 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー47」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー47」の記事については、「ケプラー47」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:50 UTC 版)

「HD 33283」の記事における「惑星系」の解説

2006年、太陽系近傍の金属過剰星の周りに短周期の太陽系外惑星を探す惑星捜索計画、N2K（Next 2000 Stars）コンソーシアムによって、HD 33283の周囲を木星型惑星が公転しているのが発見された。 HD 33283の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.33 MJ 0.145 18.179 ± 0.007 0.48 ± 0.05 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 33283」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 33283」の記事については、「HD 33283」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/21 20:36 UTC 版)

「おとめ座70番星」の記事における「惑星系」の解説

1996年に、おとめ座70番星の周りを公転する太陽系外惑星が発見された。恒星から半径3.4天文単位の距離には、温度が153Kの塵の円盤も発見された。 おとめ座70番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >7.40 ± 0.02 MJ 0.481 ± 0.003 116.6926 ± 0.0014 0.399 ± 0.002 — —

※この「惑星系」の解説は、「おとめ座70番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おとめ座70番星」の記事については、「おとめ座70番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/23 21:02 UTC 版)

「おとめ座61番星」の記事における「惑星系」の解説

木星型惑星の存在を示すいくつかの根拠があるが、大質量の近接した伴星は存在しないようである。大きな亜恒星天体伴星（木星の20倍から80倍の質量を持つ天体）および木星級惑星を探す試みも行われた。このことから軌道と周期が地球よりやや小さい地球型惑星の存在が期待されていた。 2009年12月25日、アメリカ合衆国のリック天文台とカーネギー研究所の合同チーム「リック・カーネギー系外惑星サーベイチーム」により3つの惑星の発見が発表された。惑星の質量は、最大のもの（おとめ座61番星d）が地球の約25倍、一番小さいもの（おとめ座61番星b）は5倍程度と計算されており、このうち惑星bはスーパーアースの可能性が指摘されている。ただし惑星と恒星の距離が近すぎるため、生命が存在する可能性は低いと見られている。 2010年にはおとめ座61番星から約30AUから100AU離れた位置に塵円盤が存在していることが確認された。この塵円盤はおとめ座61番星を直接観測した際に発見された。塵の大きさは場所によって70、100、160、250、350そして500マイクロメートルほどとされている。この塵円盤は地球に対して77度、傾いている。 おとめ座61番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 5.1±0.5 M⊕ 0.050201±0.000005 4.2150±0.0006 0.12±0.11 — — c ≥ 18.2±1.1 M⊕ 0.2175±0.0001 38.021±0.034 0.14±0.06 — — d ≥ 22.9±2.6 M⊕ 0.476±0.001 123.01±0.55 0.35±0.09 — — 塵円盤 30—100 au — —

※この「惑星系」の解説は、「おとめ座61番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おとめ座61番星」の記事については、「おとめ座61番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/23 21:10 UTC 版)

「エリダヌス座82番星」の記事における「惑星系」の解説

2011年8月17日、エリダヌス座82番星の周りに3つの惑星の発見が報告された。これらの惑星は、地球の数倍の質量を持つスーパー・アースとみられる。恒星の視線速度が惑星周回の重力的な影響でわずかに揺らぐのを精密に観測する、ドップラー分光法で発見された。惑星の公転軌道の離心率は小さいと推定され、公転周期は90日以下と中心星に近いところを周回する。ボンドアルベドを0.3と仮定して推定した惑星の平衡温度は、388K（115°C）である 。 2012年には、ハーシェル宇宙望遠鏡による観測で、星周塵の円盤が恒星の周囲に発見された。おとめ座61番星と同じような性質の星周円盤を仮定したとすると、恒星から19AU程度離れた所まで広がっていると考えられる。 2020年12月時点では、b、d、eの存在は確認されているが、c、f、gは候補である。 エリダヌス座82番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径g (候補) >0.00324+0.0015−0.00079 MJ 0.095±0.001 11.86+0.01−0.02 0.2+0.15−0.19 — — 高温塵 ≤ 0.1 au — — b >0.00887+0.00031−0.0025 MJ 0.127±0.001 18.32±0.005 0.11±0.1 — — c (候補) >0.00793+0.0016−0.0026 MJ 0.225+0.002−0.003 43.17+0.12−0.1 0.17+0.1−0.16 — — d >0.0111+0.0018−0.00318 MJ 0.364±0.004 89.76±0.12 0.29±0.11 — — e 0.015+0.003−0.0027 MJ 0.509±0.006 147.02+1.43−0.91 0.29+0.14−0.17 — — f (候補) 0.03228+0.00595−0.00463 MJ 0.875+0.011−0.01 331.41+5.08−3.01 0.05+0.06−0.05 — — 星周塵円盤 ~19—~30 au — —

※この「惑星系」の解説は、「エリダヌス座82番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「エリダヌス座82番星」の記事については、「エリダヌス座82番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/23 20:57 UTC 版)

「HD 192263」の記事における「惑星系」の解説

1999年、チリのラ・シヤ天文台で行われたドップラー分光法（視線速度法）の観測でHD 192263を公転する太陽系外惑星HD 192263 bが発見された。2002年に、惑星の存在を示すとされた視線速度のデータは主星の恒星活動によって生じたもので惑星に起因したものではないという指摘がなされたが、最初に発見論文を公表した研究者らを含む研究グループが翌年にその指摘に対して反論し、改めて惑星の存在を確認できたと発表している。HD 192263 bは少なくとも木星の7割ほどの質量を持ち、非常に真円に近い軌道を約24日かけて公転している。 HD 192263の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥0.773 ± 0.015 MJ 0.15312 ± 0.00095 24.3587 ± 0.0022 0.008 ± 0.014 — — 星周円盤 >5.2 au — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 192263」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 192263」の記事については、「HD 192263」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/23 20:49 UTC 版)

「HR 8799」の記事における「惑星系」の解説

HR 8799 には、2010年までに4つの太陽系外惑星が知られている。これらは惑星の光を直接撮影して発見された。惑星から恒星までの距離はそれぞれ15AU、24AU、38AU、68AUで、質量はいずれも木星の5～10倍程度と推定されている。また、惑星系には細かなダストが多く存在しており、原始天体同士の衝突によりダストがばら撒かれるプロセスが進行していると考えられている。惑星系は、誕生から6000万年程しかたっていない、若い惑星系と推定されている。

※この「惑星系」の解説は、「HR 8799」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HR 8799」の記事については、「HR 8799」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/01/23 21:11 UTC 版)

「ロス128」の記事における「惑星系」の解説

ロス128の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥1.40 ± 0.21 M⊕ 0.0496 ± 0.0017 9.8658 ± 0.0070 0.116 ± 0.097 — — 2017年7月、チリのラ・シヤ天文台にある高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）によるドップラー分光法の観測よって、周りを公転する太陽系外惑星ロス128bが発見され、同年11月15日にその存在が確認された。発見者は、ロス128bは主星ロス128からの距離、大きさ、温度、そしてロス128が閃光星にしては活動が穏やかである事を考えて、これまでに知られている中で、最も温暖で、環境が安定している惑星であると考えている。これまで発見されている地球サイズの太陽系外惑星では、プロキシマ・ケンタウリb（4.2光年）に次いで2番目に太陽系に近いが、ロス128自体が太陽系に接近しているため、約79,000年後には、太陽系に最も近い地球サイズの太陽系外惑星となるはずである。少なくとも地球の1.40倍の質量を持つが、太陽から地球までの距離の約20分の1しか離れていない。しかし、ロス128の活動がそれほど活発ではないため、ロス128から受ける放射量は、地球が太陽から受ける放射量の1.38倍にとどまっている考えられている。この研究では、ロス128bはハビタブルゾーンの内縁付近を公転している事が示されている。

※この「惑星系」の解説は、「ロス128」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ロス128」の記事については、「ロス128」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/05 18:48 UTC 版)

「カプタイン星」の記事における「惑星系」の解説

2014年、2つのスーパー・アースサイズの惑星カプタインbとカプタインc（英語版）が発見された。このうちカプタインbはハビタブルゾーンに存在し、年齢は約115億年と見られている。 カプタイン星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >4.5 M⊕ 0.168 ± 0.005 48.616 ± 0.036 < 0.4 — — c（英語版）>7.0 M⊕ 0.311 ± 0.02 121.53 ± 0.25 < 0.4 — —

※この「惑星系」の解説は、「カプタイン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「カプタイン星」の記事については、「カプタイン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/26 02:17 UTC 版)

「TYC 8998-760-1」の記事における「惑星系」の解説

TYC 8998-760-1には、2つの巨大な太陽系外惑星が発見されている。ヨーロッパ南天天文台（ESO）、超大型望遠鏡VLTによってその2つの惑星の画像が直接撮影された。現在太陽系外惑星は4000個以上が発見されているものの、直接観測法で発見された惑星は少ない。その中でも、複数の惑星が捉えられたことは珍しいことである。 TYC 8998-760-1 bの質量は木星の14倍で、半径は木星の3倍である。主星から162 AU (2.42×1010 km; 1.51×1010 mi)離れた位置を公転しているが、これは太陽と海王星の距離の5倍以上に相当する。 TYC 8998-760-1 cの質量は木星の6倍である。主星から320 AU (4.8×1010 km; 3.0×1010 mi)離れた位置を公転しているが、これは太陽と海王星の距離の11倍を超える長さに相当する。 TYC 8998-760-1の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 14±3 MJ 162 — — — 3.0+0.2−0.7 RJ c 6±1 MJ 320 — — — 1.1+0.6−0.3 RJ

※この「惑星系」の解説は、「TYC 8998-760-1」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TYC 8998-760-1」の記事については、「TYC 8998-760-1」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 20:53 UTC 版)

「HD 18742」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台における視線速度法の観測から、HD 18742の周りに1つの系外惑星が存在する、と報告された。この惑星HD 18742 bは、質量が木星の3.4倍以上ある巨大ガス惑星とみられ、母星から1.8au程の距離を、およそ770日の周期で公転している。 HD 18742の視線速度曲線には、HD 18742 bによる変化の他に、系統的な変化がみられ、ケック望遠鏡で更に8年以上視線速度を測り続けた結果、HD 18742 bの影響を除いた視線速度変化に、およそ900日の周期性がみられた。そこで、惑星が2つ存在すると仮定して計算した結果、惑星が1つの場合よりも視線速度曲線をよく説明できたので、第2の惑星HD 18724 cの存在が考えられるようになった。しかし、求められた軌道がHD 18724 bに近いため疑わしく、惑星候補に止まっている。 HD 18742の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Bagan) > 3.362 ± 1.236 MJ 1.82 766.419 ± 24.763 0.040 ± 0.035 — 1.166 RJ c (未確認) > 2.426 ± 1.226 MJ 1.96 858.724 ± 40.797 0.056 ± 0.052 — 1.194 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 18742」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 18742」の記事については、「HD 18742」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:03 UTC 版)

「HAT-P-23」の記事における「惑星系」の解説

2010年、HATネットの系外惑星捜索グループが、トランジット法による観測から、この恒星の周りに1つの惑星が存在すると発表した。この惑星HAT-P-23bは、巨大ガス惑星で、大きさは木星と同程度だが、4太陽半径程度の軌道を1.2日周期で公転している。母星にとても近いため、惑星表面の平衡温度は、2,000Kにもなるとみられる。 HAT-P-23の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Jebus) 1.34 ± 0.59 MJ 0.0186 1.21288 0.11 ± 0.04 85.1 ± 1.5° 1.09 ± 0.23 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-23」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-23」の記事については、「HAT-P-23」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:22 UTC 版)

「WASP-39」の記事における「惑星系」の解説

2011年、スーパーWASPの系外惑星捜索グループが、この恒星の周りで1つの系外惑星WASP-39bの発見を報告した。WASP-39bの母星であることから、この恒星はWASP-39と呼ばれる。WASP-39bは、まずWASP望遠鏡がトランジットをとらえ、その後オート＝プロヴァンス天文台やラ・シヤ天文台、ハレアカラ天文台（英語版）における追観測を経て、惑星系の特性が明らかとなり、惑星と確定した。トランジット法で発見された惑星らしく、母星の近傍を短い周期で公転する巨大ガス惑星である。質量は土星程度だが、半径は木星より大きいとみられる低密度の惑星である。WASP-39bでは、透過スペクトルを観測して大気の組成が調べられており、ナトリウム、カリウム、そして水が検出されている。水の吸収の強さから予想されるWASP-39bの大気の金属量は、それまでに巨大ガス惑星で知られていた惑星質量と金属量の相関から外れるもので、WASP-39bはWASP-39の凍結線の外側で誕生し、その後現在の位置へ移動してきたのではないかと考えられる。 WASP-39の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Bocaprins) 0.28 ± 0.03 MJ 0.0486 ± 0.0005 4.055259 ± 0.000009 0（固定） 87.83 +0.25−0.22° 1.27 ± 0.04 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-39」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-39」の記事については、「WASP-39」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 20:56 UTC 版)

「HD 68988」の記事における「惑星系」の解説

2001年、ケック望遠鏡による系外惑星捜索計画の中で、視線速度法によって1つの惑星が、HD 68988の周りに発見された。この惑星HD 68988 bは、下限質量が木星の倍程、公転周期が6.28日の巨大ガス惑星とみられる。HD 68988 bが発見された時に、視線速度の長期的傾向から、第2の惑星が存在する可能性に言及され、2006年には質量と公転周期に具体的な制限が加えられたが、その存在は確定していない。 HD 68988の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Albmi) > 1.97 ± 0.10 MJ 0.07 6.2771 ± 0.0002 0.12 ± 0.01 — — c (未確認) > 6 - 20 MJ — 4 - 22 ×103 — — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 68988」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 68988」の記事については、「HD 68988」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:33 UTC 版)

「HD 30856」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台における視線速度法の観測から、HD 30856 (A) の周りに1つの系外惑星が存在する、と報告された。この惑星HD 30856 bは、質量が木星の1.5倍以上ある巨大ガス惑星とみられ、母星から1.85au程の距離を、およそ850日の周期で公転している。 HD 30856の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Nakanbé) > 1.547 MJ 1.85 847.468 ± 19.811 0.061 ± 0.058 — 1.228 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 30856」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 30856」の記事については、「HD 30856」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:41 UTC 版)

「HD 231701」の記事における「惑星系」の解説

2007年、金属過剰星から視線速度法で系外惑星を捜索するN2Kコンソーシアム（英語版）計画で、ケック望遠鏡による観測から、HD 231701の周りに惑星HD 231701 bが発見された。HD 231701 bは木星型惑星で、中心星から0.57au離れた位置を、141.6日周期で公転しているとみられる。 HD 231701の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Babylonia) ≥ 1.13 ± 0.25 MJ 0.567 ± 0.053 141.630 ± 0.067 0.130 ± 0.032 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 231701」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 231701」の記事については、「HD 231701」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:36 UTC 版)

「HD 168746」の記事における「惑星系」の解説

2002年、ラ・シヤ天文台のオイラー望遠鏡による視線速度法の観測で、系外惑星捜索を行っていたジュネーブ天文台などのグループが、HD 168746の周りに惑星HD 168746 bを発見したと報告した。HD 168746 bは、下限質量が土星の9割程で、6.4日周期でHD 168746の周りを公転している。 HD 168746の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Onasilos) > 0.27 MJ 0.07 6.404 ± 0.001 0.11 ± 0.08 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 168746」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 168746」の記事については、「HD 168746」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 20:50 UTC 版)

「HD 7199」の記事における「惑星系」の解説

2011年、高精度視線速度系外惑星探査装置 (HARPS) の観測により、HD 7199の周りに1つの惑星が発見された。この惑星HD 7199 bは、下限質量が木星の4分の1程度で、公転周期は615日と推定される。 HD 7199の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Hairu) > 0.27 MJ 1.36 ± 0.02 615 ± 7 0.19 ± 0.16 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 7199」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 7199」の記事については、「HD 7199」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:17 UTC 版)

「HD 205739」の記事における「惑星系」の解説

2008年、ラスカンパナス天文台のマゼラン望遠鏡を使い、視線速度法で太陽系外惑星を捜索する計画の中で、木星に似た惑星が、水星のような軌道離心率の大きい軌道で公転しているのが検出された。 HD 205739の視線速度は、惑星HD 205739 bの影響による振動とは別に、一定の傾向でもって時間変化していることがわかっており、HD 205739 bよりも外側の軌道をとる別の天体が、この星系に存在する可能性を示唆する。 HD 205739の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Samagiya) > 1.37 MJ 0.896 279.8 ± 0.1 0.27 ± 0.07 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 205739」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 205739」の記事については、「HD 205739」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 20:47 UTC 版)

「WASP-80」の記事における「惑星系」の解説

2012年、スーパーWASPの系外惑星捜索グループは、2010年にWASP-Southで行ったトランジット法による観測から、周期3.07日の惑星候補を検出し、ラ・シヤ天文台における追観測から、WASP-80bを発見した。WASP-80bは、質量が木星の半分程度、表面の平衡温度が約825Kの巨大ガス惑星で、WASP-80から0.0344auの距離を3.07日周期で公転している。 WASP-80の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Wadirum) 0.538 +0.035−0.036 MJ 0.0344 +0.0010−0.0011 3.06785234 +0.0000083−0.0000079 0.002 +0.010−0.002 89.02 +0.11−0.10° 0.999 +0.030−0.031 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-80」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-80」の記事については、「WASP-80」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:31 UTC 版)

「HD 206610」の記事における「惑星系」の解説

2010年、ケック天文台における視線速度法の観測から、HD 206610の周りに1つの系外惑星が存在する、と発表された。この惑星HD 206610 bは、質量が木星の2倍以上、半径も木星より2割程大きく、巨大ガス惑星と考えられる。母星から1.7au程の位置を、およそ1年10ヶ月かけて公転している。 HD 206610の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Naron) ≥ 2.036 MJ 1.74 673.156 ± 3.312 0.100 ± 0.042 — 1.208 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 206610」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 206610」の記事については、「HD 206610」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:07 UTC 版)

「HD 108147」の記事における「惑星系」の解説

2002年、ジュネーブ天文台の系外惑星捜索グループが、ラ・シヤ天文台のオイラー望遠鏡を用いた視線速度法の観測により、HD 108147の周りを公転する惑星HD 108147 bの発見を報告した。HD 108147 bは、土星大とみられる巨大ガス惑星で、母星から0.1au程の距離を11日弱の周期で公転している。 HD 108147の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Tumearandu) ≥ 0.261 ± 0.040 MJ 0.1020 ± 0.0059 10.8985 ± 0.0045 0.53 ± 0.12 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 108147」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 108147」の記事については、「HD 108147」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:30 UTC 版)

「HD 152581」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台における高精度の視線速度法による観測で、下限質量が木星の1.5倍程度の惑星HD 152581 bが、HD 152581の周りを公転していることが発見された。HD 152581 bは、中心星から1.7au程離れた位置を、およそ687日周期で公転しているとみられる。 HD 152581の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Ganja) > 1.869 MJ 1.66 ± 0.30 686.5 ± 4.8 0.040 ± 0.031 — 1.214 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 152581」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 152581」の記事については、「HD 152581」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/27 04:29 UTC 版)

「ケプラー539」の記事における「惑星系」の解説

前述のように、ケプラー539には2つの太陽系外惑星が発見されている。そのうち、内側を公転しているケプラー539bは木星の0.97倍の質量を持つ巨大ガス惑星とされている。ケプラー539の手前を通過することを利用したトランジット法によって発見された。 ケプラー539の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.97±0.29 MJ 0.4988±0.0054 125.63243±0.00071 <0.39 89.845±0.086° 0.747±0.016 RJ さらに外側を公転にはケプラー539cという別の惑星が発見されている。ケプラー539cはPIKAIA algorithmとParticle Swarm Optimization(PSO)algorithmとでは質量、公転周期、軌道離心率、軌道傾斜角の値に大きな差がある。今のところ下の表の5つのパターンがある。 ケプラー539cはトランジット法ではなく、ケプラー539bの公転周期の変動から発見された(トランジットタイミング変化法、TTVと呼ばれる)。その為、ケプラー539cの半径と軌道長半径は不明である。同様の方法で発見された惑星は他にケプラー19cやケプラー46cなどがある。 ケプラー539cのデータアルゴリズム名質量(MJ)公転周期(d)軌道離心率軌道長半径(au)PIKAIA 3.6+0.3−0.23 1040+30−19 0.432+0.01−0.006 2.04 ± 0.04 PSO 1.27 ± 0.05 1705+70−49 0.605+0.009−0.005 2.84 ± 0.08 PIKAIA 1.2 ± 0.11 945+7−6 0.448 ± 0.01 1.91 ± 0.02 PIKAIA 2.72+0.15−0.19 1784+66−59 0.563 ± 0.01 2.92 ± 0.08 PSO 2.28+0.15−0.16 963+29−27 0.457 ± 0.009 1.94 ± 0.05

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー539」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー539」の記事については、「ケプラー539」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:17 UTC 版)

「HD 102365」の記事における「惑星系」の解説

2010年、アングロ・オーストラリアン惑星探査の観測から、主星の周りに下限質量が地球の16倍という、海王星に近い大きさの惑星が存在する、と発表された。この惑星HD 102365 bの公転周期は、約122日とされる。赤外線による観測では、赤外超過は検出されず、残骸円盤（英語版）はないとみられる。 HD 102365の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 16.0 ± 2.6 M⊕ 0.46 ± 0.04 122.1 ± 0.3 0.34 ± 0.14 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 102365」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 102365」の記事については、「HD 102365」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:10 UTC 版)

「WASP-32」の記事における「惑星系」の解説

2010年、スーパーWASPグループは、南アフリカのWASP-Southによるトランジット法の観測から、この恒星の周りに惑星WASP-32bを発見した。WASP-32bは、典型的なホット・ジュピターで、質量は木星の2.6倍程度、2.7日周期で母星の周りを公転している。 WASP-32の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Viculus) 2.63 ± 0.82 MJ 0.034 2.718660 ± 0.000002 0.0 85.1 ± 0.2° 0.96 ± 0.15 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-32」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-32」の記事については、「WASP-32」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/04 21:38 UTC 版)

「HD 117618」の記事における「惑星系」の解説

2005年、アングロ・オーストラリアン惑星探査計画 (AAPS) によって、HD 117618の周りを比較的質量が小さい惑星が公転している、と報告された。AAPSは、HD 117618の視線速度を詳しく測定し、恒星固有のふらつきでは説明できない変動を検出した。分析の結果、視線速度の変化は、周期約25.8日のケプラー運動でうまく説明できることが明らかとなった。発見当初、軌道離心率は0.37、軌道長半径は0.17 au、惑星の下限質量は木星の0.16倍と推定された。その後、惑星系の物理量は修正され、離心率は0.15、軌道長半径は0.180 au、惑星の下限質量は木星の0.174倍となっている HD 117618の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Noifasui) > 0.174 ± 0.014 MJ 0.180 ± 0.005 25.800 ± 0.004 0.15 ± 0.07 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 117618」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 117618」の記事については、「HD 117618」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/05 01:50 UTC 版)

「HD 86081」の記事における「惑星系」の解説

2006年、太陽系近傍の金属過剰星の周りに短周期の太陽系外惑星を探す惑星捜索計画、N2K（Next 2000 Stars）コンソーシアムによって、HD 86081の周りを公転する惑星HD 86081 bが発見された。 HD 86081の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Santamasa) > 1.50 MJ 0.035 2.1375 ± 0.0002 0.008 ± 0.004 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 86081」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 86081」の記事については、「HD 86081」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/05 02:42 UTC 版)

「HD 4208」の記事における「惑星系」の解説

2001年、ケック望遠鏡による視線速度の測定から、周囲を公転する太陽系外惑星HD 4208 bが発見された。 HD 4208の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Xolotlan) > 0.804 ± 0.073 MJ 1.650 ± 0.096 828.0 ± 8.1 0.052 ± 0.040 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 4208」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 4208」の記事については、「HD 4208」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/09 20:22 UTC 版)

「HD 96063」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台における視線速度法の観測から、HD 96063の周りに1つの系外惑星が存在する、と報告された。この惑星HD 96063 bは、質量が木星の1.3倍以上ある巨大ガス惑星とみられ、母星から1.1au程の距離を、1年弱の周期で公転している。 HD 96063の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Ramajay) ≥ 1.265 MJ 1.11 362.518 ± 2.162 0.168 ± 0.107 — 1.242 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 96063」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 96063」の記事については、「HD 96063」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/09 20:27 UTC 版)

「HD 63454」の記事における「惑星系」の解説

2005年、高精度視線速度系外惑星探査装置を用いた視線速度法による観測で、HD 63454の周りに1つのホット・ジュピターHD 63454 bが存在することが明らかになった。公転周期は2.82日、公転半径は0.04 auで、中心星から非常に近い位置を公転している。 HD 63454の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Ibirapitá) > 0.25 MJ 0.040 2.818050 ± 0.000071 0.0 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 63454」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 63454」の記事については、「HD 63454」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/11 07:00 UTC 版)

「HD 224693」の記事における「惑星系」の解説

2006年、ケック望遠鏡による視線速度の測定から、HD 224693を公転する太陽系外惑星が発見された。 HD 224693の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Xólotl) > 0.71 MJ 0.192 26.73 ± 0.02 0.05 ± 0.03 — 0.8922 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 224693」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 224693」の記事については、「HD 224693」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/11 06:44 UTC 版)

「WASP-71」の記事における「惑星系」の解説

2012年にWASP-71の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星の約2.26倍程の質量を持ち、恒星から約0.046au離れたところを公転している。 WASP-71の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Tanzanite) 2.258 ± 0.072 MJ 0.04631 ± 0.0006 2.9036747 0.0 — 1.5 ± 0.11 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-71」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-71」の記事については、「WASP-71」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/14 21:07 UTC 版)

「WASP-62」の記事における「惑星系」の解説

2011年にWASP-62の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星の約0.57倍程の質量を持ち、恒星から約0.0567AU離れたところを公転している。 WASP-62の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Krotoa) 0.57 ± 0.04 MJ 0.0567 ± 0.0007 4.411953 0.0 — 1.36 ± 0.06 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-62」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-62」の記事については、「WASP-62」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/11 20:56 UTC 版)

「HD 130322」の記事における「惑星系」の解説

1999年、ラ・シヤ天文台での視線速度法による観測から、1つの太陽系外惑星がHD 130322の周囲を公転していることが発見された。 HD 130322の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Eiger) > 1.15 MJ 0.0925 10.70871 ± 0.00018 0.029 ± 0.016 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 130322」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 130322」の記事については、「HD 130322」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/08/05 14:25 UTC 版)

「ケプラー62」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー62の発見されている全ての惑星は、恒星を通過（トランジット）する。それはつまり、5つの惑星全てが地球から見て恒星の前を横切る軌道を取ることを意味する。各惑星の軌道傾斜角は、1度以下の差しかない。そのため、惑星の公転周期と（主星と比較した）相対的な直径を、各惑星のトランジットを観測することで直接測定することができる。 5つの惑星の半径は全て、地球の0.54倍から1.95倍までの範囲に収まっている。その中でも特に注目されているのがケプラー62eとケプラー62fで、これらの惑星は生命が存在する可能性がある領域ハビタブルゾーン内に位置する固体惑星（地球型惑星、スーパー・アース）の有力候補とみられている。eとfの半径は、それぞれ地球の1.61倍と1.41倍で、これらは地球より大きな値ではあるものの、固体惑星の範囲にあると考えられている。両惑星は、ケプラー62のハビタブルゾーンの範囲内に位置しており、その組成によっては（fであれば二酸化炭素による温室効果が活発であること、eであれば雲により過熱が防がれること）いずれも表面に液体の水を保持する可能性がある。 惑星の質量は、視線速度法やトランジット法では直接測定することが出来ない。精度の低い上限値が判るだけである。ケプラーによる観測では、eとfの質量は最大で地球の36倍と35倍となっているが、実際の値はそれより遥かに小さいだろうと予想されている。 ケプラー62の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b < 9 M⊕ 0.0553 ± 0.0005 5.714932 ± 0.000009 0 89.2 ± 0.4° 1.31 ± 0.04 R⊕ c < 4 M⊕ 0.0929 ± 0.0009 12.4417 ± 0.00001 0 89.7 ± 0.2° 0.54 ± 0.03 R⊕ d < 14 M⊕ 0.120 ± 0.001 18.16406 ± 0.00002 0 89.7 ± 0.3° 1.95 ± 0.07 R⊕ e < 36 M⊕ 0.427± 0.004 122.3874 ± 0.0008 0 89.98 ± 0.02° 1.61 ± 0.05 R⊕ f < 35 M⊕ 0.718 ± 0.007 267.291 ± 0.005 0 89.90 ± 0.03° 1.41 ± 0.07 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー62」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー62」の記事については、「ケプラー62」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/11 20:49 UTC 版)

「HIP 12961」の記事における「惑星系」の解説

2010年、ラ・シヤ天文台における高精度視線速度系外惑星探査装置による視線速度法の観測から、少なくとも1つの太陽系外惑星がHIP 12961の周囲を公転していることが発見された。この惑星は、土星程度の質量で、ハビタブルゾーンの内側にあたる恒星から0.25AUの軌道を公転している。 HIP 12961の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Aumatex) ≥ 0.35 MJ 0.25 57.435 ± 0.042 0.166 ± 0.034 — —

※この「惑星系」の解説は、「HIP 12961」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HIP 12961」の記事については、「HIP 12961」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/12 02:11 UTC 版)

「HD 102195」の記事における「惑星系」の解説

2005年、キットピーク国立天文台における視線速度法の観測により、太陽系外惑星 ET-1 (HD 102195 b) が発見された。これは新世代の視線速度測定装置である Exoplanet Tracker を用いた検出であり、発見を報告する論文の中では惑星は装置の名称にちなんで ET-1 と呼ばれている。 HD 102195の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径ET-1 (Lete) 0.46 ± 0.03 MJ 0.0491 4.113775 ± 0.000557 0（固定） 78.0 ± 6.0° —

※この「惑星系」の解説は、「HD 102195」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 102195」の記事については、「HD 102195」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/12 08:36 UTC 版)

「WASP-38」の記事における「惑星系」の解説

2010年にWASP-38の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星の約2.7倍程の質量を持ち、恒星から約0.075au離れたところを公転している。 WASP-38の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Iztok) 2.712 ± 0.065 MJ 0.07551 ± 0.00085 6.871815 0.0321 ± 0.0044 88.69 ± 0.55° —

※この「惑星系」の解説は、「WASP-38」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-38」の記事については、「WASP-38」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/13 14:53 UTC 版)

「HD 102956」の記事における「惑星系」の解説

2010年にHD 102956の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星とほぼ同等の質量を持ち、恒星から約0.081AU離れたところを公転している。 HD 102956の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Isagel) 0.96 ± 0.05 MJ 0.081 ± 0.002 6.495 ± 0.0004 0.048 ± 0.027 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 102956」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 102956」の記事については、「HD 102956」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/13 15:15 UTC 版)

「HD 8574」の記事における「惑星系」の解説

2002年、オート＝プロヴァンス天文台における視線速度法の観測から、軌道離心率の大きい軌道でHD 8574の周囲を公転する太陽系外惑星が発見された。 HD 8574の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Bélisama) > 1.80 ± 0.06 MJ 0.757 ± 0.005 227.0 ± 0.2 0.297 ± 0.026 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 8574」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 8574」の記事については、「HD 8574」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/17 14:05 UTC 版)

「HAT-P-5」の記事における「惑星系」の解説

2007年10月9日、The Astrophysical Journal Letters誌に、HAT-P-5の周囲を公転する太陽系外惑星を発見したことを報じる論文が掲載された。この惑星は木星の1.25倍の半径、木星とほぼ同じ質量を持つホット・ジュピターであるとされた。 HAT-P-5の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Kráľomoc) 1.06 ± 0.11 MJ 0.04075 ± 0.00076 2.788491 ± 2.5e-05 0 86.75 ± 0.44° 1.26 ± 0.05 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-5」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-5」の記事については、「HAT-P-5」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/18 21:00 UTC 版)

「WASP-34」の記事における「惑星系」の解説

2010年にWASP-34の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星の約0.6倍程の質量を持ち、木星の約1.2倍の半径を持つ。恒星から約0.05AU離れたところを公転しているため、公転周期は僅か4日である。 WASP-34の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Haik) 0.59 ± 0.01 MJ 0.0524 ± 0.0004 4.3176782 0.038 ± 0.012 — 1.22 ± 0.08 RJ

※この「惑星系」の解説は、「WASP-34」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-34」の記事については、「WASP-34」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/18 21:11 UTC 版)

「HD 17156」の記事における「惑星系」の解説

2007年に視線速度法を用いた観測で、惑星HD 17156 bが発見され、カシオペヤ座では初めて発見された惑星系である。後の観測によって、この惑星は主星を通過することが判明し、その半径が測定された。 HD 17156の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Mulchatna) 3.191±0.033 MJ 0.1623±0.002 21.2163979 ± 0.0000159 0.6719 ± 0.0034 87.21 ± 0.31° 1.095±0.020 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 17156」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 17156」の記事については、「HD 17156」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/07/20 08:28 UTC 版)

「ペガスス座V391星」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、variable star timing という手法を用いて太陽系外惑星 ペガスス座V391星b（英語版）が発見された。この惑星は木星型惑星である。ペガスス座V391星は変光星であるが、この恒星の周囲を惑星が公転することによる変光周期の変化から惑星の存在が割り出された。 ペガスス座V391星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >3.2 ± 0.7 MJ 1.7 ± 0.1 1170 ± 44 0.00 — —

※この「惑星系」の解説は、「ペガスス座V391星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ペガスス座V391星」の記事については、「ペガスス座V391星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/26 16:02 UTC 版)

「ケプラー1520」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー1520の惑星 名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b <0.02 M⊕ 0.013 0.6535538±0.0000001 ~0 — <1 R⊕ ケプラー1520の惑星系は、ケプラー1520bという名称の1つの太陽系外惑星で構成されている。この惑星は、彗星と同様の方法で形成された塵とガスの尾を持っている可能性があるが、彗星の尾とは対照的に、輝石と酸化アルミニウム（III）の分子を含んでいる。尾部の粒子が放出される速度に基づいて、惑星の質量は0.02地球質量未満に制限されている。質量の大きい惑星は重力が大きすぎて、観測された質量損失の速度を維持できない。 シミュレーションは、塵の密度が惑星からの距離の増加とともに急速に減少することを示している。ラパポートらによって行われた計算では、塵の尾は光を直接吸収することに加えて、それに到達する光の一部を散乱させ、惑星とその尾が主星の前を通過する前に恒星の光度のわずかな見かけの上昇と、わずかな見かけの減少に寄与する可能性があることを示している。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー1520」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー1520」の記事については、「ケプラー1520」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/02/24 01:52 UTC 版)

「こぐま座8番星」の記事における「惑星系」の解説

2015年、普賢山天文台における視線速度法の観測から、こぐま座8番星の周りに1つの系外惑星が存在すると報告された。この惑星こぐま座8番星bは、質量が木星の1.3倍以上という巨大ガス惑星で、母星から0.49auの距離を、93日周期で公転しているとみられる。 こぐま座8番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Halla) > 1.31 MJ 0.49 ± 0.02 93.4 0.06 ± 0.09 — —

※この「惑星系」の解説は、「こぐま座8番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「こぐま座8番星」の記事については、「こぐま座8番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/11/28 02:37 UTC 版)

「ケプラー1638」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー1638の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.16 M⊕ 0.745+0.021−0.020 259.33683±0.01303 — 89.9954+0.0021−0.0844° 1.87+0.33−0.22 R⊕ ケプラー1638bは、はくちょう座の方向に存在している恒星であるケプラー1638の周囲を公転している太陽系外惑星である。ケプラー1638bはスーパーアースであり、1.87+0.33−0.22地球半径、4.16地球質量を持っている。公転周期は259.337±0.013日で、主星から0.745天文単位離れた位置を公転しており、ハビタブルゾーンに位置している。これは、地球から2,867光年 (879 pc)離れた、発見された中で最も遠い潜在的に居住可能な太陽系外惑星である。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー1638」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー1638」の記事については、「ケプラー1638」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/20 09:30 UTC 版)

「グリーゼ876」の記事における「惑星系」の解説

現在、発見されているグリーゼ876bとcは2000年、dは2005年、eは2010年、そして未確認のfとgは2014年に発見された。そのうちの巨大ガス惑星とみられるグリーゼ876b、c、eは、公転周期がそれぞれ120日、60日、30日で4:2:1の軌道共鳴関係にある。これは木星のガリレオ衛星、イオ、エウロパ、ガニメデと同じ共鳴周期である。 最も内側を公転しているグリーゼ876dはその質量の小ささから、主成分が岩石のスーパーアースではないかとみられている。しかし、主星から0.021AU（約300万キロメートル）という至近距離をわずか1.93日で公転しているため、表面温度は数百度に達すると見積もられ、生命体が存在する可能性はないと見られている。スピッツァー宇宙望遠鏡による観測から、グリーゼ876dは推定で地球の1.23倍から2.27倍の半径を持つとされている。 2014年には新たにグリーゼ876fとグリーゼ876gという2つの惑星が存在する可能性があると発表された。グリーゼ876fはグリーゼ876dの外側を公転しており、gはfの外側を公転している。質量はグリーゼ876dと同程度であり、スーパーアースだとみられている。しかし、グリーゼ876fとgは現在、存在する可能性がある未確認の惑星として扱われていることが多く、太陽系外惑星エンサイクロペディアには登録されているが、SIMBADやNASA Exoplanet Archiveには登録されていない。 グリーゼ876の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d 6.83±0.4 M⊕ 0.02080665±0.00000015 1.937785±0.00002 0.124±0.0032 ~50° 1.23-2.27 R⊕ f (未確認) 0.025 ± 0.001 MJ — 10.01 ± 0.02 0.09 ± 0.046 — — g (未確認) 0.118 ± 0.002 MJ — 15.04 ± 0.04 0.007 ± 0.004 — — c 0.7142±0.0039 MJ 0.12959±0.000024 30.259±0.01 0.265±0.002 45.67±1.81° — b 2.2756±0.0045 MJ 0.208317±0.000020 61.065±0.012 0.031±0.001 48.98±0.94° — e 14.6±1.7 M⊕ 0.3343±0.0013 124.26±0.70 0.055±0.012 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ876」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ876」の記事については、「グリーゼ876」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/20 09:29 UTC 版)

「グリーゼ667」の記事における「惑星系」の解説

グリーゼ667Cでは2つの太陽系外惑星、グリーゼ667Cbとグリーゼ667Ccの存在が確認されている。CbとCcはそれぞれ惑星の質量が地球の5.7倍と4.5倍で、その質量からいずれもスーパー・アースに分類される。Cbは公転周期1週間で軌道長半径0.05AUの軌道を、Ccは4週間で0.123AUの軌道を周回する。Ccは液体の水が存在するハビタブルゾーン内に位置していると考えられている。 Cbの発見は2009年10月19日、HARPSグループにより他の29の系外惑星の発見とあわせて発表された。Ccの発見は2011年11月21日、カーネギー研究所とゲッティンゲン大学の研究者によりプレプリントという形で初めて言及され、2012年2月2日に査読誌にて発表された。 この発表では、グリーゼ667Ccをこれまで見つかった中で最高の液体の水を持つ惑星の候補だとしており、これはその表面に生命が存在する可能性が高いことを意味している。また、軌道の詳細な分析結果とそのパラメータも提示された。 グリーゼ667Cの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥5.661 ± 0.437 M⊕ 0.050 ± 0.002 7.200 ± 0.001 0.122 ± 0.078 — — h (未確認) ≥1.1+1−0.9 M⊕ 0.0893+0.0084−0.0093 16.946+0.051−0.074 0.06+0.32−0.06 — — c ≥3.709 ± 0.682 M⊕ 0.125 ± 0.012 28.143 ± 0.029 0.133 ± 0.098 — — f (未確認) ≥2.7+1.4−1.2 M⊕ 0.156+0.014−0.017 39.026+0.194−0.211 0.03+0.16−0.03 — — e (未確認) ≥2.7+1.6−1.4 M⊕ 0.213+0.019−0.022 62.24 ± 0.55 0.02+0.22−0.02 — — d (未確認) ≥5.1+1.8−1.7 M⊕ 0.276+0.024−0.03 91.61+0.81−0.89 0.03+0.2−0.03 — — g (未確認) ≥4.6+2.6−2.3 M⊕ 0.549+0.052−0.058 256.2+13.8−7.9 0.08+0.41−0.08 — — グリーゼ667Cにおいては、その他にも5つの惑星の可能性が提示されている。2013年6月、新たな観測データと過去の観測データの精査により、存在が期待されていたCdが確認でき、また新たにCe、Cf、Cgの3つの惑星を発見、加えてChが存在する可能性もあるとの研究結果が発表された。この発表ではCeとCfもハビタブルゾーン内にあるとされており、過去最多の3惑星をハビタブルゾーンに持つ恒星として注目を集めた。 しかし後の研究では、これら5つの惑星の発見は観測結果に含まれるノイズを取り違えたものだ、との否定的な見解が出されている。

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ667」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ667」の記事については、「グリーゼ667」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/20 09:29 UTC 版)

「グリーゼ163」の記事における「惑星系」の解説

2012年9月、高精度視線速度系外惑星探査装置 (HARPS) の観測により、グリーゼ163を周回する2つの惑星が発見されたことが発表された。そのうちの一つグリーゼ163cは、質量が地球の8.4倍ほどのスーパー・アースであり、公転周期26日のハビタブルゾーンに位置する可能性のある軌道を周回している。ただしハビタブルゾーン内ではあるもののその温度は地球より暑いと考えられている。もう一つの惑星グリーゼ163bも、地球の10.6倍の質量を持つスーパー・アースだと考えられているが、公転周期が8.633日の恒星のすぐ近くを周回する惑星であり、生命が存在するには暑すぎると考えられている。2013年6月には、新たに3つの惑星d, e, fの存在が確認されている。質量からe,fはスーパー・アース、dは海王星クラスの惑星だとされている。 グリーゼ163の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 10.62 M⊕ 0.06069 ± 0.0001 8.633 ± 0.00155 0.0106 ± 0.05 — — e 3.81 M⊕ 0.10 19.46 ± 0.02 0.32 ± 0.17 — — c 8.39 M⊕ 0.1254 ± 0.0001 25.645 ± 0.0235 0.094 ± 86 — 2.43 R⊕ f 7.32 M⊕ 0.33 108.4 ± 0.5 0.41 ± 0.15 — — d 22.1 M⊕ 1.02689 ± 0.0086 600.895 ± 7.56 0.399 ± 0.077 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ163」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ163」の記事については、「グリーゼ163」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/09 06:08 UTC 版)

「ADS 7251」の記事における「惑星系」の解説

グリーゼ338BまたはHD 79211としても知られているADS 7251 Bには、ドップラー分光法によって検出された1つのスーパー・アース惑星が周囲を公転している。 ADS 7251 Bの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 9.97+1.47−1.38 M⊕ 0.141±0.005 24.45±0.02 0.11+0.11−0.08 — —

※この「惑星系」の解説は、「ADS 7251」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ADS 7251」の記事については、「ADS 7251」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/13 05:42 UTC 版)

「HD 129116」の記事における「惑星系」の解説

2021年、チリのパラナル天文台にある超大型望遠鏡VLTに搭載されている観測装置SPHERE（英語版）を用いた直接撮像法での観測で、ケンタウルス座b星の周囲を公転している大質量の太陽系外惑星がストックホルム大学の Markus Janson らによる研究チームによって発見された。この惑星は連星であるケンタウルス座b星A・Bの両者の周囲を公転している周連星惑星であるため、ケンタウルス座b星b（英語: b Centauri b、周連星惑星であることも踏まえてケンタウルス座b星(AB)bとも）と命名された。質量は木星の約11倍で、主星から556 au（約832億 km）離れた軌道を最長で7,170年、最短でも2,650年かけて公転している。ケンタウルス座b星bの発見後に行われたケンタウルス座b星系のアーカイブ画像の調査から、発見の20年以上前にラ・シヤ天文台の口径3.6 m望遠鏡によって撮影された画像にも写っていたことが判明している。 ケンタウルス座b星ほど質量が大きく表面が高温な恒星は強い紫外線やX線などを放射するため、形成時に周囲に残る円盤内のガスや塵が太陽程度の質量を持つ恒星よりも早く消失するとされているので、これまで太陽の3倍以上の質量を持つ恒星が大質量の巨大ガス惑星を持つことはない、もしくは稀であるとされてきた。実際に、ケンタウルス座b星bが発見されるまではB型主系列星を公転していることが確実な太陽系外惑星は存在しておらず、一つ下の分類となるA型主系列星を公転している太陽系外惑星もわずか約30個程度しか知られていない。ケンタウルス座b星bと同じようにとても大きな軌道を持つ周連星惑星としてHD 106906 b（英語版）が知られているが、その主星HD 106906（英語版）系の合計質量は太陽の2.7倍程度である。このケンタウルス座b星bの発見により、以前まで考えられていたよりもはるかに質量が大きな主星であっても惑星が存在しうる可能性が示され、惑星がどのような過程を経て形成されたのかを明らかにできることが期待されている。 HD 129116の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(年)軌道離心率軌道傾斜角半径b 10.9 ± 1.6 MJ 556 ± 17 2,650 - 7,170 <0.40 128 - 157° —

※この「惑星系」の解説は、「HD 129116」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 129116」の記事については、「HD 129116」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/12 10:06 UTC 版)

「グリーゼ686」の記事における「惑星系」の解説

グリーゼ686には、ドップラー分光法によって検出された1つの既知のスーパー・アースが存在している。 グリーゼ686の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >6.624±0.432 M⊕ 0.091±0.004 15.53209+0.00166−0.00167 — — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ686」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ686」の記事については、「グリーゼ686」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/22 14:31 UTC 版)

「こぐま座11番星」の記事における「惑星系」の解説

系外惑星こぐま座11番星bは、ドイツのカール・シュヴァルツシルト天文台にある2m望遠鏡によって、K型巨星の視線速度を観測する中で発見された。 こぐま座11番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 14.74 ± 2.50 MJ 1.53 ± 0.07 516.21997 ± 3.20000 0.080 ± 0.030 — —

※この「惑星系」の解説は、「こぐま座11番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「こぐま座11番星」の記事については、「こぐま座11番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/26 05:26 UTC 版)

「HD 80606とHD 80607」の記事における「惑星系」の解説

Naefらは2001年に太陽系外惑星 HD 80606 b を発見した。軌道離心率は0.9336と非常に大きく、2007年6月時点では最も軌道離心率の大きな惑星だった。これは太陽系ではハレー彗星に匹敵する。この軌道離心率は古在メカニズムの結果であると考えられている。 軌道離心率が大きいため、惑星から主星までの距離は0.03天文単位から0.88天文単位まで変動する。遠点では日射量は地球と同程度であるが、近点では地球の800倍と水星よりもはるかに大きくなる。その結果、気温の年較差も非常に大きくなり、食の観測から近点付近の6時間には800Kから1,500Kにもなることが明らかとなった。 1000万年単位のシミュレーションでは、HD 80606 は周囲1.75天文単位の範囲内にある粒子を一掃し、1.9天文単位の位置には、8:1共鳴のカークウッドの空隙も形成された。この系には生物が生存可能な惑星は存在しえないし、観測によっても軌道周期1年以下の0.7木星質量以上の惑星は観測されなかった。 HD 80606の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.0 ± 0.3 MJ 0.453 ± 0.015 111.436 ± 0.003 0.9336 ± 0.0002 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 80606とHD 80607」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 80606とHD 80607」の記事については、「HD 80606とHD 80607」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/01 10:19 UTC 版)

「うしかい座クシー星」の記事における「惑星系」の解説

1999年までに行われた視線速度の観測では、うしかい座ξ星ABの周りに質量の大きな太陽系外惑星は発見されなかった。これは低質量の惑星や軌道長半径の大きい惑星が存在する可能性を除外するものではないが、仮に1AUの軌道を周回する惑星が存在すればその質量は1.5木星質量以下、5AUなら3木星質量以下と考えられている。また、サブミリ波での観測によると、月質量の2.4倍のダストがうしかい座ξ星の周囲に存在する可能性がある。 地球外知的生命体探査 (SETI) の観測対象を決定するために作られた太陽系近傍の居住可能な恒星系の星表 (HabCat) では、うしかい座ξ星は変光を理由としてリストから除かれた。

※この「惑星系」の解説は、「うしかい座クシー星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「うしかい座クシー星」の記事については、「うしかい座クシー星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:44 UTC 版)

「くじら座9番星」の記事における「惑星系」の解説

1999年までに太陽系近傍の76個の恒星を対象に行われた観測では、くじら座9番星の周りに質量の大きい太陽系外惑星は見つからなかった。仮に軌道半径1AUの惑星が存在すればその質量は木星の2倍以下、5AUの軌道なら5倍以下と見積もられている。より低質量の惑星や、大きな軌道を持つ惑星は、精度と観測期間の限界でよく分かっていない。 赤外線天文衛星 (IRAS) の観測によると、くじら座9番星の周囲にデブリ円盤が存在することが示唆されている。

※この「惑星系」の解説は、「くじら座9番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「くじら座9番星」の記事については、「くじら座9番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/02 11:14 UTC 版)

「おうし座イプシロン星」の記事における「惑星系」の解説

2007年に、おうし座ε星の周りを公転している巨大な太陽系外惑星が報告された。惑星はやや楕円の軌道で、1.6年かけて公転する。発見当時は、散開星団中に見つかった唯一の太陽系外惑星だった。ヒアデス星団からはこれ以外の惑星は見つかっていないが、かつてヒアデス星団に属していたと考えられているとけい座ι星も惑星を持つことが知られている。 おうし座ε星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b（アマテル） > 7.6 ± 0.2 MJ 1.93 ± 0.03 594.9 ± 5.3 0.151 ± 0.023 — —

※この「惑星系」の解説は、「おうし座イプシロン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おうし座イプシロン星」の記事については、「おうし座イプシロン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/02 07:30 UTC 版)

「レチクル座イプシロン星」の記事における「惑星系」の解説

2000年12月11日に、天文学者のチームが惑星レチクル座ε星b（またはAbとも）を発見した 。この惑星は最小質量が木星の1.17倍で、半径がほぼ同じであると見られ、平均で1.16AUの離を公転している。離心率が0に近く、418日（1.13年）で恒星を一周している。 ラグランジュ点のL4とL5の位置であれば地球サイズの惑星がトロヤ惑星として存在できる可能性がある 。 レチクル座ε星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >1.56±0.14 MJ 1.271±0.073 428.1±1.1 0.060±0.043 — —

※この「惑星系」の解説は、「レチクル座イプシロン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「レチクル座イプシロン星」の記事については、「レチクル座イプシロン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/11 06:57 UTC 版)

「ケプラー1229」の記事における「惑星系」の解説

ケプラー1229の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ~2.7 M⊕ 0.2896 86.829 — ~89.5° 1.40+0.11−0.13 R⊕ 唯一の既知の惑星ケプラー1229bはトランジットを起こす。これは地球の視点から見たときに惑星の軌道が恒星の前を横切っているように見えることを意味する。地球の視線に対するその傾き、またはそれが視線の平面のどれだけ上または下にあるかは、1度未満しか変化しない。このことから、惑星のトランジットを観測することにより、惑星の公転周期と相対的な直径（主星と比較して）を直接測定できる。 ケプラー1229bは、地球半径の約1.4倍のスーパー・アースで、おそらく岩石惑星であり、ハビタブルゾーン内を公転している。恒星フラックス、半径、および平衡温度の点で、ケプラー1229bは潜在的に居住可能な太陽系外惑星であるケプラー62fに類似している。

※この「惑星系」の解説は、「ケプラー1229」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ケプラー1229」の記事については、「ケプラー1229」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/12 03:31 UTC 版)

「HD 191939」の記事における「惑星系」の解説

2020年に、Mariona Badenas-Agustiらの天文学者のチームによって行われたトランジット系外惑星探索衛星（TESS）プロジェクトにより、b・c・dの3つのミニ・ネプチューンが発見された。 その後2021年、415日間行われたドップラー分光法を用いた観測で公転周期が約101.5日の木星型惑星であるeが発見された。eはトランジットを起こさない惑星であるが、内側の3つの惑星との長期的な相互作用により同一の平面上を公転しているとされている。また、木星質量の約2~11倍の質量を持つfも発見された。bとcの間にはさらに惑星が存在している可能性がある。 HD 191939の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 10.4±0.9 M⊕ 0.078±0.001 8.88029±0.00002 0 88.06±0.08° 3.39±0.07 R⊕ 惑星? (未確認) 6 M⊕ — 17.7 — — — c 7.2±1.4 M⊕ 0.170±0.002 28.5805±0.0002 0 89.09±0.03° 3.08±0.07 R⊕ d <5.8 M⊕ 0.207±0.003 38.3525±0.0003 0 89.43±0.04° 3.04±0.07 R⊕ e>108±3 M⊕ 0.397±0.005 101.5±0.4 0 88.0-89.4° — f 630-3500 M⊕ 2.6-7.0 1700-7200 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 191939」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 191939」の記事については、「HD 191939」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/28 04:07 UTC 版)

「かに座55番星」の記事における「惑星系」の解説

1997年、かに座55番星Aを公転するホットジュピター（高温の木星型惑星）が発見された。惑星は恒星の視線速度の周期的変化を計測する方法（視線速度法）によって発見され、公転周期14.7日、下限質量が木星の78%と計算された。名称としてはかに座55番星bが与えられたが、かに座55番星Bとの混同を避けるためにかに座55番星Abとも呼ばれている。視線速度の変動には単一の惑星では説明不能なずれがあり、外部の軌道に別の惑星が存在する可能性があった。 1998年、かに座55番星の周囲にダスト円盤が存在することが報告された。円盤は太陽系からかに座55番星を見た視線から65度傾いて存在し、半径40天文単位という太陽系のエッジワース・カイパー・ベルトに相当するサイズを持っていた。しかしその後行われた観測では円盤が再確認されることはなく、背景の放射を誤認したものと考えられるようになった。 惑星bの発見以降もかに座55番星の観測は続けられていた。2002年には軌道半径5天文単位の惑星の発見が報告され、かに座55番星dの名前が与えられた。この惑星の影響を取り除いたところ、恒星の視線速度には依然として43日周期の変動が残っており、第三の惑星の存在が示唆された。ただし43日という周期は恒星自体の自転周期に近く、2002年の時点では恒星の活動に由来する可能性も除外できなかった。43日周期で公転する存在の不確かな惑星は、かに座55番星cと命名された。 2004年、かに座55番星b の内側に、2.8日周期で公転する惑星かに座55番星eが発見された。この惑星は海王星と同程度の質量を持ち、巨大な岩石惑星か小さなガス惑星かのいずれかだと考えられている。同時にこの発見に繋がった観測結果を使用して、かねてから存在が疑われていたかに座55番星cの実在が確認された。また、ハッブル宇宙望遠鏡のアストロメトリーによる観測で、最も外側の惑星dの軌道平面は、地球からかに座55番星を見た視線から37度ずれたものであることが明らかになった。 2005年、観測データを再分析したアメリカのジャック・ウィズダムは、惑星の存在に対して疑問を示した。彼の解析によると、2.8日周期の惑星eの代わりに261日周期の別の海王星サイズの惑星が存在している可能性があった。その後の2007年、公転周期が260日、質量が土星の半分のかに座55番星fが発見され、彼の予言は部分的に的中した。ただしかに座55番星eの存在は否定されなかった。かに座55番星fはハビタブルゾーン内に公転軌道を持ち、巨大な岩石の衛星を持っていればそこに生命が存在する可能性がある。 軌道の安定性の問題から、5つの惑星はほぼ同一平面に沿った軌道を運動していると考えられている。視線速度法単独では惑星の下限質量しか求めることが出来ないが、ハッブル望遠鏡によるアストロメトリーの観測が正しいとすると、惑星の真の質量は下限質量の1.25倍と計算される。 かに座55番星に第6あるいはそれ以上の惑星が存在するならば、惑星fとdの間、あるいはdの外側の軌道が安定である。fとdの間に位置するケースでは、軌道長半径0.9-3.8天文単位で、軌道離心率は0.4以下と考えられている。仮に未知の惑星（ここでは便宜的にgと呼ぶ）の質量が地球の50倍以上とすると、軌道共鳴の観点から公転周期が f:g=2:3、g:d=1:2、g:d=2:3 の整数比になる場合に惑星軌道の安定化が起きる。これらの周期は、具体的には390日、2600日、3500日に相当する。また、dの外側に存在するケースでは軌道半径が10天文単位を超えると安定になる。 2008年、かに座55番星の惑星系に、太陽系に適用されるティティウス・ボーデの法則のような数学的法則を見出そうという研究が行われた。既に発見されている惑星の配置に基づいて予測が行われ、惑星fとdの中間にあたる半径2.0天文単位の軌道（公転周期1130日）と、dの外側の半径15天文単位の軌道（公転周期62年）、それぞれを周回する惑星の存在が予言された。しかし2009年の時点でこれを裏付ける観測結果は存在しない。また、法則は外側にいくつでも惑星の存在を予測できてしまうため、既知の惑星より外側の惑星の予測には適さないという意見もある。さらに、ティティウス・ボーデの法則の科学的根拠は未発見で、単なる偶然の産物という可能性もあるため、これに類似した法則を実際の惑星系に適用することの是非には議論がある。 かに座55番星にはアクティブSETIの一環としてメッセージが送られている。送信にはユーラシア大陸最大のエウパトリア惑星レーダーが使用された。コズミック・コール2と名づけられた電波信号は2003年6月6日に地球を出発し、ヒッパルコス衛星による距離の測定が正しければ、2044年5月に目的地に到達する見込みである。

※この「惑星系」の解説は、「かに座55番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「かに座55番星」の記事については、「かに座55番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/02 10:09 UTC 版)

「NGTS-11」の記事における「惑星系」の解説

2020年にNGTS-11の周囲を公転している太陽系外惑星 NGTS-11b が存在することを確認したという研究論文がarXivに投稿された。NGTS-11bはトランジット法で発見された。公転周期は約35.5日で、主星から約 0.2 au 離れた位置を公転している。平衡温度は 435 K（162 ℃）と、トランジットを起こす木星型惑星の中では温度の低い惑星の1つである。 2022年には、TESSによって得られたNGTS-11系を含むトランジット惑星が存在することが知られている惑星系の観測データから、NGTS-11に2番目の惑星 NGTS-11c が存在していることが確認された。公転周期は12.77日である。なお、NGTS-11cは以前から「TOI-1847.02」としてTESS object of interestにリストされていた。 NGTS-11の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c — — 12.77 — — 4.7 R⊕ b 0.344+0.092−0.073 MJ 0.2010+0.0021−0.0022 35.45533 ± 0.00019 0.13+0.10−0.09 89.16+0.20−0.29° 0.817+0.028−0.032 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-11」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-11」の記事については、「NGTS-11」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/03 03:03 UTC 版)

「テーブルさん座パイ星」の記事における「惑星系」の解説

2001年10月15日、テーブル座π星を回る太陽系外惑星が発見された。この惑星は、それまでに発見された中で、最も質量が大きいものの1つだった。軌道はかなり偏心的で、2151日かけて公転している。 2018年9月16日、地球の約2倍の大きさを持つスーパー・アースが、太陽系外惑星探索衛星TESSの観測データから発見された。これにより、この惑星はTESSによる観測で発見された、最初の太陽系外惑星となった。 2022年3月2日、さらに高精度視線速度系外惑星探査装置によるドップラー分光法を用いた観測で約125日の公転周期を持つ3番目の惑星が発見された。 テーブル座π星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c 4.82+0.84−0.86 M⊕ 0.06839 ± 0.00050 6.2682 ± 0.00024 0 87.27 ± 0.07° 2.14 ± 0.044 R⊕ d 13.38 ± 1.35 M⊕ — 124.64+0.48−0.52 0.220 ± 0.079 — — b 10.27 ± 0.84 MJ 3.38 ± 0.22 2,151 ± 85 0.6405 ± 0.0072 — —

※この「惑星系」の解説は、「テーブルさん座パイ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「テーブルさん座パイ星」の記事については、「テーブルさん座パイ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/04 19:55 UTC 版)

「アルデバラン」の記事における「惑星系」の解説

詳細は「アルデバランb」を参照 1993年、アークトゥルスとポルックスと共に視線速度の観測が行われた。その結果アルデバランの視線速度の有意な変動が検出された。伴星が存在することによるケプラー運動が視線速度の変動の原因だと解釈した場合、アルデバランAから約 2 au (約3億 km) 離れた距離を643日で公転している、下限質量が木星の11.4倍の惑星か褐色矮星が存在する可能性があるとされた。調査した3つの恒星全てに、何かしらの天体が存在することを示唆する観測結果が得られた。ただしこの観測を報告した研究者らは、惑星か褐色矮星の低質量の天体が存在する可能性を否定はしなかったものの、視線速度の変動は恒星固有の、自転によるものか非動径方向の脈動によって引き起こされている可能性が高いと結論付けた。 その後の2015年の観測では、長周期で公転する惑星と恒星活動の両方の存在を示す兆候が存在することが報告された。ただし太陽系外惑星エンサイクロペディアではアルデバランbの発見報告は Controversial (論争中) となっており、発見が確定した系外惑星としては扱われていない。また2019年のさらなる視線速度の観測データを加えた再解析では、視線速度の変動は惑星の公転ではなく恒星自身の振動に由来するものである可能性が指摘され、アルデバランbの存在には否定的な結果も報告されている。またこの再解析では、2つ目の惑星 (アルデバランc) が存在する可能性を考慮した解析も行われた。この解析を行った著者らは、1つもしくは複数の惑星が存在する可能性は完全に否定はできないものの、恒星の対流に起因する振動である可能性が高いことを指摘している。なお2つの惑星が存在する場合、アルデバランcの公転周期は772.83日となる。 アルデバランAの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (未確認) ≥6.47 ± 0.53 MJ 1.46 ± 0.27 628.96 ± 0.9 0.1 ± 0.05 — — c (未確認) — — 772.83 ± 4.34 0.09 ± 0.08 — —

※この「惑星系」の解説は、「アルデバラン」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「アルデバラン」の記事については、「アルデバラン」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/08 01:18 UTC 版)

「おおぐま座パイ2星」の記事における「惑星系」の解説

2007年、視線速度法によって惑星bが発見された。この惑星は、質量が木星の少なくとも7倍ある。軌道は楕円形で、おおぐま座π2星からの平均距離は、太陽-地球間の87%である。この恒星は、水素とヘリウム以外の元素の存在量（金属量）が太陽と比べて少ない。これは、惑星を持つ恒星の多くが金属量が多いのとは対照的である。 おおぐま座π2星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 7.1 ± 1.6 MJ 0.87 ± 0.04 269.30 ± 1.96 0.432 ± 0.024 — 1.9221 RJ

※この「惑星系」の解説は、「おおぐま座パイ2星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おおぐま座パイ2星」の記事については、「おおぐま座パイ2星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/08 01:17 UTC 版)

「みずがめ座プサイ1星」の記事における「惑星系」の解説

みずがめ座ψ1星の周りを公転している太陽系外惑星の発見は、2004年1月5日のアメリカ天文学会第203回会合で初めて報告された。しかし、この発見は直ちに認められなかった。2013年、10年越しでリック天文台の60cmクーデ補助望遠鏡による視線速度の精密な測定を続けた結果、質量の下限が木星の3.2倍の惑星が周囲を公転することによるケプラー回転とよく一致することが確かめられ、正式に惑星の発見が認められた。この惑星の公転軌道は円に近く、母星との距離も約0.7auとそれ程近くないと考えられる。 みずがめ座ψ1星Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 3.2 MJ 0.70 181.4 ± 0.1 0.027 ± 0.026 — —

※この「惑星系」の解説は、「みずがめ座プサイ1星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「みずがめ座プサイ1星」の記事については、「みずがめ座プサイ1星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:50 UTC 版)

「HIP 5158」の記事における「惑星系」の解説

2009年、ラ・シヤ天文台の高精度視線速度系外惑星探査装置による視線速度法の観測から、木星型惑星HIP 5158 bが周囲を公転しているのが発見された。 2011年には、ベイズ推定による視線速度の分析から、惑星が2つ存在することを強く示唆する結果が得られ、惑星HIP 5158 cが発見された。 HIP 5158の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 1.42 MJ 0.89 345.72 ± 5.37 0.52 ± 0.08 — — c ≥ 15.04 ± 10.55 MJ 7.70 ± 1.88 9,017.76 ± 3,180.74 0.14 ± 0.10 — —

※この「惑星系」の解説は、「HIP 5158」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HIP 5158」の記事については、「HIP 5158」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/08 01:19 UTC 版)

「みずへび座イータ2星」の記事における「惑星系」の解説

2005年、ラ・シヤ天文台における継続的な視線速度法による観測の結果、巨大ガス惑星のみずへび座η2星bが、みずへび座η2星の周りに発見された。 みずへび座η2星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 6.54 MJ 1.93 711 ± 8 0.40 ± 0.07 — —

※この「惑星系」の解説は、「みずへび座イータ2星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「みずへび座イータ2星」の記事については、「みずへび座イータ2星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/09 20:57 UTC 版)

「うお座54番星」の記事における「惑星系」の解説

2002年1月16日、ジェフリー・マーシーに率いられた天文学者のチームが、うお座54番星（A）の周りに太陽系外惑星を発見したと発表し、惑星はうお座54番星bと名付けられた。惑星の質量の下限値は木星質量の23%程度と推定され、土星と同程度の半径と質量を持つとみられている。親星のうお座54番星Aは、自転の傾斜角が83 +7−56°と推定されており、惑星の公転軌道は親星の赤道面に近いと予想されるので、うお座54番星bの質量は下限値に近いとみられるが、ホット・ジュピターには親星の自転軸とずれた運動をするものもあるので、より大きい可能性もある。 惑星は、水星の軌道半径よりも短い親星から0.28AUの軌道を、約62日間で公転している。軌道離心率は約0.6と高く、この扁平な軌道は、さらに遠い軌道に未知の天体が存在し、重力を及ぼしているためであると考えられたが、星系の中に褐色矮星が発見されたことで、この考えは証明された。 褐色矮星も考慮に入れた計算から、うお座54番星bの軌道運動によって、うお座54番星bの遠星点以内を円に近い軌道で公転する天体は、小惑星以下のものしか残らないことがわかった。その外側であっても、海王星級より質量の大きい惑星は存在しないことが、観測で確認されているが、地球サイズの惑星が、外側に存在する可能性は残されている。 その後、視線速度の詳細な分析から、惑星は1つよりも2つとした方が観測結果を良く説明できるとされ、第2の惑星うお座54番星cが存在する可能性が指摘されている。ただし、両者の差はそれ程でもなく、惑星cの存在はあくまで候補の段階で、確証はない。 うお座54番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.229 ± 0.008 MJ 0.295 ± 0.003 62.218 ± 0.015 0.596 ± 0.036 — —

※この「惑星系」の解説は、「うお座54番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「うお座54番星」の記事については、「うお座54番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/20 18:15 UTC 版)

「グリーゼ486」の記事における「惑星系」の解説

2021年、グリーゼ486bという名称の太陽系外惑星が主星に接近した軌道上で発見された。これは、近い将来ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が打ち上げられるとすぐに分光学的特性評価に適した珍しいクラスの岩石惑星である。 グリーゼ486の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.82+0.11−0.12 M⊕ 0.01734+0.00026−0.00027 1.467119+0.000031−0.000030 <0.05 88.4+1.1−1.4° 1.305+0.063−0.067 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ486」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ486」の記事については、「グリーゼ486」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/20 18:15 UTC 版)

「グリーゼ581」の記事における「惑星系」の解説

2010年までに、地球の2倍から海王星程度の質量を持つ惑星が6個発見されている（ただしfとgについては後に存在を否定する研究結果が出されている。また、2014年にはグリーゼ581dに関しても恒星活動に由来するアーティファクトの可能性が高いとの指摘がなされ、その存在が疑問視されている）。惑星には発見順にb以降のアルファベットが振られている。以下では恒星に近い順に説明する。 グリーゼ581e 質量が地球の1.86倍以上。2009年現在確認されている太陽系外惑星の中では最小の質量。公転周期3.15日。 グリーゼ581b 質量が地球の16倍以上。グリーゼ581の既知の惑星の中では最も質量が大きい。 グリーゼ581c 質量が地球の5.3倍以上。ハビタブルゾーンの範囲内に軌道を持ち、液体の水の存在が可能な表面温度（推定0〜40 ℃）を持つ地球型惑星の可能性がある。水が存在するには主星に近すぎるという研究があるが、雲が大量に存在し惑星のアルベドが高い状態にあれば適切な気温に保たれるという反論もある。 グリーゼ581g 質量は地球の2.242倍以上。公転周期は32日でハビタブルゾーン内に存在する。常に同じ面を恒星に向けて公転している。前述の通り、存在の可能性は低いとみられる。 グリーゼ581d 質量が地球の5.94倍以上で、公転周期は67日。楕円軌道で公転しているが、近日点ではハビタブルゾーンの範囲を通過している。2014年の研究により、その存在に疑問符が付けられている。 グリーゼ581f 質量が地球の約7倍で、公転周期は433日（約1.2年）。前述の通り、存在の可能性は低いとみられる。 グリーゼ581の惑星系の観測には視線速度法が用いられている。視線速度法には惑星の質量を下限値としてしか定めることができない性質があるため、実際の質量は上記の値より大きくなる可能性がある。ただし、シミュレーションを用いた検証では、それぞれの惑星が下限値の2倍程度を超える質量を持つと軌道が安定しなくなることが示されているため、惑星の真の質量はそれ以下と考えられている。なお、このシミュレーションは各惑星が太陽系の惑星と同じように共通の平面上を公転していることを前提とする 。 2012年に、グリーゼ581から遠く離れた位置に塵円盤が発見された。 グリーゼ581の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径e ≥1.86±0.406 M⊕ 0.028459±0.000177 3.1494±0.0305 0 — — b ≥16.00±1.17 M⊕ 0.0406161±0.0000609 5.3694 ± 0.0122 0 — — c ≥5.302±0.881 M⊕ 0.072989±0.000226 12.9355±0.0591 0.17 ± 0.07 — — g (未確認) ≥2.242±0.644 M⊕ 0.13386±0.00173 32.129±0.635 — — — d ≥5.94±1.05 M⊕ 0.21778±0.00198 66.671±0.948 0.38 ± 0.09 — — f (未確認) ≥ 7.0 M⊕ 0.76 433 ± 13 — — — 塵円盤 25 ± 12—>60 au — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ581」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ581」の記事については、「グリーゼ581」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ832」の記事における「惑星系」の解説

2008年9月、グリーゼ832から離れた位置を木星に似た太陽系外惑星が真円に近い軌道で公転していると報告された。この惑星は、摂動により恒星の位置を0.95ミリ秒ほど揺れ動かすと考えられるため、アストロメトリ法による検出も期待されている。また、主星と惑星との角距離は発見当時としてはエリダヌス座ε星とその惑星bに次いで大きいものだったが、恒星と惑星のコントラストの都合で直接撮影による検出は難しいと予想されている。 2014年にはさらにもう1つ、惑星cが見つかった。この惑星は、ハビタブルゾーン内に存在するスーパーアースと考えられている。 2016年4月、グリーゼ832系に、bとcに加えて3番目の惑星が存在可能かどうかの研究が公表された。テキサス大学アーリントン校のSuman Satyalらの研究チームがグリーゼ832系のデータを元にシミュレーションを行った結果、軌道半径0.25AUから2AUの範囲（グリーゼ832bとグリーゼ832cの間）に3番目の惑星が安定して公転可能という結果を得た。仮に第3の惑星が存在する場合、質量は地球の15倍以下と見積もられている。 グリーゼ832の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c ≥5.4±0.95 M⊕ 0.163±0.06 35.68±0.03 0.18±0.13 0 - 90° — b ≥0.64±0.06 MJ 3.56±0.28 3416±131 0.08+0.02−0.06 0 - 90° —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ832」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ832」の記事については、「グリーゼ832」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ436」の記事における「惑星系」の解説

この恒星の周囲を、グリーゼ436bと呼ばれる惑星が公転している。公転周期は2.6日で、地球と恒星の間を惑星が定期的に横切る現象（通過、またはトランジット）が観測されている。質量は22地球質量、直径は5万5000kmで、天王星や海王星程度の大きさである。一般的な視線速度法の観測では惑星の真の質量は求められないが、グリーゼ436bは通過を起こしているため軌道傾斜角の値を決定することができ、真の質量を求めることができた。惑星は大部分が熱い氷でできており、水素とヘリウムの大気を持つ「ホット・ネプチューン」だと考えられている。 グリーゼ436bの軌道は離心率0.15の楕円形になっている。グリーゼ436bのような恒星に近い惑星は、潮汐力によって短いタイムスケールで軌道が円に近付くはずである。そのため、同じ恒星を公転するもう1つの惑星によって摂動を受け、軌道が楕円形に維持されている可能性がある。 グリーゼ436の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.07 ± 0.0052 MJ 0.02887 ± 0.00095 2.64394 ± 0.00009 0.1912+0.0449−0.0571 85.8 ± 0.25° 0.38 RJ

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ436」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ436」の記事については、「グリーゼ436」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:44 UTC 版)

「GJ 1214」の記事における「惑星系」の解説

2009年12月17日、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターを中心とするグループが、太陽系外惑星であるGJ 1214bが軌道上に発見されたと発表した。この惑星は、組成のうち3/4が水である可能性が示され、発見当時は、どの系外惑星より地球に似ている可能性があると言われた。 GJ 1214bは、系外のスーパーアースとしてはCoRoT-7bに続いて2番目に質量と半径が推定された惑星となった。更に、系外のスーパーアースとしては初めて大気の存在が確認された。中心星のスペクトルの惑星大気による吸収を観測することで、惑星大気の分析も進んでいる。 トランジットによる変光を詳細に分析した結果、2つ目の惑星の存在については、海王星サイズの惑星は中心星の近傍にはなく、地球サイズの惑星の場合も制限が加えられている。 GJ 1214の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.0197 MJ 0.01411 1.580405 < 0.27 88.17° 0.254 RJ

※この「惑星系」の解説は、「GJ 1214」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GJ 1214」の記事については、「GJ 1214」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ49」の記事における「惑星系」の解説

1つの既知の太陽系外惑星がグリーゼ49の周囲を公転していることが発見されている。グリーゼ49bは、ドップラー分光法によって検出されたスーパー・アース惑星である。 グリーゼ49の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 5.63+0.67−0.68 M⊕ 0.0905 ± 0.0011 13.8508+0.0053−0.0051 0.363+0.099−0.096 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ49」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ49」の記事については、「グリーゼ49」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ777」の記事における「惑星系」の解説

2003年にグリーゼ777Aの周囲を公転する太陽系外惑星が発見された。この惑星はグリーゼ777Ab、あるいは単にグリーゼ777bと呼ばれ、太陽系の木星によく似た真円に近い軌道を持つとされた。しかしその後の研究で、惑星の軌道は当初の推定より潰れた楕円になっており、実際にはあまり木星に似ていないことが明らかになった。2009年に公表された軌道要素では、軌道離心率は0.313（±0.019）と計算されている。 2005年には海王星クラスの質量を持つ別の惑星の発見が報告された。この惑星はbの内側を公転しており、軌道半径が0.13AUと小さい。この軌道を太陽系に当てはめると、水星 (0.4AU) のさらに内側に相当する。 2004年に行われたシミュレーションでは、グリーゼ777Aのハビタブルゾーン (0.7-1.3AU) に軌道を持つ仮想的な地球型惑星は、楕円軌道の巨大惑星bの存在にもかかわらず安定な軌道を保てることが示された。ただし、この研究は惑星cの発見前に行われたため、その影響は考慮されていない。 グリーゼ777Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c >0.0600±0.0076 MJ 0.1304±0.0075 17.1110±0.0048 0.237±0.082 — — b >1.56±0.13 MJ 4.01±0.23 2915±29 0.313±0.019 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ777」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ777」の記事については、「グリーゼ777」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ370」の記事における「惑星系」の解説

2011年8月19日、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）による観測で、この恒星のハビタブルゾーンの「すぐ内側」に、地球の3.6倍の質量を持つ惑星グリーゼ370b（HD 85512 b）を発見した、と発表された。 この惑星は、ハビタブルゾーン内には位置していないが、もしこの惑星の表面の50%以上が雲に覆われていれば、液体の水が存在可能な温度を維持することができると考えられている。グリーゼ370bは、2007年に発見されたグリーゼ581dとともに、生命が存在する環境の候補として挙げられた最初の系外惑星だが、その後、生命が居住するには熱すぎると考えられるようになった。 グリーゼ370の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.6 ± 0.5 M⊕ 0.260 ± 0.005 58.43 ± 0.13 0.11 ± 0.10 — 2.493 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ370」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ370」の記事については、「グリーゼ370」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:49 UTC 版)

「HD 20367」の記事における「惑星系」の解説

2002年6月、オート＝プロヴァンス天文台における視線速度法の観測から、およそ500日の公転周期を持つ木星質量程度の太陽系外惑星が軌道離心率の大きい軌道を描いてHD 20367の周囲を公転していると発表された。 しかしその後、ホビー・エバリー望遠鏡などによる視線速度の追観測からは、視線速度の変化にHD 20367の周囲を天体が公転することによる周期性はみられないという結果になり、惑星の存在は疑わしくなっている。 HD 20367の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.17 MJ 1.25 469.5 ± 9.3 0.32 ± 0.09 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 20367」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 20367」の記事については、「HD 20367」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ740」の記事における「惑星系」の解説

2021年2月、グリーゼ740の周囲を公転する1つの地球型惑星（スーパー・アース）であるグリーゼ740bが発見された。 グリーゼ740の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >2.96+0.50−0.48 M⊕ 0.029±0.001 2.37756+0.00013−0.00011 0.24+0.15−0.14 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ740」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ740」の記事については、「グリーゼ740」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ676」の記事における「惑星系」の解説

2009年10月にグリーゼ676Aに惑星グリーゼ676Abが発見され、2011年に正式に発表された。グリーゼ676Abは恒星が惑星の重力によって振動する様子を捉えるドップラー分光法によって発見された。しかし、グリーゼ676Abによるグリーゼ676Aへの影響を考慮してもグリーゼ676Aにまだ約3.4km/s程度の説明できない振動が残っており、グリーゼ676Aにまだ未知の惑星が存在する可能性が示唆された。しかし、その後しばらくは新たな惑星の発見には至らなかった。 2012年にHARPSによる、さらに精度の高い観測が行われた。その観測結果はソフトウェアHARPS-TERRAによって詳しく解析された。その結果、以前に行われた観測とほぼ同じ観測結果が算出された。やはり、グリーゼ676Abだけでは説明不可能な振動が残っていたが、惑星を発見することは出来なかった。 2012年には振動によって変動する視線速度のデータが公表された。そのデータを以前、HD 10180 iとHD 10180 jの存在を確定する際に使用された手法、ベイズ確率を通じて分析した結果、グリーゼ676Abとは異なる周期的な振動が確認された。この振動をもたらす惑星はグリーゼ676Acと命名された。なお、この振動が惑星によるものではない確率は0.44%と見積もられている。さらに他にも周期的な振動が2個発見され、それぞれグリーゼ676Adとグリーゼ676Aeと命名された。グリーゼ676Acは下限質量が木星の6.9倍の巨大ガス惑星とされており、恒星からの距離は木星とほぼ同じである。グリーゼ676Adは下限質量が地球の4.4倍である。この質量は岩石で構成されている地球より大きく重い岩石惑星、スーパーアースと小型のガス惑星、ホット・ネプチューンの境界に位置する。グリーゼ676Aeは下限質量が地球の8.1倍のスーパーアースであるとされている。 グリーゼ676A系の巨大ガス惑星のような大きい惑星が恒星から遠くにあり、岩石質と思われる質量が小さい惑星が恒星に近い領域にあるという惑星の配置は太陽系に似ている。これは、惑星系の中で太陽系のような惑星の配置が決して珍しくないことを表している。 グリーゼ676Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d ≥4.4 ± 0.3 M⊕ 0.0413 ± 0.0014 3.6005 ± 0.0002 0.262+0.09−0.101 — — e ≥8.1 ± 0.7 M⊕ 0.187 ± 0.007 35.39+0.03−0.04 0.125+0.119−0.087 — — b ≥4.713 ± 0.009 MJ 1.80 ± 0.07 1050.1 ± 0.5 0.323 ± 0.002 45+21−11° — c ≥6.9 ± 0.1 MJ 5.2 7462.9+105.4−101.4 0.2 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ676」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ676」の記事については、「グリーゼ676」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ86」の記事における「惑星系」の解説

1998年、ジュネーヴ天文台などのグループによる系外惑星捜索計画において、ラ・シヤ天文台の1.2m望遠鏡を用いた視線速度法での惑星探しが始まって間もなく、グリーゼ86において惑星によるとみられる視線速度変化が検出された。翌年、この惑星の存在は確定し、木星の4倍以上の質量の巨大ガス惑星が、15.8日周期で公転していると推定された。併せて、発見された惑星とは別の伴天体によるとみられる、長期的な視線速度の変化も検出され、これが伴星グリーゼ86 Bの発見につながった。視線速度法の観測だけでは、惑星の質量の下限値しかわからないので、ヒッパルコス衛星による予備的な観測データを用いて軌道を制限し、質量が木星の15倍と求められたが、このデータ処理では多くの系外惑星が、褐色矮星か赤色矮星の質量と見積もられており、検証の結果、ヒッパルコスの初期データは多くの場合、惑星の質量を決められるだけの精度はなかったと評価された。 グリーゼ86の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 4.42 ± 0.20 MJ 0.11 ± 0.00 15.76491 ± 0.00039 0.04 ± 0.01 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ86」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ86」の記事については、「グリーゼ86」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ625」の記事における「惑星系」の解説

2017年5月18日、HARPS-Nによってグリーゼ625の周囲を公転している惑星が検出された。惑星グリーゼ625b（AC 54 1646-56b）は、楽観的なハビタブルゾーンの内側の端を公転しており、液体の水を保持している可能性がある。恒星は静止している（X線放射とフレア率が低い）と見なされているため、グリーゼ625系からの電波放射は本質的にオーロラであり、短周期惑星からのものである可能性がある。これを確認するには、さらなる観測が必要である。 グリーゼ625の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.82±0.51 M⊕ 0.078 14.628±0.013 — — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ625」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ625」の記事については、「グリーゼ625」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:44 UTC 版)

「グリーゼ146」の記事における「惑星系」の解説

これは、塵円盤のある恒星を調査するSASSyで2009年に選択された500個の恒星の1つである。しかし、2015年のように、塵円盤はどの観測でも検出されなかった。 2021年に、ドップラー分光法を利用して海王星以下の大きさの惑星グリーゼ146bが発見された。これは初めてESPRESSO単独の観測で発見された惑星である。 グリーゼ146の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >5.57+0.73−0.68, <16 M⊕ 0.0510+0.0024−0.0026 5.09071 ± 0.00026 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ146」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ146」の記事については、「グリーゼ146」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:44 UTC 版)

「グリーゼ251」の記事における「惑星系」の解説

2019年に、ドップラー分光法によって2つの候補惑星が検出され、1.74日と607日の公転周期でグリーゼ251の周囲を公転しているとされていた。 しかし、CARMENESのデータを使用した2020年の新しい研究では、両方の信号が恒星の活動によって引き起こされたことがわかったため、両方の候補惑星は存在しないことが判明した。CARMENESのデータに基づいて、チームは、14.238日の周期で公転する1つのスーパー・アースであるグリーゼ251bがグリーゼ251の周囲を公転していることを公表した。 グリーゼ251の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥4.0±0.4 M⊕ 0.0818+0.0011−0.0012 14.238±0.002 0.10+0.09−0.07 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ251」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ251」の記事については、「グリーゼ251」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:44 UTC 版)

「グリーゼ176」の記事における「惑星系」の解説

2008年、グリーゼ176における太陽系外惑星の発見が発表された。ホビー・エバリー望遠鏡（HET）による視線速度の測定で、惑星の存在によるものとみられる10.24日周期の変動が検出された。視線速度の振幅が概ね11.6 m/sであることから、惑星の下限質量は地球の24.5倍（海王星の約1.4倍）と見積もられた。 しかし、その後ケック望遠鏡の高分散分光装置で行われた観測では、HETでの観測より高い精度で視線速度が測定されたが、10.24日周期の変動の証拠は得られなかった。この観測では同時に、8.77日周期での変動が示唆されたが、精度が十分ではなく、この結果だけで惑星が存在するとは言えないとされた。 ケックでの観測とは独立に、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）による観測では、やはり10.24日周期の視線速度の変動は確認できず、8.78日と40日周期の変動が検出された。この変動の振幅は、HETでの測定誤差よりも小さいものだった。40日という周期は、恒星の自転周期と同等であるため、恒星自身の活動に原因があると考えられた。しかし、8.78日周期の変動はそれでは説明できず、惑星によるものと考えられている。短い周期での視線速度の変動は、振幅が概ね4.1 m/sであることから、惑星の下限質量は地球の約8.4倍と推定され、スーパー・アースであると考えられる。 その後の研究でも、グリーゼ176の惑星は、公転周期が8.8日のスーパー・アースであるという結果が出ている。 グリーゼ176の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 8.4 M⊕ 0.066 8.7836 ± 0.0054 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ176」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ176」の記事については、「グリーゼ176」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/21 07:45 UTC 版)

「グリーゼ393」の記事における「惑星系」の解説

2019年に、ドップラー分光法によって1つの候補惑星が検出された。公転周期が1週間、軌道長半径が8.2Gmの、高温のスーパー・アースに分類されている。データで見つかったより長い周期の信号は、恒星の活動として解釈された。 2021年に、惑星は3つの異なるデータセットで独立して検出された後、本物であることが確認された。 グリーゼ393の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.71±0.24 M⊕ 0.05402±0.00072 7.0268±0.00082 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ393」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ393」の記事については、「グリーゼ393」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/13 08:23 UTC 版)

「HD 83443」の記事における「惑星系」の解説

2000年に、ラ・シヤ天文台で行われたドップラー分光法（視線速度法）による観測でHD 83443を公転する太陽系外惑星HD 83443 bが報告された。HD 83443 bは少なくとも土星とほぼ同等の質量を持つ惑星で、わずか3日弱で主星の周囲を公転しており、当時知られていた太陽系外惑星の中では最も主星に近い軌道を持つ惑星であった。後に2002年6月に行われた、ポール・バトラーらの研究グループによる視線速度の観測でHD 83443 bの存在が明確に確認されたため、一般的にHD 83443 bの発見年は2002年と扱われている。 2000年の報告では、HD 83443 bのさらに外側に少なくとも木星の1.17倍の質量を持つ第2の惑星（HD 83443 c）の存在も発表されている。HD 83443 cは歪んだ楕円軌道を29.83日の公転周期で公転しているとされ、両者が公転周期1 : 10の軌道共鳴の関係にあるという興味深い構造になっている可能性もあるとされていたが、この比については不正確で更なる観測が必要とされた。しかし、前述の2002年6月にバトラーらの研究グループが行った観測のデータでHD 83443 cの存在を示す信号が得られなかったことから、HD 83443 cが存在しない可能性が指摘され、これにより発見グループも同年11月にHD 83443 cの発見を撤回した。 2022年4月、以前とは別の第2の惑星の発見が報告され、改めてHD 83443 cと指定された。公転周期は約22.6年（8241日）で、離心率は0.76と高い。20年以上の複数の観測所によるドップラー分光法の観測データによって発見された。 HD 83443の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Buru) ≥0.398 MJ 0.0406 ± 0.0023 2.985698 ± 0.000057 0.012 ± 0.023 — 1.04（理論上） RJ c ≥1.35+0.07−0.06 MJ 8.0 ± 0.8 8241+1019−530 0.760+0.046−0.047 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 83443」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 83443」の記事については、「HD 83443」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/16 15:35 UTC 版)

「ぎょしゃ座AB星」の記事における「惑星系」の解説

2017年、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）を使用して、ぎょしゃ座AB星の周囲に存在する原始惑星系円盤の画像を撮影した。この画像は、半径が約120天文単位で、明確な隙間がある塵円盤を示している。この隙間の内側で、一酸化炭素を含むガス状のspiral armが検出された。 Oppenheimer et al.(2008)は、主星から43~302天文単位の範囲で、ぎょしゃ座AB星の塵円盤にこれまでに見たことのない領域である環の特徴を観測した。半径102天文単位の塵の環の方位角の隙間は、ほぼ100天文単位の軌道距離で少なくとも1つの小さな天体の形成を示唆している。そのような天体は、どちらの場合も明るい主星からほぼ100天文単位離れた場所に位置する、巨大な太陽系外惑星または褐色矮星のいずれかであることが判明する可能性がある。これまでのところこの天体は未確認であった。 ALMAの観測では、塵円盤内に2つのガス状spiral armが発見された。これらは、約60~80天文単位の軌道長半径を持つ未知の惑星によって最もよく説明できる。また、30天文単位の軌道長半径を持ち、塵円盤と比較してピッチ角が大きい（軌道傾斜角が大きい可能性が高い）別の未知の惑星は、内側の塵円盤の隙間を説明できる可能性がある。外側の惑星は2022年の時点で発見されておらず、質量の上限は3~4木星質量であり、塵円盤で観測されたらせん構造と一致していない。2022年に主星から93天文単位離れた距離で観測された惑星のような塊は、新しく形成された惑星の周囲に存在する降着円盤か、現在惑星に変化している不安定な円盤領域のいずれかである可能性がある。 ぎょしゃ座AB星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(年)軌道離心率軌道傾斜角半径原始惑星系円盤 43—430 au — — b 9–12 MJ 93 ? 0.19–0.60 27.1–58.2° 2.75 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ぎょしゃ座AB星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ぎょしゃ座AB星」の記事については、「ぎょしゃ座AB星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:17 UTC 版)

「HD 74156」の記事における「惑星系」の解説

2001年4月、ジュネーブ天文台を中心としたグループが、ラ・シヤ天文台の1.2m望遠鏡による視線速度法の観測から、HD 74156の周りには2つの巨大惑星が公転している、と発表した。これに、オート＝プロヴァンス天文台での観測結果が加わり、2003年には2つの太陽系外惑星HD 74156 bとHD 74156 cの存在が確定した。 惑星bは、太陽系の水星よりも母星に近い位置を、とても細長い楕円軌道で公転している。惑星cは、質量が木星の8倍以上とみられる巨大惑星で、6.8年くらいの周期で、軌道長半径3.9AU程度の楕円軌道を公転している。 HD 74156の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.80 ± 0.06 MJ 0.292 ± 0.004 51.645 ± 0.003 0.627 ± 0.009 — — c > 8.06 ± 0.37 MJ 3.850 ± 0.054 2,473 ± 13 0.432 ± 0.013 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 74156」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 74156」の記事については、「HD 74156」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/04/17 06:32 UTC 版)

「とけい座イオタ星」の記事における「惑星系」の解説

1998年の時点で、とけい座ι星には木星程度の大きさの太陽系外惑星が1つ存在することが分かっている。1992年11月から始まった、太陽と類似の40の惑星の長期間に及ぶ観測から発見され、とけい座ι星bと名付けられた。 2000年10月の観測で、恒星から65光年の距離に、太陽系のエッジワース・カイパーベルトのような原始惑星系円盤が発見された。しかし、その後の観測でアーチファクトであったことが明らかとなり、発見は取り下げられた。 安定解析法により、ラグランジュ点にある地球程度の大きさの惑星は長期間に渡って安定に存在することが分かった。 視線速度曲線の剰余に基づいて、軌道周期600日程度の大きな軌道離心率の惑星が提案されたが、まだ確認されていない。 とけい座ι星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥2.24 ± 0.13 MJ 0.91 311.3 ± 1.3 0.22 ± 0.06 — —

※この「惑星系」の解説は、「とけい座イオタ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「とけい座イオタ星」の記事については、「とけい座イオタ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/19 14:25 UTC 版)

「TVLM 513-46546」の記事における「惑星系」の解説

TVLM 513-46546の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.38±0.24 MJ 0.3±0.0036 220.0±5.0 0 71.0±38.0° — 2020年8月4日、TVLM 513-46546の周囲に公転周期が221±5日、質量が0.35−0.42木星質量の円軌道(e≃0)を持つ土星のような太陽系外惑星TVLM 513-46546 bが発見された。0.28−0.31天文単位離れた位置を公転しており、軌道傾斜角は71−88°である。惑星は、アストロメトリ法によって発見された。メキシコ国立自治大学のSalvador Curielらのグループによって8月5日にこの惑星の発見を示す論文がarXivに投稿された。なお、コア集積モデルでは超低温矮星の周囲で木星型惑星が形成されることは稀であるとされているが、どれだけTVLM 513-46546 bと同じような惑星が宇宙に存在しているかが今後の惑星形成論において重要になるとされている。

※この「惑星系」の解説は、「TVLM 513-46546」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TVLM 513-46546」の記事については、「TVLM 513-46546」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/13 05:59 UTC 版)

「グリーゼ674」の記事における「惑星系」の解説

2007年1月7日、ヨーロッパ南天天文台の高精度視線速度系外惑星探査装置 (HARPS) によって、グリーゼ674の近くを偏心的な軌道を描いて公転している太陽系外惑星が発見された。 グリーゼ674の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥11.09 M⊕ 0.039 4.6938 ± 0.007 0.20 ± 0.02 — 1.13 RJ

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ674」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ674」の記事については、「グリーゼ674」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/13 05:59 UTC 版)

「ティーガーデン星」の記事における「惑星系」の解説

2019年にドイツのゲッティンゲン大学のMathias Zechmeisterをはじめとした国際研究チームは、ティーガーデン星に地球サイズの惑星が2つ存在するという研究結果を発表した。この観測はカラーアルト天文台の 3.5 m 望遠鏡を使用した太陽系外惑星サーベイプロジェクトである CARMENES の一環であり、惑星は視線速度法を用いて発見された。2つの惑星は約4.9日と約11.4日の周期で主星を公転しており、いずれもハビタブルゾーンに位置するとされている。多くの赤色矮星は頻繁にフレアを起こす閃光星で生命の存在には厳しい環境とされるのに対して、ティーガーデン星はほとんどフレアが観測されない静かな恒星であり、生命が進化するのに有利であると考えられている。 双方の惑星は濃い大気を維持し続けると予想されており、少なくとも1つは液体の水を保持する可能性が高いとされている。 ティーガーデン星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.05+0.13−0.12 M⊕ 0.0252+0.0008−0.0009 4.91±0.0014 0+0.16−0 — — c 1.11+0.16−0.15 M⊕ 0.0443+0.0014−0.0015 11.409±0.009 0+0.16−0 — —

※この「惑星系」の解説は、「ティーガーデン星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ティーガーデン星」の記事については、「ティーガーデン星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/06/11 02:10 UTC 版)

「HD 33142」の記事における「惑星系」の解説

HD33142には土星から木星クラスの[質量をもつ惑星が3つ発見されている。いずれも視線速度法による発見で、知られている質量は下限質量である。惑星の要目は研究毎にに多少異なるものが報告されている。以下の表は2022年のTrifonovらの研究に基づく。 HD 33142の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径d >0.20+0.02−0.03 MJ 0.452± 0.003 89.9 ± 0.1 0.191+0.140−0.128 — — b >1.26±0.05 MJ 1.074± 0.007 330.0 ± 0.4 0.049+0.032−0.030 — — c >0.89+0.06−0.05 MJ 1.955+0.016−0.012 810 ± 4 0.081+0.055−0.047 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 33142」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 33142」の記事については、「HD 33142」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/08/01 05:55 UTC 版)

「赤色矮星」の記事における「惑星系」の解説

多くの赤色矮星の周りに太陽系外惑星が発見されているが、大きな木星サイズの惑星は比較的希少である。多様な恒星の周りでの視線速度法による系外惑星探査では、太陽質量の2倍の恒星は6個に1個が木星サイズの惑星を最低1個持つのに対し、太陽に類似した恒星では16個に1個、赤色矮星では50個に1個とわずかである。その一方で重力マイクロレンズによる系外惑星探査では、赤色矮星3個に1個の割合で海王星質量の長周期の惑星が存在することが示唆されている。また HARPS を用いた観測では、赤色矮星の 40% が、液体の水が惑星表面に存在可能な領域であるハビタブルゾーン内にスーパーアース級の惑星を持つことが示唆されている。低質量星周りでの惑星形成のコンピュータシミュレーションでは地球サイズの惑星が最も多く形成されることが予測されているが、シミュレーション中で形成された惑星の 90% 以上は質量にして少なくとも 10% の水を含むため、赤色矮星を公転する多くの地球サイズの惑星は深い海に覆われていることが予想される。 グリーゼ581の周囲には、2005年から2010年にかけて少なくとも4つ、最大で6つの系外惑星の発見が報告された。そのうち一つは海王星程度の質量、もしくは16地球質量を持つ。この惑星は主星からわずか600万キロメートルの距離 (0.04 au) を公転しており、主星が暗いにもかかわらずその表面温度は150℃になると推定されている。ただしグリーゼ581の周りに発見が報告されていた惑星のうちいくつかは、後に存在を否定する観測結果が報告されている。2006年には、5.5地球質量とさらに小さい系外惑星が、赤色矮星 OGLE-2005-BLG-390L の周囲に発見された。この惑星は主星から 3億9000万キロメートル (2.6 au) の距離を公転しており、表面温度はおよそ 220℃ (53 K) と推定されている。 2006年に銀河系バルジを対象に行われた太陽系外惑星の探査 (SWEEPS) では、太陽の4割の質量を持つ赤色矮星とみられる恒星の周りに、公転周期10時間の惑星の候補天体が見つかっている。この観測で発見された合計5つの周期1日以下の惑星候補はいずれも太陽より小さく暗い星を公転していた。このことから、赤色矮星のように質量が小さい恒星では超短周期の惑星が形成されやすいことが示唆されている。 2017年2月23日、NASAはみずがめ座の方向のおよそ39光年の距離にある赤色矮星 TRAPPIST-1 を公転する7つの地球サイズの惑星の発見を公表した。これらの惑星はトランジット法を用いて発見されたため、この惑星の質量を半径に関する情報が得られることとなる。7個の惑星のうち TRAPPIST-1e、f と g はハビタブルゾーン内にあるため、表面に液体の水を持つ可能性がある。

※この「惑星系」の解説は、「赤色矮星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「赤色矮星」の記事については、「赤色矮星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/02 07:57 UTC 版)

「HAT-P-14」の記事における「惑星系」の解説

HATネットの系外惑星捜索グループは、フレッド・ローレンス・ホイップル天文台からの観測でこの星においてトランジットを検出、その後の同天文台やケックI望遠鏡における追観測で、2010年に惑星HAT-P-14bが発見された。HAT-P-14bは、半径が木星の1.4倍とみられる巨大ガス惑星で、母星に非常に近いところを公転するホット・ジュピターである。HAT-P-14bは、スーパーWASPのグループによっても独立に検出されており、同グループはこの惑星をWASP-27bと呼んでいる。 HAT-P-14の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Sissi) 3.44 ± 0.63 MJ 0.075 4.62767 0.11 ± 0.01 83.5 ± 0.3° 1.42 ± 0.12 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HAT-P-14」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HAT-P-14」の記事については、「HAT-P-14」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/22 10:32 UTC 版)

「K2-138」の記事における「惑星系」の解説

K2-138は周囲に多くの太陽系外惑星が存在している恒星として有名で、その全てが市民科学者による分析で発見された。これらの惑星は、主星から近い順に K2-138b、K2-138c、K2-138d、K2-138e、K2-138f、そして K2-138g と命名されている。Jessie Christiansen らによる分析で最初に5つの惑星が発見され、最も外側の K2-138g は有望な惑星候補であるとされた。しかし、K2-138g によるトランジットはこの時には2回しか観測されておらず、長い公転周期を持つ2つの異なる惑星に由来している可能性があったため、存在の確定に至るほどの検証はできなかった。 6個の惑星は全てスーパーアースかミニ・ネプチューンに分類され、その半径は地球の1.6倍から3.3倍の範囲に収まっている。当初は未確定だった K2-138g を含む外側の5つの惑星は、固体で出来た表面を持たない小型のガス惑星であるとみられるが、半径が小さい K2-138b は岩石で構成されている可能性がある。しかし、K2-138 系に関するデータにはトランジットタイミング変化 (TTV) 分析を行えるほど高いS/N比は無かったため、これらの惑星の質量は不明であった。ただ、スピッツァー宇宙望遠鏡による観測で、惑星の質量の計算に繋がる正確な TTV を検出できる可能性はあるとされ、K2-138b から K2-138f までの5つの惑星が地球の4倍から7倍の質量を持っていると予想した上で、2.5分から7.1分までの範囲の TTV を引き起こすだろうと予測された。 最初に存在が検証された5個の惑星は主星に非常に近い軌道を公転しており、公転周期の比率が2：3に近い軌道共鳴状態が途切れなく連鎖している関係にある。これらの惑星の公転周期は、約2.35日から約12.76日の範囲に収まっており、当初は未確定だった最も外側の K2-138g は、これらの惑星よりも遥かに遠い軌道を約41日の周期で公転している。K2-138b、c、d、e、そしてfはいくつかの三体共振 (Three-body resonances) の関係に固定されている。このような関係は、他にはTRAPPIST-1系やケプラー80系といった少数の惑星系でのみしか知られていない。これらの惑星系と同様に、この関係は K2-138 系での原始惑星系円盤の内部への移動が遅かったことを示している可能性がある。 その後、2019年1月に行われたアメリカ天文学会第233回会合にて、K2-138g に関するスピッツァー宇宙望遠鏡の観測結果が発表された。更新された K2-138g の半径は地球の約3.7倍で、これは K2-138 系の惑星の中で最大である。このデータは、2021年2月に正式に確認されるまでは予備的なものとして扱われていた。この2021年に発表された研究では、半径は地球の3.44倍に改められた。 天文学者の Lopez Acuña らによる研究チームは、ヨーロッパ南天天文台 (ESO) の口径 3.6 m 望遠鏡に搭載されている高精度視線速度系外惑星探査装置 (HARPS) を用いて、79日間に渡って215のスペクトルデータを収集した。K2ミッションによる測光観測と HARPS による視線速度のデータのベイズ分析により、研究チームは K2-138b から K2-138e までの4つの惑星の質量値に制約を課すことができた。K2-138 系の惑星のバルク密度は、K2-138b の地球程度から K2-138e の海王星程度の範囲に渡る。質量と密度は、考えられる惑星の構成構成について制限を与えることができる。この情報から、これらの惑星はおそらく岩石を多く含んだ核と揮発性物質で構成されたかなりの大気層を持っていると考えられている。この研究チームは、残る2つの惑星の質量に対しても上限を制約することに成功しており、K2-138f では地球の8.69倍、K2-138g では25.47倍が上限とされた。 K2-138 系は欧州宇宙機関 (ESA) によって、2019年12月に開始されたCHEOPSミッションの第1回アナウンスメント・オブ・オポチュニティ (AO-1) 計画のターゲットに選定されている。軌道を87.6周すれば、CHEOPS は惑星の TTV を測定するのに必要なトランジットを記録できるだろうとされている。K2-138 系は、視線速度と TTV でそれぞれ算出された質量を比較するためのベンチマークとなる惑星系になる可能性がある。また K2-138 系は、軌道共鳴が複数の惑星間で連鎖していることで安定して存在できると予測される共有軌道天体 (Co-orbital bodies) を捜索するための良い候補でもあるとされている。 K2-138の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.1 ± 1.1 M⊕ 0.03385+0.00023−0.00029 2.35309 ± 0.00022 0.048+0.054−0.033 87.2+1.2−1.0° 1.510+0.110−0.084 R⊕ c 6.3+1.1−1.2 M⊕ 0.04461+0.00030−0.00038 3.56004+0.00012−0.00011 0.045+0.051−0.032 88.1 ± 0.7° 2.299+0.120−0.087 R⊕ d 7.9+1.4−1.3 M⊕ 0.05893+0.00040−0.00050 5.40479 ± 0.00021 0.043+0.041−0.030 89.0 ± 0.6° 2.390+0.104−0.084 R⊕ e 13.0 ± 2.0 M⊕ 0.07820+0.00053−0.00066 8.26146+0.00021−0.00022 0.077+0.048−0.049 88.6 ± 0.3° 3.390+0.156−0.110 R⊕ f 6.72+8.04−3.86 M⊕ 0.10447+0.00070−0.00088 12.75758+0.00050−0.00048 0.062+0.064−0.043 88.8 ± 0.2° 2.904+0.164−0.111 R⊕ g 8.94+12.89−5.91 M⊕ 0.2287+0.0249−0.0231 41.96645+0.00603−0.00665 0.059+0.063−0.040 89.4+0.4−0.3° 3.44+0.32−0.31 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「K2-138」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-138」の記事については、「K2-138」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/05/22 07:33 UTC 版)

「K2-72」の記事における「惑星系」の解説

K2-72は4つの惑星を持つことが知られており、そのすべてが地球型惑星の可能性がある。K2-72cはハビタブルゾーンの内側の限界付近に位置している可能性があるが、現在ハビタブルゾーン内に存在することがわかっているのは1つ（K2-72e）のみである。 K2-72の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.040+0.004−0.005 5.577212+0.000417−0.000419 0.110000+0.196982−0.087659 89.15+0.59−0.86° 1.08±0.11 R⊕ d — 0.050+0.004−0.006 7.760178±0.001496 0.110000+0.207832−0.092330 89.26+0.50−0.69° 1.16±0.13 R⊕ c — 0.078+0.007−0.01 15.189034+0.003128−0.003149 0.110000+0.201970−0.091536 89.54+0.32−0.44° 1.01±0.12 R⊕ e — 0.106+0.009−0.013 24.158868+0.003726−0.003850 0.110000+0.198676−0.086832 89.68+0.22−0.32° 1.29+0.14−0.13 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「K2-72」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-72」の記事については、「K2-72」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/19 11:29 UTC 版)

「グリーゼ433」の記事における「惑星系」の解説

グリーゼ433bは、地球の少なくとも6倍の質量を持つスーパー・アースであり、約0.056天文単位の軌道長半径で、軌道を1周するのに約7日かかる。惑星は2009年10月のプレスリリースで発表されたが、当時の発見論文は利用できなかった。Tuomi et alによる2014年の論文に記載されている研究では、グリーゼ433bと、2012年に以前に検出された別の候補惑星であるグリーゼ433cの両方が確認された。 グリーゼ433cは、主星から最も遠い軌道を公転している。今日まで、それはこれまでに検出された中で最も近く、最も主星から離れ、最も温度の低い海王星のような惑星である。 2020年1月に発見されたグリーゼ433dは、質量がグリーゼ433bと非常に似ている。実際にはハビタブルゾーン内で少し離れた軌道を公転しているが、それでも主星に近すぎるため、暖かく、保守的なハビタブルゾーンの狭い境界の内側に存在する。 ハーシェル宇宙天文台を用いた観測では、グリーゼ433の周囲に赤外線が過剰に存在することが判明した。これは、主星の周囲の星周円盤の存在を示している。この特徴は未解決であるが、平均温度が30ケルビンであるため、主星から半径16天文単位以内のどこかに存在している。 グリーゼ433の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >6.0 M⊕ 0.054 7.0 0.08 — — d 5.223 ± 0.921 M⊕ 0.178 ± 0.006 36.059 ± 0.016 0.07 ± 0.05 — — c ≥28.78+19.15−10.46 M⊕ 4.692+1.169−0.768 4873.923+1796.128−1034.762 0.21+0.08−0.21 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ433」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ433」の記事については、「グリーゼ433」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:51 UTC 版)

「HD 102117」の記事における「惑星系」の解説

2004年、アングロ＝オーストラリアン惑星捜索のチームが周囲を公転する惑星の存在を公表した。その直後に、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）のチームも惑星の存在を発表している。どちらのグループも、ドップラー分光法を使用して観測を行った。 HD 102117の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Leklsullun) >0.172 ± 0.020 MJ 0.1532 ± 0.0088 20.8133 ± 0.0064 0.121 ± 0.082 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 102117」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 102117」の記事については、「HD 102117」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/19 11:29 UTC 版)

「グリーゼ357」の記事における「惑星系」の解説

NASAが打ち上げた太陽系外惑星探査機トランジット系外惑星探索衛星（TESS）によるトランジット法の観測と、ラスカンパナス天文台やケック天文台などによる1998年からのドップラー分光法での観測記録を照らし合わせた結果、2019年にグリーゼ357の周囲を3つの惑星が公転していることが確認された。発見された惑星は内側から順にグリーゼ357b（TOI-562.01）、グリーゼ357c（TOI-562.02）、グリーゼ357d（TOI-562.03）と命名されている。 これらの惑星はいずれも地球より大きな質量を持つスーパー・アースとされている。3つのうち、TESSによってトランジットが観測されたのは最も内側を公転するグリーゼ357bのみで、残る2つはグリーゼ357bに対して軌道が傾いており、発見論文が公表された時点ではトランジットは確認されておらず、トランジットが起きるか否かも判明していない。したがって、この2つの惑星の半径や組成といった特性は知られていない。 唯一トランジットが確認されているグリーゼ357bは地球の1.2倍の半径と1.8倍の質量を持つが、地球よりも約12倍多くの放射を主星から受けている事から、表面の温度は525 K（252 ℃）と推定されており、研究チームはこの惑星を「ホット・アース（Hot earth）」と呼称している。グリーゼ357cとグリーゼ357dは少なくともそれぞれ地球の3.4倍と6.1倍の質量を持ち、地球と同じ岩石で構成されたと仮定すると、地球と同程度から2倍の半径を持つと予想されている。グリーゼ357dはグリーゼ357のハビタブルゾーンの外縁付近を公転しており、温室効果などの影響を考慮しない場合の表面の温度は219.6 K（-53.6 ℃）とされ、表面に大気が存在していれば液体の水が存在できる可能性がある。そのため、NASAはグリーゼ357dを「有望な世界（Promising world）」と表現している。グリーゼ357dのトランジットが観測されれば、地球に最も近い潜在的に居住可能な惑星になるとされる。 グリーゼ357の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.84 ± 0.31 M⊕ 0.035 ± 0.002 3.93072+0.00008−0.00006 0.04+0.23−0.04 89.12+0.37−0.31° 1.217+0.084−0.083 R⊕ c ≥3.40 ± 0.46 M⊕ 0.061 ± 0.004 9.1247+0.0011−0.0010 0.02+0.21−0.02 — — d ≥6.1 ± 1.0 M⊕ 0.204 ± 0.004 55.661 ± 0.055 0.03+0.20−0.03 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ357」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ357」の記事については、「グリーゼ357」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/19 11:29 UTC 版)

「グリーゼ180」の記事における「惑星系」の解説

2014年、ヨーロッパ南天天文台が視線速度法による惑星捜索で取得していたデータを再度精査することで、2つの太陽系外惑星がグリーゼ180の周りを公転していることがわかった。 プエルトリコの惑星居住研究所（PHL）によれば、グリーゼ180b と グリーゼ180cは共にハビタブルゾーンに位置している可能性がある。それぞれの質量は、地球の6.4倍と8.3倍と推定される。惑星発見者の一人であるハートフォードシャー大学の天文学者Mikko Tuomiは、ハビタブルゾーンに存在するのは惑星cだけで惑星bは熱すぎるとし、PHLの推定に対しては、従来の計算で求めたハビタブルゾーンよりも内外ともに広く、計算の根拠が不明だと述べている。 2020年には、新たにスーパー・アースであるグリーゼ180dが発見された。dはハビタブルゾーンに位置しており、潮汐固定はされておらず、生命が存在している可能性がある。 グリーゼ180の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >8.3+3.5−5.3 M⊕ 0.103+0.06−0.14 17.380+0.018−0.020 0.11+0.14−0.11 — — c >6.4+3.7−4.1 M⊕ 0.129+0.07−0.17 24.329+0.052−0.066 0.09+0.20−0.09 — — d 7.5 M⊕ 0.31+0.024−0.029 106.341+0.261−0.34 0.16±0.07 — —

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ180」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ180」の記事については、「グリーゼ180」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/19 11:29 UTC 版)

「グリーゼ367」の記事における「惑星系」の解説

グリーゼ367の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.546±0.078 M⊕ 0.0071±0.0002 0.321962+0.000010−0.000012 0 80.75±0.64° 0.718±0.054 R⊕ グリーゼ367は、2019年2月から3月にトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によって観測され、TESS object of interestとして指定された。2021年1月までに、フォローアップ観測による視線速度データにより、確実性は低いものの、公転周期の短い惑星が存在する可能性が浮上した。惑星の存在は、2021年12月までに地上ベースと宇宙ベースの両方のトランジット法を用いた観測データによって確認された。 惑星グリーゼ367bは、最も短い公転周期の軌道を持つ惑星の1つであり、軌道を1周するのにかかる時間はわずか7.7時間である。主星に非常に近い軌道を公転してるため、この惑星は地球が太陽から受ける放射線の500倍の放射線を浴びている[要出典]。昼間の気温は約1,500 °C (1,770 K; 2,730 °F)である。主星に近いため、自転と公転の同期が発生している可能性が高い。グリーゼ367bの大気は、極端な温度のために生命が存在することは出来ない。グリーゼ367bの核はおそらく鉄とニッケルで構成されており、水星の核に似ている。グリーゼ367bの核は非常に密度が高く、惑星の質量の大部分を占めている。

※この「惑星系」の解説は、「グリーゼ367」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「グリーゼ367」の記事については、「グリーゼ367」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/07/25 14:07 UTC 版)

「GJ 3929」の記事における「惑星系」の解説

GJ 3929の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.75+0.44−0.45 M⊕ 0.0252±0.0005 2.616235±0.000005 0 88.442±0.008° 1.09±0.04 R⊕ c >5.71±0.94 M⊕ 0.081±0.002 15.04±0.03 0 — — GJ 3929は、TESSのセクター24・25のトランジット法を用いた観測で最初に周囲に公転周期が約2.62日の惑星が存在する可能性が示され、その惑星候補は2020年6月19日にTESS object of interestに追加された。これにより、恒星はTOI-2013、惑星候補はTOI-2013.01と指定された。その後、その惑星候補を確認するためのフォローアップ観測が行われた。CARMENESによるドップラー分光法を用いたフォローアップ観測で、TOI-2013.01よりも主星から離れた軌道を約14.3日の周期で公転する別の惑星が存在する可能性が示された。 その後、TOI-2013.01の存在が確認され、GJ 3929 b（TOI-2013 b）という名称が与えられた。この発見及び確認を公表する論文はarXivで2022年2月2日に提出された。GJ 3929 bは、約1.2地球質量、約1.15地球半径を持つ地球型惑星である。この時点で2番目の惑星候補（GJ 3929 c）は確認されていなかった。 さらなるフォローアップ観測により、最小で5.71地球質量を持つ2番目の惑星GJ 3929 c（TOI-2013 c）の存在が確認された。この確認を公表する論文はarXivで2022年7月21日に提出された。GJ 3929 cはトランジットを起こさない可能性が高い。また、これによりGJ 3929 bの質量と半径において、それぞれ1.75倍、1.09倍の新しいデータが得られた。GJ 3929 bは、惑星系内のVenus-zoneに存在しており、金星に似ているとされる。

※この「惑星系」の解説は、「GJ 3929」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「GJ 3929」の記事については、「GJ 3929」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:22 UTC 版)

「HD 99109」の記事における「惑星系」の解説

2006年、W・M・ケック天文台における高精度の視線速度法による観測で、HD 99109の周りに1つの惑星が公転していることが発見された。この惑星HD 99109 bは、下限質量が木星の半分程度あり、地球の公転軌道よりはやや大きい軌道を、440日周期で公転している。HD 99109の惑星系の力学的な安定性を分析したところ、トロヤ惑星が安定して存在できる領域が広く存在することがわかったが、HD 99109の場合、そこに居住可能惑星が存在するには年齢が古過ぎるとみられる。 HD 99109の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Perwana) > 0.44 MJ 1.11 ± 0.02 439.3 ± 6.0 0.09 ± 0.12 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 99109」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 99109」の記事については、「HD 99109」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 03:19 UTC 版)

「HD 169830」の記事における「惑星系」の解説

2000年4月15日、ジュネーブ天文台を中心とした惑星捜索グループが、視線速度法の観測から、質量が木星の3倍程度、公転周期226日という太陽系外惑星HD 169830 bの発見を公表した。2003年には、同じグループが今度は、質量が木星の4倍程度という系外惑星HD 169830 cを、太陽系でのメインベルト程度の軌道に発見した。 HD 169830の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 2.88 MJ 0.81 225.62 ± 0.22 0.31 ± 0.01 — — c > 4.04 MJ 3.60 2,102 ± 264 0.33 ± 0.02 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 169830」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 169830」の記事については、「HD 169830」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/10 15:06 UTC 版)

「OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53」の記事における「惑星系」の解説

OGLE-2003-BLG-235L/MOA-2003-BLG-53L系には、OGLE-2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53の観測から、伴天体の存在が1つ確認されている。親星が観測されて、その性質が絞り込まれると共に、伴天体も質量と軌道要素が推定され、木星よりやや質量の大きい惑星が、木星と同程度の大きさの軌道をとっていることがわかった。 OGLE-2003-BLG-235L/MOA-2003-BLG-53Lの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 2.6 +0.8−0.6 MJ 4.3 +2.5−0.8 — — — —

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53」の記事については、「OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/19 08:04 UTC 版)

「NGTS-6」の記事における「惑星系」の解説

2019年4月16日、NGTS-6の周囲を公転している太陽系外惑星、NGTS-6bが存在することを公表する論文がarXivに投稿された。NGTS-6bはトランジット法で発見された。公転周期はわずか約21.17時間であり、主星から約0.017天文単位離れた位置を公転している。NGTS-6系の年齢は96億年であり、その過程でNGTS-6bは大気の5%を失った可能性がある。 NGTS-6の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.33+0.024−0.028 MJ 0.016623018±1e-08 0.882058±1e-06 0 80.23+0.36−0.38° 1.271+0.197−0.19 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-6」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-6」の記事については、「NGTS-6」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/19 07:07 UTC 版)

「NGTS-5」の記事における「惑星系」の解説

2019年5月7日、NGTS-5の周囲を公転している太陽系外惑星、NGTS-5bが存在することを公表する論文がarXivに投稿された。NGTS-5bはトランジット法で発見された。表面温度は952ケルビンである。質量は木星質量の0.229倍に対して半径は木星半径の1.136倍と、膨張している惑星である。また、「sub-Jovian desert」の上限境界にある。 NGTS-5の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.229±0.037 MJ 0.0382±0.0013 3.3569866±2.6e-06 0 86.6±0.2° 1.136±0.023 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-5」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-5」の記事については、「NGTS-5」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/19 15:10 UTC 版)

「NGTS-10」の記事における「惑星系」の解説

2019年9月26日、NGTS-10の周囲を公転している太陽系外惑星（ホット・ジュピター）、NGTS-10bが存在することを公表する論文がarXivに投稿された。NGTS-10bは次世代トランジットサーベイ（NGTS）によってトランジット法で発見された。NGTS-10bの公転周期はわずか約18.4時間と、以前までに発見されたホット・ジュピターの中では最も公転周期が短い惑星の1つである。主星から約0.0143天文単位離れた距離を公転しており、表面温度は約1332ケルビンである。また、フォローアップ観測は高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）等によって行われた。 NGTS-10の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.162+0.092−0.107 MJ 0.0143±0.001 0.7668944±3e-07 0 79±2° 1.205+0.117−0.083 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-10」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-10」の記事については、「NGTS-10」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/12/30 21:41 UTC 版)

「HD 17092」の記事における「惑星系」の解説

2007年6月、ニージェルスキらはホビー・エバリー望遠鏡を用いて視線速度法により惑星HD 17092 bを発見した。この惑星は巨大な木星型惑星で、恒星から1.29AUの軌道を360日周期で公転している。 HD 17092の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 4.6 ± 0.3 MJ 1.29 ± 0.05 359.9 ± 2.4 0.166 ± 0.052 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 17092」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 17092」の記事については、「HD 17092」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/01/09 21:51 UTC 版)

「HD 20782」の記事における「惑星系」の解説

2006年に、アングロ・オーストラリアン惑星探査によって周囲を公転する太陽系外惑星の存在が発見された。一方で、HD 20781にも2つの太陽系外惑星があるとされ、連星の双方の恒星に太陽系外惑星が発見されている例は極めて少ない。 HD 20782の周りを公転する惑星HD 20782 bは、軌道離心率0.96という極端な軌道を持つ。 HD 20782の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.43 ± 0.03 MJ 1.397 ± 0.009 597.065 ± 0.043 0.956 ± 0.004 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 20782」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 20782」の記事については、「HD 20782」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/01/13 08:09 UTC 版)

「わし座クシー星」の記事における「惑星系」の解説

2008年に太陽系外惑星が1個見つかっている。質量は木星の2.8倍程度で、主星から0.68天文単位の軌道を回っている。 わし座クシー星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Fortitudo) >2.8 MJ 0.68 — 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「わし座クシー星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「わし座クシー星」の記事については、「わし座クシー星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/01/13 09:59 UTC 版)

「HD 47536」の記事における「惑星系」の解説

Setiawanは、2002年にHD 47536 b、2007年にHD 47536 cを発見した。 HD 47536の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >4.96 MJ 1.61 430 0.2 ± 0.08 — — c >6.98 MJ 3.72 2500 ~0.14 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 47536」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 47536」の記事については、「HD 47536」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/01/12 13:32 UTC 版)

「HD 142」の記事における「惑星系」の解説

2001年、アングロ・オーストラリアン惑星探査（AAPS）のクリス・ティニーが率いるチームが、この恒星の周囲を公転する太陽系外惑星HD 142 bの発見を公表した。さらに視線速度のデータからは、他の惑星かもしくは恒星の伴星の存在が示唆された。AAPSが更に視線速度の変化の分析を進めたところ、二つの惑星が存在するとよく説明できることが明らかになり、2番目の惑星HD 142 cの発見となった。 HD 142の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 1.25 ± 0.15 MJ 1.02 ± 0.03 349.7 ± 1.2 0.17 ± 0.06 — — c > 5.3 ± 0.7 MJ 6.8 ± 0.5 6005 ± 477 0.21 ± 0.07 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 142」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 142」の記事については、「HD 142」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2018/01/14 04:05 UTC 版)

「HD 9446」の記事における「惑星系」の解説

2010年1月5日、オート＝プロヴァンス天文台における視線速度法の観測から、HD 9446の周囲を公転する2つの太陽系外惑星が発見された、と発表された。 HD 9446の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 0.70 ± 0.06 MJ 0.189 ± 0.006 30.052 ± 0.027 0.20 ± 0.06 — — c ≥ 1.82 ± 0.17 MJ 0.654 ± 0.022 192.9 ± 0.9 0.06 ± 0.06 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 9446」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 9446」の記事については、「HD 9446」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/08/05 07:42 UTC 版)

「HD 44219」の記事における「惑星系」の解説

2009年、ラ・シヤ天文台の高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）を用いた視線速度法の観測により、木星型惑星が周囲を公転しているのが発見された。 HD 44219の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥ 0.58 MJ 1.19 472.3 0.61 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 44219」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 44219」の記事については、「HD 44219」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/24 07:41 UTC 版)

「りゅう座42番星」の記事における「惑星系」の解説

2009年に周囲を公転する木星の約4倍の質量を持つ木星型惑星が発見された。天文学者のウラジミール・リラは、Ladon と呼ぶことを提案していたが、2015年12月にアメリカのアマチュア天文愛好家の団体が推した Orbitar という名前が国際天文学連合により正式に採用された。 しかし2021年に発表された研究では、観測された最近の主星の視線速度が予想されるりゅう座42番星bの軌道と矛盾しており、観測された視線速度が2つの惑星による影響で生じた可能性はあるものの、りゅう座42番星bの存在に疑義を呈している。太陽系外惑星エンサイクロペディアでは惑星の現況を Controversial（論争中）としている。 りゅう座42番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Orbitar) ≥3.88 ± 0.85 MJ 1.19 ± 0.01 479.1 ± 6.2 0.38 ± 0.06 — —

※この「惑星系」の解説は、「りゅう座42番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「りゅう座42番星」の記事については、「りゅう座42番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/03/15 21:39 UTC 版)

「HD 69830」の記事における「惑星系」の解説

HD 69830は3つの惑星を持っているが、いずれも海王星サイズのもので、木星型惑星が発見されていない。このようなタイプの惑星系としては最初に発見されたものである。発見された3つの惑星のうち最も外側にあるHD 69830 dは先述のとおり、ハビタブルゾーン内にあり、液体の水が安定して存在し得る。この惑星は後述する塵円盤にとって外側の「羊飼い惑星」であると信じられている。これらの惑星は自身の重力により主星のHD 69830を揺さぶりを検知する、ドップラー分光法によって発見された。ただし、ドップラー分光法は惑星を「間接的」に発見する手法のため、得られる物理的特徴は下限質量のみとなる。各々の惑星の下限質量は地球の10.2、11.8、18.1倍であり、どれも海王星クラスの下限質量を持つが、あくまで下限なので実際の値はもっと大きい可能性もある。公転周期は8.667、31.56、197地球日である。惑星はチリにあるヨーロッパ南天天文台の望遠鏡を使って発見された。 HD 69830の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b >10.2 M⊕ 0.0785 8.667 ± 0.003 0.1 ± 0.04 13+27−13° 0.5314 RJ c >11.8 M⊕ 0.186 31.56 ± 0.04 0.13 ± 0.06 13+27−13° 0.554 RJ d >18.1 M⊕ 0.63 197 ± 3 0.07 ± 0.07 13+27−13° 0.6383 RJ 塵円盤 0.93—1.16 AU — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 69830」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 69830」の記事については、「HD 69830」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2019/03/18 22:52 UTC 版)

「CoRoT-7」の記事における「惑星系」の解説

この恒星の周りを、スーパーアースの太陽系外惑星CoRoT-7bとCoRoT-7cが公転していることが2009年に発見された。内側の惑星の発見は、トランジット法で発見されたものである。CoRoT-7bはその小ささで良く知られている。この恒星は恒星活動が活発なため、惑星の質量の確定を難しくしている。 また2010年にはcの外側にCoRoT-7dが存在する可能性が指摘された。 CoRoT-7の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.8±0.8 M⊕ 0.0172±0.00029 0.853585±0.000024 0 80.1±0.3° 1.68±0.09 R⊕ c 8.4±0.9 M⊕ 0.046 3.698±0.003 0 — — d (未確認) 0.052±0.001 MJ 0.08 9.021±0.019 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「CoRoT-7」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「CoRoT-7」の記事については、「CoRoT-7」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/16 07:16 UTC 版)

「NGTS-1」の記事における「惑星系」の解説

赤色矮星であるNGTS-1には、1つのホット・ジュピターが発見されているが、これは通常では不可能のような惑星とされている。NGTS-1は、M型赤色矮星の惑星でトランジットを起こす惑星の中では最も巨大な惑星とされている。 NGTS-1の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.812+0.066−0.025 MJ 0.0326±0.0047 2.647298±0.0002 0.016+0.023−0.012 82.8±2.3° 1.33+0.61−0.33 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-1」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-1」の記事については、「NGTS-1」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/16 20:07 UTC 版)

「HD 7924」の記事における「惑星系」の解説

2009年に周囲を公転するスーパーアースが発見された 。また、2015年には、新たに2つのスーパーアースが発見された。3つの惑星は公転周期は5.4から24.5日の範囲にあり、ケプラー宇宙望遠鏡のミッションで数多く見つかったコンパクトな複数惑星系に似ている。 3つの惑星はいずれもドップラー分光法によって発見された。惑星のトランジットを検出しようという試みがなされているが、成功していない。惑星はトランジットで観測不能なほど半径が小さい（密度が高い）か、あるいはトランジットを起こさない軌道を公転していると考えられている。 3つの惑星に加えて約2400日周期の視線速度の変動が見つかっている。これは惑星由来ではなく恒星磁場の活動サイクルによるものと判断されている。視線速度と同じ周期でスペクトルの活動性指標が変化していることがその理由である。 HD 7924の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥8.68±0.52 M⊕ 0.05664±0.00068 5.39792±0.00025 0.058+0.056−0.040 — — c ≥7.86±0.72 M⊕ 0.1134±0.0014 15.299±0.0033 0.098+0.096−0.069 — — d ≥6.44±0.79 M⊕ 0.1551±0.0019 24.451±0.016 0.21+0.13−0.12 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 7924」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 7924」の記事については、「HD 7924」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/05/27 14:09 UTC 版)

「HD 24040」の記事における「惑星系」の解説

2006年、視線速度法による観測で、恒星よりもだいぶ質量の小さい天体HD 24040 bが、HD 24040の周りを長い軌道周期で公転しているのが発見された。質量の推定には幅があったが、小さく見積もると太陽系外惑星であると思われた。その後の精度を上げた分析で質量がより制限され、惑星であることは確実となった。 2021年、The California Legacy Surveyによってbより内側を公転する2番目の惑星HD 24040 cが発見された。 HD 24040の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c ≥0.201±0.027 M⊕ 1.3±0.021 515.4+2.2−2.5 0.11+0.12−0.079 — — b >4.01±0.49 MJ 4.92±0.38 3668+169−171 0.04+0.07−0.06 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 24040」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 24040」の記事については、「HD 24040」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/17 07:58 UTC 版)

「NGTS-2」の記事における「惑星系」の解説

NGTS-2の周囲を公転している太陽系外惑星NGTS-2bの発見を公表する論文が2018年5月26日にarXivに投稿された。NGTS-2bは膨張したホット・ジュピターであり、密度は0.226 g/cm³とこの惑星が発見された時点において一番密度の低い太陽系外惑星となっている。透過光分光法を利用して組成を調査することが可能である可能性がある。NGTS-2bはフォローアップ観測なしで確認された。NGTS-2bの表面温度は1638ケルビンである。 NGTS-2の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.67±0.089 MJ 0.0584±0.0011 4.5111204±1.8e-06 0+0.14−0 87.66±0.73° 1.536±0.062 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-2」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-2」の記事については、「NGTS-2」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:08 UTC 版)

「TOI-1266」の記事における「惑星系」の解説

TOI-1266の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.05+0.0−0.05 MJ 0.0736±0.0017 10.894843±7e-05 0.09±0.06 89.5±0.2° 0.2114+0.0143−0.0107 RJ c 0.02014 MJ 0.1058±0.0024 18.80151±0.00069 0.04±0.03 89.3±0.1° 0.139±0.0134 RJ TOI-1266にはトランジット系外惑星探索衛星（TESS）による観測で2つの太陽系外惑星であるTOI-1266 bとTOI-1266 cが発見された。arXivではこれらの惑星の発見を示す論文が2020年6月19日に投稿された。後にホバート・アンド・ウィリアムス・スミス・カレッジやアパッチ・ポイント天文台に設置された望遠鏡で惑星のトランジットが観測された。 これらの惑星は「Venus Zone（暴走温室効果の影響で金星のような惑星になる可能性のある範囲）」に位置していることが判明している。bはミニ・ネプチューンで、cはスーパー・アースとされており、公転周期はそれぞれ10.9日と18.8日である。cの地球質量の上限は6.4であるが、これはcが岩石質の組成ではない可能性があり、また水が含まれている可能性もある。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-1266」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-1266」の記事については、「TOI-1266」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:55 UTC 版)

「TOI-700」の記事における「惑星系」の解説

2020年1月、TOI-700の周囲を3つの太陽系外惑星が公転していることが太陽系外惑星探索衛星TESSによるトランジット法（食検出法）での観測データから判明したと発表された。これらの惑星はいずれも潮汐固定を受けて自転と公転の同期が発生していると考えられている。このうち、最も外側を公転している惑星TOI-700 d（TOI 700 d）は地球の約1.2倍の大きさを持つ岩石惑星とされ、水が液体の形態で存在できる領域であるハビタブルゾーン内を公転しているとされている。TESSがハビタブルゾーン内を公転している地球規模の惑星を発見したのはこれが初めてである。 残る2つの惑星のうち、最も内側を公転しているTOI-700 b（TOI 700 b）は地球とほぼ同じ大きさを持つ岩石惑星、その1つ外側を公転しているTOI-700 c（TOI 700 c）は地球と海王星の中間の規模を持つガス惑星である可能性が高い。この2つの惑星は最も外側の惑星dよりも急速に形成されたされたことにより、多くのガスを大気として纏っている可能性があるが、一番外側の惑星dはゆっくりと形成されたため、それほど大量のガスを大気として纏わなかったと考えられている。また、真ん中にある惑星cだけ他の2つより規模が大きいことから、この惑星系で長期的な惑星移動が発生した可能性が示されている。 これらの惑星の発見はハワイのホノルルで行われたアメリカ天文学会第235回会合で発表された。 また、2021年11月には新たに約27.8日の公転周期を持つ、大きさが地球の約0.95倍の惑星候補「TOI-700.04」が存在する可能性が示されている。 TOI-700の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.07+0.80−0.43 M⊕ 0.0637+0.0064−0.0060 9.97701+0.00024−0.00028 0.032+0.050−0.024 89.67+0.23−0.32° 1.010+0.094−0.087 R⊕ c 7.48+5.89−3.30 M⊕ 0.0925+0.0088−0.0083 16.051098+0.000089−0.000092 0.033+0.063−0.025 88.90+0.08−0.11° 2.63+0.24−0.23 R⊕ .04 (候補) — — 27.80937 — — 0.9535 R⊕ d 1.72+1.29−0.63 M⊕ 0.163 ± 0.015 37.4260+0.0007−0.0010 0.032+0.054−0.023 89.73+0.15−0.12° 1.19 ± 0.11 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「TOI-700」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-700」の記事については、「TOI-700」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:51 UTC 版)

「HD 21749」の記事における「惑星系」の解説

2019年4月15日、TESSの観測データと地上からの追観測から、海王星より小型の惑星bと地球の90%弱の半径の惑星cが存在するという研究結果が発表された。 HD 21749の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (TOI 186.01) 22.7+2.2−1.9 M⊕ — 36 — — 2.61+0.17−0.16 R⊕ c (TOI 186.02) — — <8 — — 0.892+0.064−0.058 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「HD 21749」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 21749」の記事については、「HD 21749」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:07 UTC 版)

「HD 108236」の記事における「惑星系」の解説

HD 108236には、2020年4月にトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によってb、c、d、eの4つの太陽系外惑星がHD 108236の周りを公転していることが確認された。これらの惑星は全てトランジット法によって発見された。このうち最も内側に位置するbは地球型惑星（スーパーアース）で、その他の3つの惑星は海王星型惑星（ミニ・ネプチューン）であるとみられる。 その後の観測で公転周期が約30日の5個目の惑星fが発見された。 HD 108236の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.0469 ± 0.0017 3.79523+0.00047−0.00044 0.20+0.30−0.14 87.88+1.3−0.87° 1.586 ± 0.098 R⊕ c — 0.0651 ± 0.0024 6.20370+0.00064−0.00052 0.18+0.34−0.14 88.72+0.82−0.74° 2.068+0.10−0.091 R⊕ d — 0.1131 ± 0.0040 14.17555+0.00099−0.0011 0.17+0.30−0.12 89.22+0.45−0.38° 2.72 ± 0.11 R⊕ e — 0.14 ± 0.0052 19.5917 ± 0.0022 0.2+0.3−0.13 89.32+0.42−0.3° 3.1197 ± 0.13 R⊕ f — 0.1758+0.0041−0.0038 29.54115+0.00033−0.00042 0.051+0.036−0.034 88.963 ± 0.042° 2.0172+0.052−0.057 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「HD 108236」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 108236」の記事については、「HD 108236」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/24 14:22 UTC 版)

「K2-384」の記事における「惑星系」の解説

K2-384の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — — 2.231527+0.000194−0.000325 — — 1.076+0.232−0.06 R⊕ c — — 4.194766+0.000309−0.000189 — — 1.191+0.053−0.075 R⊕ d — — 6.679582+0.000719−0.000498 — — 1.392+0.118−0.075 R⊕ e — — 9.715043+0.001003−0.000739 — — 1.345+0.139−0.082 R⊕ f — — 13.62749+0.000342−0.000574 — — 2.222+0.091−0.082 R⊕ K2-384の周囲を公転している惑星は、ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションによるトランジット法を用いた観測で発見された。K2ミッションは主要ミッションがリアクションホイールの故障によって終了した後に行われた拡張ミッションである。惑星候補はK2ミッションのキャンペーン8の観測中に発見され、これらの候補は2022年に確認された。K2-384系の惑星の発見を公表する論文はK2-384系の惑星を含む新たにK2ミッションで発見された60個の惑星の確認とともに2022年3月4日にarXivに投稿された。 K2-384系には5個の惑星が存在することが知られており、主星から近い順にK2-384b、K2-384c、K2-384d、K2-384e、K2-384fである。b・c・d・eは地球型惑星（スーパーアース）で、fは海王星型惑星であると予測されている。これらの惑星はすべて公転周期が14日以内の範囲に存在するコンパクトな惑星系で、bとcは3:1、cとdは8:5、eとfは7:5のそれぞれ軌道共鳴の関係に近い。似たような惑星系としてはTRAPPIST-1系やK2-138系等が存在し、5個以上のトランジットを起こす惑星が周囲を公転しているM型矮星という点で着目してもTRAPPIST-1系に最も似ているとされる。

※この「惑星系」の解説は、「K2-384」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「K2-384」の記事については、「K2-384」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:56 UTC 版)

「TOI-732」の記事における「惑星系」の解説

2020年に、TESSプロジェクトの天文学者Ryan Cloutierらのチームが実施した分析により、離心率が比較的小さい軌道を持つ2つの惑星の存在が確認された。内側の惑星はスーパー・アースで、外側の惑星は質量が天王星の約半分である小さな海王星型惑星である。 TOI-732の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径 b 2.34+0.24−0.23 M⊕ 0.01203+0.00054−0.00053 0.77±0.001 0.064+0.075−0.046 85.9° 1.35±0.06 R⊕ c 6.29+0.63−0.61 M⊕ 0.0762±0.0034 12.252131+0.000072−0.000064 0.115+0.07−0.065 89.08° 2.42±0.1 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「TOI-732」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-732」の記事については、「TOI-732」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:53 UTC 版)

「TOI-270」の記事における「惑星系」の解説

2019年7月、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）による観測でTOI-270の周囲に3つの太陽系外惑星が公転していることが発見された。TOI-270のような恒星の周囲で地球の1.5-2倍の大きさを持つ惑星が発見されることは珍しいとされており、このような惑星の形成についての謎を解く手掛かりになるかもしれないとされている。 3つの惑星の中で一番内側を公転しているTOI-270 bは3.4日の公転周期で、地球半径の125%の大きさを持つ地球型惑星である。TOI-270 c、TOI-270 dはミニ・ネプチューンで、大きさはそれぞれ地球の2.4倍、2.1倍である。公転周期はそれぞれ5.7日、11.4日。それぞれの惑星の平衡温度はそれぞれ254℃、150℃、67℃である。dについてはbやcより温度が低く、環境が温暖な可能性があるが、温室効果の影響で実際の温度は高いかもしれない。3つの惑星はいずれも自転と公転の同期が発生していると推測されている。 TOI-270はジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が長期間観測することが可能なため、惑星の大気を調査することが可能である。また、dの外側に惑星が存在するのであれば、その惑星が生命の居住に十分な環境が整っている可能性がある。また、M型の恒星は強烈なフレアが発生している場合があるが、TOI-270についてはフレアのようなものが見られないため、安定して環境が維持できる可能性がある。 TOI-270の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.006+0.0047−0.0022 MJ 0.0306+0.0033−0.0057 3.36008+6.5e-05−7e-05 0 88.65+0.85−1.4° 0.11125±0.0074 RJ c 0.0208+0.0164−0.0088 MJ 0.0472±0.0033 5.660172±3.5e-05 0 89.53+0.3−0.42° 0.2159±0.0116 RJ d 0.017+0.013−0.0066 MJ 0.0733±0.0042 11.38014±0.00011 0 89.69+0.16−0.12° 0.19±0.0107 RJ

※この「惑星系」の解説は、「TOI-270」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-270」の記事については、「TOI-270」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:10 UTC 版)

「けんびきょう座AU星」の記事における「惑星系」の解説

この星には下記のような残骸円盤がある事が知られていた。2007年の時点では、惑星は見つかっていなかったが、2020年に、海王星級の大きさの惑星けんびきょう座AU星bが発見された。この惑星の公転軸の、主星の自転軸とのずれは5+16−15°である。更に、同年12月には公転周期が約18.9日のけんびきょう座AU星cが発見された。 けんびきょう座AU星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.053±0.016 MJ 0.0645±0.0013 8.462991±2.4e-06 0.0 89.03±0.12° 0.3908±0.0161 RJ c 0.0463±0.041 MJ 0.1101±0.0022 18.858991±1e-05 0.0 88.62+0.24−0.18° 0.3131±0.0143 RJ 塵円盤 10—210 au >89° —

※この「惑星系」の解説は、「けんびきょう座AU星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「けんびきょう座AU星」の記事については、「けんびきょう座AU星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:56 UTC 版)

「TOI-755」の記事における「惑星系」の解説

TOI-755の周囲を公転している2つの太陽系外惑星であるTOI-755 bとTOI-755 cは、2021年に発見された。TOI-755 bの温度は 1,570 K (1,300 °C) を超え、TOI-755 cの温度は 1,260 K (990 °C) となっており、これはこの2つの惑星がホット・ネプチューンであることを示している。 最初はトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によって公転周期が2.54日で410 ppmのトランジットが観測され、惑星候補としてTOI-755.01（後のTOI-755 b）という名称が与えられた。「TOI」とは、TESS object of interestのことである。その後、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）によるドップラー分光法による観測で更に6.75日の信号が検出された。これはTOI-755 cで、トランジットを起こさない惑星とされている。 TOI-755の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.55±0.62 MJ 0.035±0.001 2.541+0.0005−0.001 0.093+0.079−0.064 — 2.05±0.12 RJ c 10.5±1.2 MJ 0.068+0.001−0.002 6.744+0.008−0.009 0.045+0.079−0.038 — —

※この「惑星系」の解説は、「TOI-755」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-755」の記事については、「TOI-755」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:50 UTC 版)

「WASP-18」の記事における「惑星系」の解説

2009年、スーパーWASP計画によって、親星に非常に近い軌道を回るホットジュピター型の太陽系外惑星が発見されたことが発表され、WASP-18bと名付けられた。天文学者のウラジミール・リラは、Fulgitruaという名前を提案している。 2019年、さらに約2日の公転周期を持つWASP-18cが発見された。 WASP-18の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 10.43 MJ 0.02026 0.94145299 0.0092 86.0° 1.165 RJ c 0.1737 MJ — 2.1558 0.009 — —

※この「惑星系」の解説は、「WASP-18」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「WASP-18」の記事については、「WASP-18」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:53 UTC 版)

「TOI-451」の記事における「惑星系」の解説

TOI-451の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.0271+0.0023−0.0038 1.858701+2.7e-05−3.3e-05 0.19+0.2−0.14 86.5+2.3−2.9° 0.1731+0.0116−0.0134 RJ c — 0.0823+0.0033−0.0036 9.192523+6.4e-05−0.000684 0.2+0.18−0.14 88.49+0.95−0.67° 0.277±0.0116 RJ d — 0.1255+0.0057−0.0065 16.364981+4.7e-05−4.9e-05 0.057+0.133−0.04 89.56+0.31−0.35° 0.3595±0.01338 RJ 塵円盤 5 au — — 2021年1月、TOI-451（TOI-451 A）の周囲を公転する3つの惑星が発見された。TOI-451 bはスーパー・アース、TOI-451 cとTOI-451 dは海王星型惑星である。惑星の年齢は若いため、これらの惑星はまだ進化の途中段階である可能性がある。これらの惑星は、ハッブル宇宙望遠鏡やジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による透過分光法で大気を観測できる可能性がある。 また、TOI-451には、主星から約5天文単位離れた位置に塵円盤が存在するとされている。塵円盤はNEOWISEによる観測で発見された。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-451」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-451」の記事については、「TOI-451」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:54 UTC 版)

「LTT 1445」の記事における「惑星系」の解説

LTT 1445A bは、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの天体物理学者によってトランジット系外惑星探索衛星（TESS）からのデータを分析して2019年6月に発見された。チームは、惑星の質量を制限するためのデータは高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）によるドップラー分光法の観測を含むフォローアップ観測で得られた。惑星は、安定した軌道で1つの主星の周囲のみを公転する。惑星は恐らく岩石惑星であり、M型赤色矮星の近くを公転しているため、平衡温度は433+28−27ケルビン（160°C、320°F）である。 2021年7月、bの質量は次のように測定された。質量は2.87±0.25地球質量で、地球のような組成を確認した。2番目の惑星であるLTT 1445A cも、3.1日の公転周期で発見された。質量は1.54+0.20−0.19地球質量である。トランジットを起こすが、サイズが小さいためドップラー分光法での測定前の検出が難しく、正確なサイズの測定も困難である。これらの惑星は互いに12:7の軌道共鳴の関係に近い。bが軌道を7周する間にcは11.988周する。104年ごとに「完全な」共鳴から1つの完全な軌道を離れて振動する。 LTT 1445Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径c 1.54+0.20−0.19 M⊕ 0.02661+0.00047−0.00049 3.12390 <0.223 87.43+0.18−0.29°>1.147+0.055−0.054 R⊕ b 2.87+0.26−0.25 M⊕ 0.03813+0.00068−0.00070 5.35877 <0.110 89.68+0.22−0.29° 1.304+0.067−0.060 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「LTT 1445」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「LTT 1445」の記事については、「LTT 1445」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:53 UTC 版)

「HR 858」の記事における「惑星系」の解説

2019年5月、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）のトランジット法を用いた観測により、少なくとも3個の太陽系外惑星が存在することが公表された。これらの惑星は全て主星の近くを公転しており、地球の約2倍の大きさのスーパー・アースとされている。bとcは3:5の軌道共鳴となっている可能性がある。 HR 858の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.0480+0.0010−0.0011 3.58599±0.00015 <0.30 — — c — 0.0674+0.0014−0.0016 5.97293+0.00060−0.00053 <0.19 — — d — 0.1027+0.0022−0.0025 11.2300+0.0011−0.0010 <0.28 — —

※この「惑星系」の解説は、「HR 858」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HR 858」の記事については、「HR 858」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:55 UTC 版)

「TOI-712」の記事における「惑星系」の解説

TOI-712の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径.05 (候補) — 0.04679+0.00041−0.0004 4.321298+0.000093−0.000069 0.0 87.09+1.1−0.3° 0.81±0.11 R⊕ b 5.6+2.0−1.3 M⊕ 0.07928+0.00096−0.00091 9.531361+0.000018−0.000017 0.54+0.26−0.20 88.22+1.1−0.53° 2.049+0.12−0.080 R⊕ c 8.7+3.1−1.9 M⊕ 0.2447+0.0030−0.0028 51.69906±0.00017 0.089+0.083−0.056 89.78+0.14−0.11° 2.701+0.092−0.082 R⊕ d 7.5+2.7−1.7 M⊕ 0.3405+0.0041−0.0039 84.83960+0.00043−0.00040 0.073+0.064−0.049 89.817+0.11−0.066° 2.474+0.090−0.082 R⊕ TOI-712には、TESSによるトランジット法を用いた観測で2019年5月に「TOI-712.01」「TOI-712.02」「TOI-712.03」の3個の惑星候補が存在する可能性が示されていた。それぞれの公転周期は約10日、約51日、約54日であるが、2個の惑星（TOI-712.02とTOI-712.03）は動的に安定しないとされていた。その後に行われたフォローアップ観測で、TOI-712.03とその後に惑星候補として加えられていた「TOI-712.04」は公転周期が約84.8日の惑星に対応していることが判明した。そして、3個の惑星の存在が確認され、2021年11月3日にその発見を示す論文がarXivに投稿された。 発見・確認された3個の太陽系外惑星はどれもミニ・ネプチューンであり、半径は地球の2~2.7倍、質量は5.6~8.7倍である。最も内側を公転する惑星 TOI-712 b は主星から約0.079天文単位離れており、公転周期は僅か約9日間である。主星に非常に近いため、その平衡温度は約650ケルビンと非常に高温である。2個目の惑星 TOI-712 c は主星からやや離れた位置を公転しており、公転周期は約52日である。その平衡温度は約370ケルビンで、すなわち97℃と地球の気圧では水の沸点に近い。 3番目の惑星である TOI-712 d は、主星から約0.34天文単位離れた軌道を約85日の公転周期で周回している。この惑星は内側の縁に非常に近いものの、TOI-712のハビタブルゾーン内にある。TOI-712のハビタブルゾーンは0.339~0.844天文単位の範囲であり、公転周期では82.7~325.3日の範囲となる。その平衡温度は約40℃であるが、これは大気の存在によって引き起こされる温室効果を考慮していない。この惑星はいわゆる「Venus Zone」に位置しており、その領域では金星のように暴走温室効果が発生する可能性が非常に高い、非常に楽観的なハビタブルゾーンである。実際に、金星の平衡温度は地球の平衡温度より低い（地球の255ケルビンに対して227ケルビン）にもかかわらず、表面温度は737ケルビン（464℃）となっている。 この惑星は、そのような若い惑星系のハビタブルゾーン内で発見された最初の太陽系外惑星であり、TOI-712 cと共に、主星からある程度離れた位置を公転しているミニ・ネプチューンの稀な例である。若い惑星系に関する過去の研究は、そうでない惑星系と比較して、おそらくまだ不十分な大気散逸のために、若い恒星の周囲に存在する惑星の半径が大きく見えることを示唆している。時間の経過とともに、水素やヘリウムといった揮発性元素が宇宙空間に分散する。しかし、TOI-712の惑星は、同じように若い惑星系で見られるものと比較して比較的小さく見え、それらが実際にこのように形成されたのか、それとも既にかなりの大気散逸を受けているのかは不明である。この研究の著者は、恒星の年齢が実際に10億年未満であった場合、惑星はまだ大気質量の大きな損失を被っていないと考えており、それらの特性はまだ派生したものである。 TOI-712 bは、地球の約2倍の大きさを持ち、スーパー・アースとミニ・ネプチューンを区別する境界を僅かに超えており、恒星の放射に最もさらされているため、大気散逸が発生すると、将来地球型惑星になる可能性が最も高くなる。 また、それら3個の惑星以外に別の太陽系外惑星候補が発見され、「TOI-712.05」と指定された。TOI-712.05は、地球の約0.81倍の半径を持ち、TOI-712 bよりも内側に位置する地球型惑星である。公転周期は4.2日であるが、恒星の活動に由来する不確実性のため、まだ確認されていない。今後のTESSの観測で、TOI-712.05が実際に存在するか否かを判断できる可能性がある。 TOI-712系は、長周期の惑星を持つ惑星系の中では最も明るいものの1つである。長周期の惑星が発見されている惑星系は少なく、長周期の惑星が存在する惑星系はほとんどがケプラー宇宙望遠鏡によって発見された暗い恒星の惑星系である。また、小さな惑星によって構成されている惑星系はそれぞれの惑星が互いに近い距離を公転する傾向があるため、TOI-712 bとTOI-712 cの間に未知の惑星が存在する可能性もある。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-712」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-712」の記事については、「TOI-712」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:10 UTC 版)

「TOI-2319」の記事における「惑星系」の解説

TOI-2319の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 11.56+6.58−6.14 M⊕ 0.1053+0.003−0.0031 11.6264+0.0022−0.0025 0.14+0.25−0.10 88.85±0.73° 3.41+0.14−0.12 R⊕ c 27.5 M⊕ — 24.38+6.23−3.4 0.115+0.173−0.08 88.89+0.18−0.15° 5.83±0.14 R⊕ TOI-2319にはトランジット系外惑星探索衛星（TESS）のデータを用いてプラネットハンターズのプロジェクトにより2個の太陽系外惑星が周囲を公転していることが発見された。2個の惑星は1か月の観測期間の間に合計3回トランジットを起こし、そのうち2回はTOI-2319 b、1回はTOI-2319 cによるトランジットであった。その後惑星の存在を確認するために、Telescopio Nazionale GalileoのHARPS-Nとローウェル天文台のEXPRESによるフォローアップ観測が行われた。TOI-2319 bの公転周期は約12日、TOI-2319 cは約24日である。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-2319」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-2319」の記事については、「TOI-2319」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/27 14:32 UTC 版)

「TOI-2076」の記事における「惑星系」の解説

TOI-2076の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.0682±0.0013 10.35509+0.0002−0.00014 — 88.9±0.11° 2.518±0.036 R⊕ c — 0.1093±0.0021 21.01538+0.00084−0.00074 — 88.84±0.12° 3.497±0.043 R⊕ d — 0.1539±0.0029 35.12537±0.00067 — 88.607±0.037° 3.232±0.063 R⊕ TOI-2076を公転する太陽系外惑星は、2020年にトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によってTOI-2076.01とTOI2076.02の2つの惑星候補が存在する可能性が示されていた。その後の観測によって、2021年にTOI-2076 b、TOI-2076 c、TOI-2076 dの3つの太陽系外惑星が確認された。TOI-2076 b（TOI-2076.01）の公転周期は10.4日である。当時TOI-2076 cとTOI-2076 dは詳細な公転周期が判明しておらず、17日以上としか判明していなかった。大きさはそれぞれ地球半径の3.3倍、4.4倍、4.1倍で、ミニ・ネプチューンであると予測されている。TOI-2076 bは地球の400倍の紫外線を受け取っている。 2022年3月7日、フォローアップ観測によってTOI-2076 c・TOI-2076 dの公転周期がそれぞれ約21日・約35日と判明した。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-2076」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-2076」の記事については、「TOI-2076」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:08 UTC 版)

「HD 158259」の記事における「惑星系」の解説

HD 158259の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.0085 MJ — 2.178 — — 0.107 RJ c >0.0173±0.0019 MJ — 3.432037±0.0002 — — — d >0.0167±0.0022 MJ — 5.198 — — — e >0.0182±0.003 MJ — 7.954 — — — f >0.0201±0.0041 MJ — 12.03 — — — g (候補) >0.01894±0.005 MJ — 17.46 — — — h (未確認) — — 374.32 — — — HD 158259には、b、c、d、e、fの5つの太陽系外惑星の存在が確認されており、惑星候補としてgが発見されている。これらの惑星は南フランスに位置するオート＝プロヴァンス天文台のSOPHIEのスペクトログラフによって発見され、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）でも内側に位置する惑星が確認されている。これらの惑星はミニ・ネプチューンやスーパー・アースとされている。bからgの6つの惑星は3:2の軌道共鳴にあると考えられている。もっとも内側の惑星bは地球の約2倍程度の質量を持っており、他の5つの惑星は地球質量の6倍とされている。6つの惑星は主星から離れた位置で形成され、その後軌道が内側に移動したと考えられている。 他に、公転周期が約374日の未確認の惑星hがある。

※この「惑星系」の解説は、「HD 158259」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 158259」の記事については、「HD 158259」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:54 UTC 版)

「TOI-561」の記事における「惑星系」の解説

研究に応じて、TOI-561には3つ（Weiss）または4つ（Lacedelli）の惑星が周囲を公転している。この不一致は、Weiss 2020のTOI-561 dに関連する2つのトランジット信号の異なる解釈に起因している。TESSによって観測されたトランジットは2つだけであり、16日間の3番目のトランジットはデータギャップの途中で発生している。Weissは、2つのトランジットを単一のミニ・ネプチューンサイズの惑星のトランジットに起因すると考えている。しかし、Lacedelli 2020による視線速度分析では、16日間の信号は検出されなかったものの、26日と77日の2つの追加の信号が検出されたため、それぞれ2つのトランジットに起因すると考えている。 TOI-561（Lacedelli et al 2020）の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.56±0.36 M⊕ 0.01055±0.0008 0.446578±0.000017 0 87.0+2.1−2.8° 1.423±0.066 R⊕ c 5.40±0.98 M⊕ 0.08809±0.0007 10.779±0.004 0.060+0.067−0.042 89.53+0.32−0.39° 2.878±0.096 R⊕ d 11.95±1.28 M⊕ 0.1569±0.0012 25.62±0.04 0.051+0.064−0.031 89.54+0.28−0.21° 2.53±0.13 R⊕ e 16.0±2.3 M⊕ 0.3274+0.0028−0.0027 77.23±0.39 0.061+0.051−0.042 89.75+0.14−0.08° 2.67±0.11 R⊕ TOI-561（Weiss et al 2020）の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.2±0.8 M⊕ 0.01064±0.00013 0.446573+0.000032−0.000021 0 — 1.45±0.11 R⊕ c 7.0±2.3 M⊕ 0.0888±0.0011 10.77892±0.00015 0 — 2.90±0.13 R⊕ f（d） 3.0+2.4−1.9 M⊕ 0.1174±0.0015 16.287±0.005 0 — 2.32±0.16 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「TOI-561」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-561」の記事については、「TOI-561」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:54 UTC 版)

「TOI-696」の記事における「惑星系」の解説

TOI-696の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.06+0.10−0.05 M⊕ 0.01251+0.00059−0.00056 0.8602322+0.0000068−0.0000048 0.041+0.066−0.032 87.55+1.60−1.43° 0.696±0.044 R⊕ c 0.39+0.43−0.27 M⊕ 0.0331+0.0016−0.0015 3.694247+0.0000024−0.0000021 0.034+0.070−0.029 89.09+0.57−0.46° 0.982+0.064−0.063 R⊕ .03 (候補) — 0.04 4.965222±0.000023 — — 0.91±0.08 R⊕ トランジット系外惑星探索衛星（TESS）によるトランジット法を用いた観測によって、「TOI-696.01」「TOI-696.02」の2つの惑星候補が存在する可能性が示された。これらの惑星候補の公転周期はそれぞれ約0.86日と約14.76日であった。しかし、それらの分析が行われた結果、TOI-696.01は存在する可能性が高いものの、TOI-696.02は誤検出である可能性が高くなった。その後、元々のTOI-696.02の約1/4の周期を持つ信号が発見され、この公転周期約3.69日の惑星候補がTOI-696.02として修正された。惑星候補はドップラー分光法を含んだフォローアップ観測が行われ、惑星の存在は確認された。 TOI-696 bとTOI-696 cとして指定されたこれらの惑星の発見・確認は、2021年10月22日にarXivにて公表された。bとcは岩石質の惑星である。bは公転周期が1日よりも小さな超短周期惑星である（約21時間）。bは平衡温度が700ケルビンを超え、昼側は1000ケルビンを超えている。地球が太陽から受ける放射線の93倍の量を受け取っていることを考慮すると、大気は侵食または失った可能性がある。自転と公転の同期が発生しているとされている。質量は地球の約1/3で、月の約5倍の質量である。bの大きさは地球の約0.696倍と、以前までにTESSが発見した惑星の中で一番小さな惑星とされていたTOI-175 bの約0.85倍よりもさらに小さい値となっている。cはハビタブルゾーンの内縁近くの領域であるVenus zoneに位置し、暴走温室効果が発生して金星と同様の環境となっている可能性がある。地球の約13.5倍の放射線を主星から受け取っている。cの大きさも約0.982倍で、地球よりも小さい。 TOI-696系には、さらにトランジット信号が検出されており、bやcより主星から離れた位置（0.04天文単位）を公転する第3の惑星「TOI-696.03」が存在する可能性がある。TOI-696.03の公転周期は約4.965日で、地球より小さいサイズである。現在はTOI-696.03が誤検出である可能性は低いが、この惑星候補は発見が遅かったため、地上からのフォローアップ観測ができなかった。そのため、TOI-696.03の存在は確認には至っていない。また、TOI-696.03はcと4:3の軌道共鳴の関係にあることが判明している。地球が太陽から受ける放射線の9倍を受け取っている。 TOI-696の惑星は、今後のさらなる観測や大気の研究を目的としたジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による観測の有力なターゲットになると期待されている。また、bとcの間にある0.014~0.029天文単位の範囲で未知の惑星が存在する余地も残されている。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-696」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-696」の記事については、「TOI-696」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:56 UTC 版)

「TOI-763」の記事における「惑星系」の解説

2020年8月、2つの太陽系外惑星及び1つの候補が発見された。TOI-763 b、TOI-763 cはトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によるトランジット法を用いた観測で発見され、それぞれ公転周期が約5.6日、12.3日の海王星型惑星である。惑星候補TOI-763 dはドップラー分光法を用いて発見された。公転周期は約47.8日である。なお、TESSの光度曲線の分析ではdは確認されなかった。 TOI-763の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.0308±0.00245 MJ 0.06±0.0006 5.6057±0.0013 0.04+0.03−0.04 — 0.2034±0.0098 RJ c 0.02932±0.00321 MJ 0.1±0.001 12.2737+0.0053−0.0077 0.04+0.04−0.03 — 0.2346±0.0107 RJ d (候補) >0.03002±0.005 MJ 0.2504+0.009−0.01 47.7991±2.74 — — —

※この「惑星系」の解説は、「TOI-763」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-763」の記事については、「TOI-763」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:08 UTC 版)

「TOI-1338」の記事における「惑星系」の解説

土星サイズの惑星 TOI-1338 b は、主星と同一平面上にある約1°以内の軌道を持っている。これは、連星系の軌道と惑星の軌道が同じ平面上にあることを意味する。主星の自転も連星や惑星の軌道と一致している（赤道傾斜角 β=2.8±17.1）。周連星惑星を持つ恒星においてロシター効果が測定されたのはこれが2回目である。ケプラー16は、このような測定を行った最初の惑星系であった。TOI-1338のアラインメントは、惑星が単一の周連星円盤から形成されたことを示唆している。 TOI-1338の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 33.0±20.0 M⊕ 0.4607+0.0084−0.0088 95.174+0.031−0.035 0.0880+0.0043−0.0033 89.37+0.35−0.26° 6.85±0.19 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「TOI-1338」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-1338」の記事については、「TOI-1338」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:08 UTC 版)

「TOI-1749」の記事における「惑星系」の解説

TOI-1749の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.9+2.2−1.3 M⊕ 0.0291±0.0005 2.38839+0.00031−0.00066 0.02+0.06−0.02 86.4+0.9−0.6° 1.39+0.21−0.19 R⊕ c 2.1+5.7−1.6 M⊕ 0.0443±0.0008 4.4929+0.0038−0.0027 0.007+0.007−0.005 88.8+1.0−0.3° 2.12±0.12 R⊕ d 4.3+6.2−3.5 M⊕ 0.0707±0.0012 9.0497+0.0049−0.0032 0.015+0.017−0.011 88.53+0.11−0.09° 2.52±0.15 R⊕ TOI-1749はトランジット法を用いたトランジット系外惑星探索衛星（TESS）によって観測され、公転周期が4.49日と9.05日とされた2つの惑星候補が発見され、それらは「TOI-1749.01」「TOI-1749.02」と指定された。また、「TOI-1749.03」と指定された追加の惑星候補も発見され、主星から近い順に.03、.01、.02となっている。これらの惑星候補はフォローアップ観測を経て、それぞれ「TOI-1749 b」「TOI-1749 c」「TOI-1749 d」として2021年に確認、これらの惑星の発見を報告するarXivの論文は2021年7月12日に公表された。 これら3つの太陽系外惑星は、bが地球型惑星（スーパー・アース）、c・dが海王星型惑星（ミニ・ネプチューン）である。これらの惑星は、元々はすべて水素の外層を持っていたと考えられるが、後に最も内側を公転するbの水素の外層のみが失われ、現在の姿になったと考えられている。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-1749」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-1749」の記事については、「TOI-1749」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:50 UTC 版)

「TOI-178」の記事における「惑星系」の解説

TOI-178の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.50+0.39−0.44 M⊕ 0.02607±0.00078 1.914558±0.000018 — 88.8+0.8−1.3° 1.152+0.073−0.070 R⊕ c 4.77+0.55−0.68 M⊕ 0.0370±0.0011 3.238450+0.000020−0.000019 — 88.4+1.1−1.6° 1.669+0.114−0.099 R⊕ d 3.01+0.80−1.03 M⊕ 0.0592±0.0018 6.557700±0.000016 — 88.58+0.20−0.18° 2.572+0.075−0.078 R⊕ e 3.86+1.25−0.94 M⊕ 0.0783+0.0023−0.0024 9.961881±0.000042 — 88.71+0.16−0.13° 2.207+0.088−0.090 R⊕ f 7.72+1.67−1.52 M⊕ 0.1039±0.0031 15.231915+0.000115−0.000095 — 88.723+0.071−0.069° 2.287+0.108−0.110 R⊕ g 3.94+1.31−1.62 M⊕ 0.1275+0.0038−0.0039 20.70950+0.00014−0.00011 — 88.823+0.045−0.047° 2.87+0.14−0.13 R⊕ 以前から、TOI-178の周囲には3つの惑星候補が知られており、それぞれ「TOI-178.01」、「TOI-178.02」、「TOI-178.03」とされ、いずれも2018年にトランジット系外惑星探索衛星（TESS）に発見された惑星の候補に加えられた。これら3つの惑星候補の公転周期はそれぞれ6.5577日、10.354252日、9.955936日であった。この段階ではTESSによって27日間の観測が行われており、3つの惑星候補はそれぞれ4回、3回、2回トランジットを起こした。また、更に惑星が存在する可能性も示されていた。 その後、CHEOPSや超大型望遠鏡VLTによる観測でTOI-178にb、c、d、e、f、gの6個の太陽系外惑星の存在が確認された。これらはすべてハビタブルゾーンの内側にあり、トランジット法で発見された。一番公転周期が長く離れた位置で公転しているgの表面温度は470ケルビンである。b、cは地球型惑星（スーパー・アース）、d、e、f、gは海王星型惑星（ミニ・ネプチューン）である。 国際天文学連合（IAU）の太陽系外惑星の命名規則によってTOI-178 b～TOI-178 gといった名称が与えられた6個の惑星のうち、外側の惑星5個は軌道共鳴の関係にあることが知られている。それぞれの惑星の公転周期はbが1.91日、cが3.24日、dが6.56日、eが9.96日、fが15.23日、gが20.71日である。これは完全な整数比ではないが、およそ1.37日を基準として、それらの惑星がパターンを形成している。惑星c～gの公転周期の比は、2:4:6:9:12、または18:9:6:4:3として表すことができる一連の共鳴を形成している。つまり、惑星cが18周するごとに、惑星dは9周、惑星eは6周、惑星fは4周、惑星gは3周するということである。 更に、惑星bは同じ軌道共鳴の一部となる場所の近くを公転している。約1.95日というわずかに大きな軌道では、惑星cと3:5の共鳴関係にある。TOI-178系全体が元々1つの長い軌道共鳴の関係にあった可能性があるが、後に恐らく潮汐の相互作用によって、最も内側の惑星がその関係からはじき出されたとみられる。 なお、他に惑星が6個存在する惑星系としてケプラー11系やケプラー20系、HD 40307系等が存在する（複数惑星系の一覧、惑星数が多い惑星系の一覧も参照）。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-178」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-178」の記事については、「TOI-178」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:49 UTC 版)

「TOI-174」の記事における「惑星系」の解説

TOI-174の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径.04 (候補) — — 3.9766639 — — 0.80711 R⊕ .05 (候補) — — 7.9076723 — — 0.92752 R⊕ .03 (候補) — — 12.162217 — — 1.17667 R⊕ b 17.92+1.41−14.00 M⊕ 0.121±0.001 17.667+0.142−0.095 0 — 1.872±1.32 R⊕ c 17.18+1.07−13.77 M⊕ 0.170±0.001 29.625+0.224−0.171 0 — 2.149±0.345 R⊕ 最初、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）によるトランジット法を用いた観測によって「TOI-174.01」「TOI-174.02」「TOI-174.03」「TOI-174.04」の4つの惑星候補が存在する可能性が示された。公転周期はそれぞれ約17.7日、約29.8日、約12.2日、約4日である。 その後、高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）によるドップラー分光法を用いたフォローアップ観測でTOI-174.01とTOI-174.02の2つの惑星候補の存在が確認され、それぞれ「TOI-174 b」「TOI-174 c」として指定された。この発見を公表した論文は2018年12月11日にarXivへ投稿された。これらの惑星のトランジットの深さはそれぞれ663±48 ppm、627±61 ppmである。bとcは3:5の軌道共鳴の関係にある。bとcは海王星型惑星とされている。 TOI-174.03とTOI-174.04は未だ確認されておらず、候補段階の惑星である。さらに、2021年10月には新たに約8日の公転周期を持つ「TOI-174.05」が惑星候補として加えられている。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-174」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-174」の記事については、「TOI-174」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 03:07 UTC 版)

「TOI-1130」の記事における「惑星系」の解説

TOI-1130には、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）によって海王星型惑星と木星型惑星（ホット・ジュピター）の2つの太陽系外惑星が発見されている。公転周期が10日未満のホット・ジュピターは主星に非常に近く、通常は0.1天文単位より内側を公転している。それらの惑星系では、軌道距離の数倍以内に他の惑星が公転している事例は少なかった。そのような惑星系は以前までにWASP-47系、ケプラー730系のみであった。TOI-1130系は、公転周期が10日より短いホット・ジュピターと2番目の惑星が公転していることが知られている惑星系としては3番目に発見された惑星系である。 内側の惑星TOI-1130 bは、海王星サイズの惑星で、公転周期は約4.1日である。表面温度は527℃。外側の惑星TOI-1130 cは、ホット・ジュピターで、公転周期は約8.4日である。表面温度は364℃。 これらの惑星は、Huang博士や共著者がTESSの観測データを解析して発見した。その後、パンスターズ、TRAPPIST望遠鏡、SMARTS望遠鏡による地上からの観測で惑星の存在が発見された。未だに大量のTESS観測データが解析されていないため、より多くのTOI-1130系のような惑星系の発見が期待できるとされている。 TOI-1130の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b — 0.04394+0.00035−0.00038 4.066499+4.6e-05−4.5e-05 0.22±0.11 87.98+0.86−0.46° 0.3256±0.009 RJ c 0.974+0.043−0.044 MJ 0.07098+0.00056−0.0006 8.350381+3.3e-05−3.3e-05 0.047+0.04−0.027 87.43±0.16° 1.5+0.27−0.22 RJ

※この「惑星系」の解説は、「TOI-1130」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-1130」の記事については、「TOI-1130」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:49 UTC 版)

「HD 213885」の記事における「惑星系」の解説

HD 213885の周囲を公転する惑星はトランジット系外惑星探索衛星（TESS）による観測で発見され、arXivでは2019年3月18日にその発見が報告された。HD 213885 bは、地球の約1.74倍の半径を持つスーパー・アースである。bの公転周期はほぼ1日であり、表面の温度は1855℃にもなるため、マグマの海に覆われているとされている。bは、同じスーパー・アースであるかに座55番星eに似ている可能性がある。HD 213885 cの質量は地球の約19.9倍であり、海王星と似た惑星である。また、透過光分光法を利用することで大気を調査することが可能であるかもしれない。 HD 213885の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.02778±0.00208 MJ 0.02012+0.00015−0.00012 1.008035±2.1e-05 0 80.09+0.62−0.5° 0.15568±0.00464 RJ c >0.06277±0.00434 MJ 0.056798+0.00044−0.00032 4.78503+0.00056−0.00051 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 213885」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 213885」の記事については、「HD 213885」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/03/05 04:03 UTC 版)

「ペガスス座51番星」の記事における「惑星系」の解説

詳細は「ペガスス座51番星b」を参照 ペガスス座51番星は、木星の半分ほどの質量がある惑星ペガスス座51番星b (51 Pegasi b) を持つ。1995年にジュネーブ天文台のミシェル・マイヨール、ディディエ・ケローらにより発見された。この惑星は木星に似た組成を持つと推測されており、主星から0.05au（太陽-水星の距離の1/6）という近距離を4.2日で公転している。そのため表面は1000℃まで熱せられていると考えられている。このようなタイプの惑星はホット・ジュピターと呼ばれ、発見当初は惑星形成理論で説明できない常識外れな惑星だと考えられたが、後に似たような惑星が数多く発見されている。 ペガスス座51番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Dimidium) >0.468 ± 0.007 MJ 0.052 4.23077 ± 0.00005 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「ペガスス座51番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ペガスス座51番星」の記事については、「ペガスス座51番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/12/26 02:48 UTC 版)

「TOI-125」の記事における「惑星系」の解説

TOI-125の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径.04 (候補) — — 0.528 — — 0.125 RJ b 0.0299±0.00277 MJ 0.05186+0.00086−0.00077 4.65382+0.00033−0.00031 0.194+0.041−0.036 88.92+0.7−0.6° 0.2432±0.00669 RJ c 0.02086±0.00311 MJ 0.0814±0.0013 9.15059+0.0007−0.00082 0.066+0.07−0.047 88.54+0.41−0.19° 0.24614±0.009 RJ .05 (候補) — — 13.28 — — — d 0.0428±0.0038 MJ 0.137±0.0022 19.98+0.005−0.0056 0.168+0.088−0.062 88.795+0.18−0.1° 0.2614±0.0152 RJ 恒星「TIC 52368076」において、トランジット系外惑星探索衛星（TESS）による観測データの分析による光度変化が発見され、「TOI-125」という名称が与えられた。TOI-125には、TESSがトランジット法を使用して5つの太陽系外惑星が存在する可能性が示されている。しかし、現時点で存在が確認されている惑星はTOI-125 b、TOI-125 c、TOI-125 dの3つのみである。 5つの太陽系外惑星候補のうち、2019年にb（.01）、c（.02）の存在が追加観測により確認された。そして、2020年にd（.03）の存在が確認された。これら3つの惑星はすべて海王星型惑星（ミニ・ネプチューン）とされている。まだ確認されていない2つの候補（.04、.05）については、トランジットが不明瞭なため、追加の観測が必要である。.04は半径が地球の1.4倍程度で、公転周期が1日以下の極超短周期惑星である。.05の大きさは不明であるが、小さな惑星であると推測されている。

※この「惑星系」の解説は、「TOI-125」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「TOI-125」の記事については、「TOI-125」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/10/30 14:47 UTC 版)

「HIP 79431」の記事における「惑星系」の解説

2010年にHIP 79431の周囲を公転している惑星が発見された。この惑星は木星の2.1倍程の質量を持ち、恒星から約0.36AU離れたところを公転している。 HIP 79431の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Barajeel) 2.1 MJ 0.36 111.7 ± 0.7 0.29 — —

※この「惑星系」の解説は、「HIP 79431」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HIP 79431」の記事については、「HIP 79431」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2015/05/24 08:47 UTC 版)

「HD 217107」の記事における「惑星系」の解説

HD 217107の視線速度の研究は1998年に行われ、視線方向の速度が7.1日間周期で変化していることが明らかとなった。周期と変化の幅は、下限質量が木星質量よりも若干重い惑星が周囲を公転していることを示していた。この惑星は、HD 217107 bと名付けられた。 軌道周期が10日間より短いほとんどの惑星はほぼ円形の軌道であるが、HD 217107 bは若干扁平な軌道を持っており、発見者は、これは数天文単位の軌道を公転する2番目の惑星の重力の影響であると仮説を立てた。2005年に2番目の惑星が発見され、恒星の視線速度の長期間の観測により、半径4.3天文単位の非常に扁平な軌道を持つ最低で木星質量の2倍の惑星による約8年間の周期を明らかにした。この2番目の惑星は、HD 217107 cと名付けられた。 HD 217107の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率半径b ? 1.39 ± 0.11 MJ 0.0748 ± 0.0043 7.126816 ± 0.000039 0.1267 ± 0.0052 — c ? 2.60 ± 0.15 MJ 4.32 ± 0.38 4270 ± 220 0.517 ± 0.033 —

※この「惑星系」の解説は、「HD 217107」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 217107」の記事については、「HD 217107」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/02 10:05 UTC 版)

「アンドロメダ座14番星」の記事における「惑星系」の解説

2008年に惑星の発見が報告され、アンドロメダ座14番星bと名づけられた。惑星の質量の下限値は4.8木星質量で、軌道長半径が0.83天文単位の円軌道を186日で公転している。巨星の周囲に惑星が見つかった他の例としては、くじら座81番星、やまねこ座6番星、HD 167042 などが存在する。 アンドロメダ座14番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Spe) 5.33 ± 0.57 MJ 0.83 185.84 ± 0.23 0 — —

※この「惑星系」の解説は、「アンドロメダ座14番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「アンドロメダ座14番星」の記事については、「アンドロメダ座14番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/02 10:04 UTC 版)

「しし座ガンマ星」の記事における「惑星系」の解説

2009年11月6日にしし座γ1星に太陽系外惑星しし座γ星bが発見された。 しし座γ星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b ≥8.78 MJ 1.19 429 0.14 — — c（未確定） ≥2.14 MJ 2.6 1340 0.13 — —

※この「惑星系」の解説は、「しし座ガンマ星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「しし座ガンマ星」の記事については、「しし座ガンマ星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2012/04/30 04:14 UTC 版)

「OGLE-2006-BLG-109L」の記事における「惑星系」の解説

2008年、重力マイクロレンズを用いて2つの太陽系外惑星が発見された。2つの惑星は、太陽系で言うと木星と土星の位置にある。 恒星は少なくとも2つの太陽系外惑星からなる惑星系に囲まれており、OGLE-2006-BLG-109Lbは約0.71木星質量、OGLE-2006-BLG-109Lcは約0.27木星質量である。これらの質量比、距離比、平衡温度は、太陽系の木星と土星やおおぐま座47番星の惑星系に類似している。2つの惑星は、Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) プロジェクトで重力マイクロレンズ法によって同時に発見され、2008年2月14日に公表された。 OGLE-2006-BLG-109Lの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率b 0.71 ± 0.08 MJ 2.3 ± 0.2 1,825 ± 365 ? c 0.27 ± 0.03 MJ 4.6 ± 0.5 5,100 ± 730 0.11

※この「惑星系」の解説は、「OGLE-2006-BLG-109L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「OGLE-2006-BLG-109L」の記事については、「OGLE-2006-BLG-109L」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2011/11/12 16:29 UTC 版)

「HD 50554」の記事における「惑星系」の解説

2002年、周囲を公転する木星型惑星がデブラ・フィッシャーにより視線速度法を用いて発見された。親星から341億km離れて扁平な軌道を描いて公転している。 HD 50554の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率b >4.46 ± 0.48 MJ 2.28 ± 0.13 1224 ± 12 0.444 ± 0.038

※この「惑星系」の解説は、「HD 50554」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 50554」の記事については、「HD 50554」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/20 21:50 UTC 版)

「A型主系列星」の記事における「惑星系」の解説

A型星は典型的には数億歳と若く、また多くは恒星単独での放射に予測されるよりも多くの赤外線波長での放射を行っている。これは赤外超過として知られる現象である。赤外超過は、恒星の周囲にある、惑星が形成されている現場であるデブリ円盤の塵からの放射が担っている。 太陽系外惑星のサーベイ観測では、重い惑星はA型星の周りで一般的に形成されることを示唆されるが、これらの惑星は視線速度法を用いて検出することは難しい。これは、A型主系列星は多くの場合非常に高速で自転しており、スペクトル線の線幅が非常に広くなってしまうため、公転する惑星によって引き起こされるスペクトル線のドップラー効果を測定するのが難しくなってしまうことが原因である。また、恒星が明るいため惑星が手前を横切った際の減光率も小さくなり、トランジット法でも検出は難しくなるという観測上の困難点が存在する。 しかしこのような重い恒星は進化して低温な赤色巨星となり、この段階では自転はより低速になるため、視線速度法を用いて測定することが可能になる。そのため、かつてA型主系列星であったと考えられる低温な巨星の周りに惑星を探すことで、A型主系列星周りでの惑星形成を理解しようという研究が行われている。2011年初頭の段階では、ポルックスやケフェウス座γ星、りゅう座ι星などの進化したK型巨星の周りに、30個程度の木星型惑星が発見されている。幅広い種類の恒星を対象とした視線速度法を用いた系外惑星サーベイ観測では、太陽の2倍の質量を持った恒星のうち6個に1個は、1個以上の木星サイズの惑星を持っていることが示されている。なお、太陽に類似した恒星の場合は16個に1個の割合である。 上記の通りA型主系列星の周りでトランジット法を用いて系外惑星を検出するのは難しいが、近年では発見報告も存在する。2017年時点では、トランジットをする系外惑星はA型星の周りでは6個のみが発見されていた。また，より高温のB型星周りでは発見報告が存在しなかった。2017年に KELT-9 を公転する惑星 KELT-9b がトランジット法により発見されたが、この主星である KELT-9 のスペクトル型は A0V もしくは B9.5V と、A型主系列星とB型主系列星の境界に位置している。KELT-9b は平衡温度が 4050 K、恒星の放射を受けている昼面の温度は 4600 K とK型主系列星並みの高温となっており、2020年までに発見されている中で最も高温な系外惑星である。また主星の KELT-9 は、トランジットする系外惑星を持つことが確認されている恒星としては、最も高温で最も重く、最も光度が大きい恒星である。なお、2020年の時点で平衡温度が2番目に高い系外惑星は WASP-33b（英語版） であり、主星の HD 15082（英語版） はA型主系列星 (A5V) である。2020年の時点では、A型星を公転する系外惑星は20個程度が検出されている (ただし主系列星だけではなく準巨星なども含む)。 その他に、系外惑星、あるいはその候補天体が発見されているA型星の例としては、フォーマルハウト、がか座β星、HD 95086 (惑星は HD 95086 b（英語版）) がある。

※この「惑星系」の解説は、「A型主系列星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「A型主系列星」の記事については、「A型主系列星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/21 05:26 UTC 版)

「NGTS-12」の記事における「惑星系」の解説

2020年9月22日、NGTS-12の周囲を公転している太陽系外惑星、NGTS-12bが存在することを公表する論文がarXivに投稿された。NGTS-12bはトランジット法で発見された。公転周期は約7.53日で、主星から約0.0757天文単位離れた位置を公転している。NGTS-12bはトランジット法を使用したトランジット系外惑星探索衛星（TESS）、そしてドップラー分光法を使用した高精度視線速度系外惑星探査装置（HARPS）とFEROSによるフォローアップ観測が行われた。NGTS-12bはNGTSが中心となった観測で最も長い公転周期を持つ惑星である。 NGTS-12の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 0.208±0.022 MJ 0.0757±0.0014 7.532806±4.8e-05 — 88.9±0.8° 1.048±0.032 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-12」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-12」の記事については、「NGTS-12」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/08/02 23:35 UTC 版)

「CoRoT-1」の記事における「惑星系」の解説

この恒星は、COROTミッションで最初に発見された太陽系外惑星、CoRoT-1bの親星である。惑星は木星とほぼ同じ質量であり、CoRoT-1から約0.02AUの軌道を公転している。一方太陽系では、水星軌道でさえ太陽から約0.387AUの距離がある。CoRoT-1bはCoRoT-1に潮汐固定されていると推定されている。 この惑星は、赤外線ではなく可視光で発見された最初の惑星である。また、他のホット・ジュピターとは異なり、恒星に面している半球から面していない半球への熱移動はそれほど大きくないと考えられている。 CoRoT-1の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 1.03±0.12 MJ 0.0254±0.0004 1.5089557±6.4×10−6 0.0 85.1±0.5° 1.49±0.08 RJ

※この「惑星系」の解説は、「CoRoT-1」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「CoRoT-1」の記事については、「CoRoT-1」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/09/21 04:09 UTC 版)

「ADS 16402」の記事における「惑星系」の解説

2006年、HATネットプロジェクトは、ADS 16402B（HAT-P-1）の周りをホットジュピター型の惑星が公転していることを発見したと発表した。この惑星はHATネットプロジェクトによって発見された1番目の惑星で、プロジェクトの命名規則に基づいてHAT-P-1bと命名された。 ADS 16402の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 0.524 ± 0.019 MJ 0.05561 ± 0.00083 4.46529976 ± 0.00000055 0 85.634 ± 0.056° 1.319 ± 0.019 RJ

※この「惑星系」の解説は、「ADS 16402」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「ADS 16402」の記事については、「ADS 16402」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/24 07:47 UTC 版)

「HD 48265」の記事における「惑星系」の解説

2008年10月、太陽系外惑星HD 48265 bが周囲を公転しているのが発見された。この惑星は、マゼラン惑星捜索計画（英語版）によって、視線速度法で太陽に似た恒星およそ400個をしらみ潰しに監視する中で発見された。 HD 48265の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Naqaỹa) > 1.47 ± 0.12 MJ 1.81 ± 0.07 780.3 ± 4.6 0.08 ± 0.05 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 48265」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 48265」の記事については、「HD 48265」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/01/25 23:57 UTC 版)

「HD 98219」の記事における「惑星系」の解説

2011年、ケック天文台での観測によるHD 98219の周囲を公転する惑星の発見が報告された。この惑星は木星の約1.8倍程の質量を持ち、恒星から約1.23au離れたところを公転している。 HD 98219の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Ixbalanqué) 1.7 ± 0.1 MJ 1.23 ± 0.03 436.9 ± 4.5 <0.21 — —

※この「惑星系」の解説は、「HD 98219」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 98219」の記事については、「HD 98219」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/22 01:06 UTC 版)

「NGTS-13」の記事における「惑星系」の解説

2021年1月12日、NGTS-13の周囲を公転している太陽系外惑星、NGTS-13bが存在することを公表する論文がarXivに投稿された。NGTS-13bはトランジット法で発見された。公転周期は約4.119日で、主星から約0.0549天文単位離れた位置を公転している。NGTS-13bは次世代トランジットサーベイ（NGTS）による観測で発見され、トランジット法を使用したトランジット系外惑星探索衛星（TESS）やドップラー分光法を使用したCORALIEによるフォローアップ観測が行われた。NGTS-13bの質量は木星質量の4倍を超える。 NGTS-13の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 4.84±0.44 MJ 0.0549+0.0018−0.0025 4.119027±2.3e-05 0.086±0.034 88.7±1.2° 1.142±0.046 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-13」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-13」の記事については、「NGTS-13」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/22 01:10 UTC 版)

「NGTS-3」の記事における「惑星系」の解説

NGTS-3Aの周囲を公転しているNGTS-3Abの発見を公表する論文が2018年5月3日に投稿された。NGTS-3Abはトランジット法で発見された惑星である。NGTS-3Abは膨張したホット・ジュピターである。 NGTS-3Aの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.38±0.26 MJ 0.023+0.0065−0.0046 1.6753728±3e-06 0 89.56+0.31−0.48° 1.48±0.37 RJ

※この「惑星系」の解説は、「NGTS-3」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「NGTS-3」の記事については、「NGTS-3」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/03/25 07:19 UTC 版)

「O型主系列星」の記事における「惑星系」の解説

O型星を含む非常に高温な恒星では、太陽系外惑星の発見報告は極めて少ない。これは重く高温な恒星ほど数が少なく、また惑星を探査するための観測が行いづらいことによる観測バイアスの影響が大きい。また大質量の恒星は進化が速く、その周囲で惑星が形成されるかどうかの理論的・観測的な研究も進んでいない。 2017年時点では、トランジットをする系外惑星はA型星の周りでも6個しか知られておらず、さらに高温なO型星、B型星周りでのトランジット惑星の発見報告は一つも存在しなかった。NASA による系外惑星のデータベースであるNASA Exoplanet Archive のデータでは、2020年2月の時点でB型星周りの系外惑星は8個が掲載されており、主に直接撮像や惑星による中心星の光度変化から発見されている。しかしO型星まわりの系外惑星は発見報告が存在しない。

※この「惑星系」の解説は、「O型主系列星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「O型主系列星」の記事については、「O型主系列星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2016/09/25 23:01 UTC 版)

「おひつじ座30番星」の記事における「惑星系」の解説

2009年にBの連星系に太陽系外惑星おひつじ座30番星Bbが発見された。4重連星系に太陽系外惑星が発見されたのは2012年に発見したケプラー64(PH1)に次いで2例目となる。発見されたのはおひつじ座30番星Bbが先だが、当時はおひつじ座30番星は3重連星系と思われていた。しかし2015年におひつじ座30番星Bに新たに太陽よりはるかに小さな伴星(おひつじ座30番星D)が発見されたことによっておひつじ座30番星Bbは4重連星系の中を公転する2例目の太陽系外惑星となった。おひつじ座30番星Bbは木星の9.88倍の質量を持つ巨大ガス惑星とされている。主星からの距離と公転周期は地球とほぼ一致する。 おひつじ座30番星Bの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 9.88±0.94 MJ 0.995±0.012 335.1±2.5 0.289±0.092 — —

※この「惑星系」の解説は、「おひつじ座30番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「おひつじ座30番星」の記事については、「おひつじ座30番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2016/12/01 20:09 UTC 版)

「PSR B1620-26」の記事における「惑星系」の解説

PSR B1620-26bは、ドップラーシフトによって見つかった。 1990年代初め、ドナルド・バッカーらは、彼らが連星パルサーだと思っていた天体を研究中、そのドップラーシフトを説明するためには3番目の天体が必要となることに気づいた。数年のうちに、パルサーと白色矮星を公転する惑星の重力効果が測定され、その質量が恒星にしては少なすぎる値になることが分かった。3番目の天体が惑星だという結論は、1993年にステファン・ソーセットらによって発表された。 PSR B1620-26の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 2.5 ± 1 MJ 23 ~36,500 低い — —

※この「惑星系」の解説は、「PSR B1620-26」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「PSR B1620-26」の記事については、「PSR B1620-26」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2016/12/12 01:46 UTC 版)

「いるか座18番星」の記事における「惑星系」の解説

2008年2月19日、10.3木星質量の太陽系外惑星が発見され、いるか座18番星bと命名された。 いるか座18番星の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b (Arion) >10.3 MJ 2.6 993.3 ± 3.2 0.08 ± 0.01 166.1 ± 6.5° —

※この「惑星系」の解説は、「いるか座18番星」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「いるか座18番星」の記事については、「いるか座18番星」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/02/02 09:50 UTC 版)

「HD 33564」の記事における「惑星系」の解説

赤外線天文衛星IRASによる観測で、遠赤外線での放射が強いことがわかり、恒星の周囲を取り巻く低温の塵の円盤が存在するものと考えられた。しかし、スピッツァー宇宙望遠鏡による観測では、赤外線は背景の銀河から来ていることが示され、円盤の存在は否定された。 2005年、HD 33564の視線速度を精密に測定し、その時間による変化を分析した結果、恒星の周囲を公転する系外惑星HD 33564 bが発見された。 惑星bの軌道長半径は1.1AUで、一方、楽観的にみたハビタブルゾーンは恒星から1.31--3.00AU離れた領域にあるので、惑星bは概ねハビタブルゾーンより内側に存在するが、離心率が大きく、恒星から最も離れた時の距離は1.43AUに達するため、公転周期の内4割程度はハビタブルゾーンを通っている可能性がある。 HD 33564の惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b > 9.1 MJ 1.1 388 ± 3 0.34 ± 0.02 — 2.0879 RJ

※この「惑星系」の解説は、「HD 33564」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「HD 33564」の記事については、「HD 33564」の概要を参照ください。

惑星系

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/03/10 15:42 UTC 版)

「MOA-2007-BLG-192L」の記事における「惑星系」の解説

太陽系外惑星MOA-2007-BLG-192Lbの発見は、2008年6月2日に発表された。この惑星は、2007年5月24日に、ニュージーランドのマウントジョン天文台で行なわれていたMOAプロジェクトの観測中に、重力マイクロレンズ現象が検出され、発見された。この惑星は地球の3.3倍程度の質量で、それまで発見された太陽系外惑星の中で最も小さいものの1つである。 MOA-2007-BLG-192Lの惑星名称（恒星に近い順）質量軌道長半径（天文単位）公転周期(日)軌道離心率軌道傾斜角半径b 3.3 +4.9−1.8 M⊕ 0.62 +0.22−0.16 799.54 — — 2.415 R⊕

※この「惑星系」の解説は、「MOA-2007-BLG-192L」の解説の一部です。
「惑星系」を含む「MOA-2007-BLG-192L」の記事については、「MOA-2007-BLG-192L」の概要を参照ください。

ウィキペディア小見出し辞書の「惑星系」の項目はプログラムで機械的に意味や本文を生成しているため、不適切な項目が含まれていることもあります。ご了承くださいませ。 お問い合わせ。

Weblio日本語例文用例辞書
索引トップ 用語の索引 ランキング
辞典・百科事典の検索サービス - Weblio辞書辞典・百科事典の検索サービス - Weblio辞書

「惑星系」の例文・使い方・用例・文例

Weblio日本語例文用例辞書はプログラムで機械的に例文を生成しているため、不適切な項目が含まれていることもあります。ご了承くださいませ。

英和和英テキスト翻訳>> Weblio翻訳
英語⇒日本語日本語⇒英語
  

辞書ショートカット

カテゴリ一覧

全て

＋ ビジネス

＋ 業界用語

＋ コンピュータ

＋ 電車

＋ 自動車・バイク

＋ 船

＋ 工学

＋ 建築・不動産

＋ 学問

＋ 文化

＋ 生活

＋ ヘルスケア

＋ 趣味

＋ スポーツ

＋ 生物

＋ 食品

＋ 人名

＋ 方言

＋ 辞書・百科事典

すべての辞書の索引

あいうえお
かきくけこ
さしすせそ
たちつてと
なにぬねの
はひふへほ
まみむめも
やゆよ
らりるれろ
わをん
がぎぐげご
ざじずぜぞ
だぢづでど
ばびぶべぼ
ぱぴぷぺぽ
ＡＢＣＤＥ
ＦＧＨＩＪ
ＫＬＭＮＯ
ＰＱＲＳＴ
ＵＶＷＸＹ
Ｚ
１２３４５
６７８９０
記号

Weblioのサービス

「惑星系」の関連用語

1
惑星系を成す天体
ウィキペディア小見出し辞書
94% |||||

2
起源と進化
ウィキペディア小見出し辞書
78% |||||

3
太陽系外惑星系の提唱
ウィキペディア小見出し辞書
58% |||||

4
複数の惑星を持つ惑星系
ウィキペディア小見出し辞書
58% |||||

5
惑星系と塵円盤
ウィキペディア小見出し辞書
56% |||||

6
地動説の提唱
ウィキペディア小見出し辞書
54% |||||

7
6個以上惑星を持っている可能性のある惑星系
ウィキペディア小見出し辞書
54% |||||

8
グリーゼ581惑星系内での比較
ウィキペディア小見出し辞書
54% |||||

9
かつて6個以上惑星を持つとされていた惑星系
ウィキペディア小見出し辞書
52% |||||

10
太陽系外惑星系との比較
ウィキペディア小見出し辞書
52% |||||

惑星系のお隣キーワード

惑星状星雲中心星

惑星直列

惑星破壊プロトンミサイル

惑星科学

惑星科学研究センター

惑星移動

惑星系

惑星記号

惑星質量天体

惑星軌道

惑星軌道の永年変化

惑星通信社

惑星連邦

検索ランキング

   

 英語⇒日本語
日本語⇒英語		    


惑星系のページの著作権
Weblio 辞書 情報提供元は 参加元一覧 にて確認できます。

   
デジタル大辞泉デジタル大辞泉
(C)Shogakukan Inc.
株式会社 小学館
ウィキペディアウィキペディア
All text is available under the terms of the GNU Free Documentation License.
この記事は、ウィキペディアの惑星系 (改訂履歴)の記事を複製、再配布したものにあたり、GNU Free Documentation Licenseというライセンスの下で提供されています。 Weblio辞書に掲載されているウィキペディアの記事も、全てGNU Free Documentation Licenseの元に提供されております。
ウィキペディアウィキペディア
Text is available under GNU Free Documentation License (GFDL).
Weblio辞書に掲載されている「ウィキペディア小見出し辞書」の記事は、Wikipediaのエリダヌス座イプシロン星 (改訂履歴)、ベガ (改訂履歴)、HD 4113 (改訂履歴)、ヘルクレス座14番星 (改訂履歴)、OGLE-2005-BLG-071L (改訂履歴)、MOA-2007-BLG-400L (改訂履歴)、しし座DP星 (改訂履歴)、くじら座94番星 (改訂履歴)、GJ 3021 (改訂履歴)、HAT-P-12 (改訂履歴)、OGLE-TR-111 (改訂履歴)、OGLE-TR-182 (改訂履歴)、K2-187 (改訂履歴)、OGLE2-TR-L9 (改訂履歴)、HD 221287 (改訂履歴)、グルームブリッジ34 (改訂履歴)、HD 30177 (改訂履歴)、HD 37605 (改訂履歴)、HD 76700 (改訂履歴)、HD 75289 (改訂履歴)、HD 111232 (改訂履歴)、HD 141937 (改訂履歴)、HAT-P-8 (改訂履歴)、HD 32518 (改訂履歴)、1SWASP J140747.93-394542.6 (改訂履歴)、OGLE-2005-BLG-169L (改訂履歴)、OGLE-2007-BLG-368L (改訂履歴)、OGLE-TR-56 (改訂履歴)、OGLE-TR-10 (改訂履歴)、MOA-2008-BLG-310L (改訂履歴)、HD 4203 (改訂履歴)、HD 4308 (改訂履歴)、HD 11506 (改訂履歴)、HD 215497 (改訂履歴)、てんびん座23番星 (改訂履歴)、HD 37124 (改訂履歴)、HIP 14810 (改訂履歴)、うお座109番星 (改訂履歴)、かに座ベータ星 (改訂履歴)、OGLE-TR-132 (改訂履歴)、CoRoT-6 (改訂履歴)、HD 114729 (改訂履歴)、HD 187123 (改訂履歴)、HD 82943 (改訂履歴)、HD 67087 (改訂履歴)、WASP-15 (改訂履歴)、エリダヌス座オミクロン2星 (改訂履歴)、おとめ座カイ星 (改訂履歴)、WASP-2 (改訂履歴)、はくちょう座16番星 (改訂履歴)、GSC 02652-01324 (改訂履歴)、グリーゼ849 (改訂履歴)、XO-2 (改訂履歴)、XO-4 (改訂履歴)、HAT-P-9 (改訂履歴)、OGLE-TR-211 (改訂履歴)、HD 92788 (改訂履歴)、XO-3 (改訂履歴)、おおぐま座47番星 (改訂履歴)、CoRoT-4 (改訂履歴)、HAT-P-3 (改訂履歴)、XO-5 (改訂履歴)、GSC 02620-00648 (改訂履歴)、OGLE-TR-113 (改訂履歴)、Lupus-TR-3 (改訂履歴)、HD 240210 (改訂履歴)、HAT-P-13 (改訂履歴)、ケプラー7 (改訂履歴)、ケプラー9 (改訂履歴)、極端な太陽系外惑星の一覧 (改訂履歴)、GJ 2056 (改訂履歴)、ケプラー84 (改訂履歴)、ケプラー88 (改訂履歴)、ケプラー138 (改訂履歴)、ケプラー102 (改訂履歴)、XO-1 (改訂履歴)、HD 175541 (改訂履歴)、やまねこ座41番星 (改訂履歴)、HD 23596 (改訂履歴)、HD 45350 (改訂履歴)、WASP-7 (改訂履歴)、WASP-8 (改訂履歴)、WASP-4 (改訂履歴)、WASP-3 (改訂履歴)、WASP-6 (改訂履歴)、WASP-5 (改訂履歴)、WASP-19 (改訂履歴)、WASP-16 (改訂履歴)、HD 216770 (改訂履歴)、ケプラー5 (改訂履歴)、HD 149026 (改訂履歴)、おとめ座HW星 (改訂履歴)、ケプラー13 (改訂履歴)、ケプラー30 (改訂履歴)、ケプラー26 (改訂履歴)、ケプラー33 (改訂履歴)、ケプラー23 (改訂履歴)、ケプラー32 (改訂履歴)、ケプラー41 (改訂履歴)、ケプラー18 (改訂履歴)、HD 8535 (改訂履歴)、ケプラー15 (改訂履歴)、ケプラー44 (改訂履歴)、ケプラー66 (改訂履歴)、ケプラー28 (改訂履歴)、ケプラー40 (改訂履歴)、ケプラー21 (改訂履歴)、ケプラー39 (改訂履歴)、ケプラー31 (改訂履歴)、ケプラー45 (改訂履歴)、ケプラー46 (改訂履歴)、がか座ベータ星 (改訂履歴)、WASP-13 (改訂履歴)、ケプラー27 (改訂履歴)、ケプラー38 (改訂履歴)、ケプラー51 (改訂履歴)、ケプラー429 (改訂履歴)、ケプラー43 (改訂履歴)、ケプラー14 (改訂履歴)、ケプラー34 (改訂履歴)、ケプラー78 (改訂履歴)、ケプラー25 (改訂履歴)、BD-17°63 (改訂履歴)、HD 6718 (改訂履歴)、アンドロメダ座ウプシロン星 (改訂履歴)、HD 147513 (改訂履歴)、HD 192310 (改訂履歴)、ケプラー65 (改訂履歴)、GSC 03089-00929 (改訂履歴)、HAT-P-11 (改訂履歴)、TOI-2202 (改訂履歴)、NGTS-4 (改訂履歴)、TOI-4599 (改訂履歴)、HD 219828 (改訂履歴)、HD 128311 (改訂履歴)、HD 222582 (改訂履歴)、K2-19 (改訂履歴)、HIP 41378 (改訂履歴)、K2-18 (改訂履歴)、K2-3 (改訂履歴)、HD 147506 (改訂履歴)、G型主系列星 (改訂履歴)、HD 131399 (改訂履歴)、KOI-5 (改訂履歴)、WASP-10 (改訂履歴)、ケプラー8 (改訂履歴)、ウォルフ1061 (改訂履歴)、グリーゼ892 (改訂履歴)、しし座83番星 (改訂履歴)、WASP-12 (改訂履歴)、ケプラー20 (改訂履歴)、くじら座YZ星 (改訂履歴)、ケプラー1625 (改訂履歴)、ケプラー1647 (改訂履歴)、こぐま座ベータ星 (改訂履歴)、ケプラー68 (改訂履歴)、つる座タウ1星 (改訂履歴)、GSC 03549-02811 (改訂履歴)、くじら座タウ星 (改訂履歴)、WASP-14 (改訂履歴)、K2-24 (改訂履歴)、ルイテン星 (改訂履歴)、HD 183263 (改訂履歴)、HD 10180 (改訂履歴)、ケプラー42 (改訂履歴)、GJ 1151 (改訂履歴)、KIC 8462852 (改訂履歴)、HD 218566 (改訂履歴)、HD 49674 (改訂履歴)、HD 16175 (改訂履歴)、HD 45652 (改訂履歴)、HD 187085 (改訂履歴)、HD 6434 (改訂履歴)、HD 30562 (改訂履歴)、HD 204313 (改訂履歴)、HD 147018 (改訂履歴)、HD 101930 (改訂履歴)、HD 70642 (改訂履歴)、ケプラー61 (改訂履歴)、HD 9578 (改訂履歴)、HD 86264 (改訂履歴)、HD 290327 (改訂履歴)、HD 43691 (改訂履歴)、HD 2638 (改訂履歴)、GJ 1061 (改訂履歴)、HD 73256 (改訂履歴)、HD 27894 (改訂履歴)、くじら座81番星 (改訂履歴)、HD 131496 (改訂履歴)、かんむり座ロー星 (改訂履歴)、HD 82886 (改訂履歴)、HD 28678 (改訂履歴)、HAT-P-6 (改訂履歴)、HD 192699 (改訂履歴)、HD 100655 (改訂履歴)、HD 93083 (改訂履歴)、WASP-17 (改訂履歴)、HD 2039 (改訂履歴)、F型主系列星 (改訂履歴)、ケプラー47 (改訂履歴)、HD 33283 (改訂履歴)、おとめ座70番星 (改訂履歴)、おとめ座61番星 (改訂履歴)、エリダヌス座82番星 (改訂履歴)、HD 192263 (改訂履歴)、HR 8799 (改訂履歴)、ロス128 (改訂履歴)、カプタイン星 (改訂履歴)、TYC 8998-760-1 (改訂履歴)、HD 18742 (改訂履歴)、HAT-P-23 (改訂履歴)、WASP-39 (改訂履歴)、HD 68988 (改訂履歴)、HD 30856 (改訂履歴)、HD 231701 (改訂履歴)、HD 168746 (改訂履歴)、HD 7199 (改訂履歴)、HD 205739 (改訂履歴)、WASP-80 (改訂履歴)、HD 206610 (改訂履歴)、HD 108147 (改訂履歴)、HD 152581 (改訂履歴)、ケプラー539 (改訂履歴)、HD 102365 (改訂履歴)、WASP-32 (改訂履歴)、HD 117618 (改訂履歴)、HD 86081 (改訂履歴)、HD 4208 (改訂履歴)、HD 96063 (改訂履歴)、HD 63454 (改訂履歴)、HD 224693 (改訂履歴)、WASP-71 (改訂履歴)、WASP-62 (改訂履歴)、HD 130322 (改訂履歴)、ケプラー62 (改訂履歴)、HIP 12961 (改訂履歴)、HD 102195 (改訂履歴)、WASP-38 (改訂履歴)、HD 102956 (改訂履歴)、HD 8574 (改訂履歴)、HAT-P-5 (改訂履歴)、WASP-34 (改訂履歴)、HD 17156 (改訂履歴)、ペガスス座V391星 (改訂履歴)、ケプラー1520 (改訂履歴)、こぐま座8番星 (改訂履歴)、ケプラー1638 (改訂履歴)、グリーゼ876 (改訂履歴)、グリーゼ667 (改訂履歴)、グリーゼ163 (改訂履歴)、ADS 7251 (改訂履歴)、HD 129116 (改訂履歴)、グリーゼ686 (改訂履歴)、こぐま座11番星 (改訂履歴)、HD 80606とHD 80607 (改訂履歴)、うしかい座クシー星 (改訂履歴)、くじら座9番星 (改訂履歴)、おうし座イプシロン星 (改訂履歴)、レチクル座イプシロン星 (改訂履歴)、ケプラー1229 (改訂履歴)、HD 191939 (改訂履歴)、かに座55番星 (改訂履歴)、NGTS-11 (改訂履歴)、テーブルさん座パイ星 (改訂履歴)、アルデバラン (改訂履歴)、おおぐま座パイ2星 (改訂履歴)、みずがめ座プサイ1星 (改訂履歴)、HIP 5158 (改訂履歴)、みずへび座イータ2星 (改訂履歴)、うお座54番星 (改訂履歴)、グリーゼ486 (改訂履歴)、グリーゼ581 (改訂履歴)、グリーゼ832 (改訂履歴)、グリーゼ436 (改訂履歴)、GJ 1214 (改訂履歴)、グリーゼ49 (改訂履歴)、グリーゼ777 (改訂履歴)、グリーゼ370 (改訂履歴)、HD 20367 (改訂履歴)、グリーゼ740 (改訂履歴)、グリーゼ676 (改訂履歴)、グリーゼ86 (改訂履歴)、グリーゼ625 (改訂履歴)、グリーゼ146 (改訂履歴)、グリーゼ251 (改訂履歴)、グリーゼ176 (改訂履歴)、グリーゼ393 (改訂履歴)、HD 83443 (改訂履歴)、ぎょしゃ座AB星 (改訂履歴)、HD 74156 (改訂履歴)、とけい座イオタ星 (改訂履歴)、TVLM 513-46546 (改訂履歴)、グリーゼ674 (改訂履歴)、ティーガーデン星 (改訂履歴)、HD 33142 (改訂履歴)、赤色矮星 (改訂履歴)、HAT-P-14 (改訂履歴)、K2-138 (改訂履歴)、K2-72 (改訂履歴)、グリーゼ433 (改訂履歴)、HD 102117 (改訂履歴)、グリーゼ357 (改訂履歴)、グリーゼ180 (改訂履歴)、グリーゼ367 (改訂履歴)、GJ 3929 (改訂履歴)、HD 99109 (改訂履歴)、HD 169830 (改訂履歴)、OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 (改訂履歴)、NGTS-6 (改訂履歴)、NGTS-5 (改訂履歴)、NGTS-10 (改訂履歴)、HD 17092 (改訂履歴)、HD 20782 (改訂履歴)、わし座クシー星 (改訂履歴)、HD 47536 (改訂履歴)、HD 142 (改訂履歴)、HD 9446 (改訂履歴)、HD 44219 (改訂履歴)、りゅう座42番星 (改訂履歴)、HD 69830 (改訂履歴)、CoRoT-7 (改訂履歴)、NGTS-1 (改訂履歴)、HD 7924 (改訂履歴)、HD 24040 (改訂履歴)、NGTS-2 (改訂履歴)、TOI-1266 (改訂履歴)、TOI-700 (改訂履歴)、HD 21749 (改訂履歴)、HD 108236 (改訂履歴)、K2-384 (改訂履歴)、TOI-732 (改訂履歴)、TOI-270 (改訂履歴)、けんびきょう座AU星 (改訂履歴)、TOI-755 (改訂履歴)、WASP-18 (改訂履歴)、TOI-451 (改訂履歴)、LTT 1445 (改訂履歴)、HR 858 (改訂履歴)、TOI-712 (改訂履歴)、TOI-2319 (改訂履歴)、TOI-2076 (改訂履歴)、HD 158259 (改訂履歴)、TOI-561 (改訂履歴)、TOI-696 (改訂履歴)、TOI-763 (改訂履歴)、TOI-1338 (改訂履歴)、TOI-1749 (改訂履歴)、TOI-178 (改訂履歴)、TOI-174 (改訂履歴)、TOI-1130 (改訂履歴)、HD 213885 (改訂履歴)、ペガスス座51番星 (改訂履歴)、TOI-125 (改訂履歴)、HIP 79431 (改訂履歴)、HD 217107 (改訂履歴)、アンドロメダ座14番星 (改訂履歴)、しし座ガンマ星 (改訂履歴)、OGLE-2006-BLG-109L (改訂履歴)、HD 50554 (改訂履歴)、A型主系列星 (改訂履歴)、NGTS-12 (改訂履歴)、CoRoT-1 (改訂履歴)、ADS 16402 (改訂履歴)、HD 48265 (改訂履歴)、HD 98219 (改訂履歴)、NGTS-13 (改訂履歴)、NGTS-3 (改訂履歴)、O型主系列星 (改訂履歴)、おひつじ座30番星 (改訂履歴)、PSR B1620-26 (改訂履歴)、いるか座18番星 (改訂履歴)、HD 33564 (改訂履歴)、MOA-2007-BLG-192L (改訂履歴)の記事を複製、再配布したものにあたり、GNU Free Documentation Licenseというライセンスの下で提供されています。
TANAKA Corpus
Tanaka Corpusのコンテンツは、特に明示されている場合を除いて、次のライセンスに従います：
 Creative Commons Attribution (CC-BY) 2.0 France.
京大-NICT 日英中基本文データ
この対訳データはCreative Commons Attribution 3.0 Unportedでライセンスされています。
浜島書店 Catch a Wave
Copyright © 1995-2024 Hamajima Shoten, Publishers. All rights reserved.
株式会社ベネッセコーポレーション株式会社ベネッセコーポレーション
Copyright © Benesse Holdings, Inc. All rights reserved.
研究社研究社
Copyright (c) 1995-2024 Kenkyusha Co., Ltd. All rights reserved.
日本語WordNet日本語WordNet
日本語ワードネット1.1版 (C) 情報通信研究機構, 2009-2010 License All rights reserved.
WordNet 3.0 Copyright 2006 by Princeton University. All rights reserved. License
日外アソシエーツ株式会社日外アソシエーツ株式会社
Copyright (C) 1994- Nichigai Associates, Inc., All rights reserved.
「斎藤和英大辞典」斎藤秀三郎著、日外アソシエーツ辞書編集部編
EDRDGEDRDG
This page uses the JMdict dictionary files. These files are the property of the Electronic Dictionary Research and Development Group, and are used in conformance with the Group's licence.

©2024 GRAS Group, Inc.RSS