軌道と質量

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軌道と質量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 02:57 UTC 版)

「かに座55番星f」の記事における「軌道と質量」の解説

かに座55番星fは恒星から0.7733 auの円形の軌道を260日かけて公転している。惑星の発見に用いられたのが視線速度法であることから下限質量のみが判明しており、その質量は木星の0.1479倍、土星のおよそ半分である。 ハッブル宇宙望遠鏡による位置天文学的な観測の結果、外側の惑星かに座55番星dが53°傾斜していることが示唆された。もしこれが正しく、かつ惑星系全体に適用できるのであれば、かに座55番星fの真の質量は下限質量より25%大きい木星の0.18倍となる。bとeは軌道傾斜角が約85°であることが分かっているがfに関してはまだ分かっていない。

軌道と質量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2022/02/28 04:08 UTC 版)

「かに座55番星b」の記事における「軌道と質量」の解説

かに座55番星bの軌道の公転周期は短く、以前に発見されたホット・ジュピターであるペガスス座51番星bと比べて円軌道に近い軌道をとっている。公転周期から、惑星がかに座55番星cと1:3で軌道共鳴していることが分かるが、惑星のパラメータのシミュレーションから、公転周期がこの比に近くても惑星は本当に共鳴の状態にある訳ではないということが示された。 2012年、惑星の上層大気が恒星を通過するのが観測された。軌道傾斜角が約85°であるため、かに座55番星eとほぼ共平面であることが明らかとなった。これにより、惑星の質量には制約が与えられたが、その半径を制約するには軌道傾斜角が小さすぎた。質量は、木星の約80%である。

軌道と質量

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c」の記事における「軌道と質量」の解説

かに座55番星の5つの惑星系で、惑星cは若干扁平な軌道を公転する。遠点では、近点よりも約19%恒星から遠い位置にある。水星と太陽の距離よりも構成に近い位置にあるが、ホット・ジュピターよりも長い軌道周期を持つ。惑星cは、より内側にある惑星bと3:1の軌道共鳴に近い位置にあるが、シミュレーションにより2つの惑星は実際には共鳴していないことが示された。 視線速度法の限界は、質量の下限のみが得られることである。ハッブル宇宙望遠鏡による惑星dの観測により、この惑星が軌道平面から53°傾斜しているが、より内側にある惑星bと惑星eは85°傾斜していることが示唆された。惑星cの軌道傾斜角は未知である。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 14:16 UTC 版)

「アンドロメダ座ウプシロン星d」の記事における「軌道と質量」の解説

アンドロメダ座υ星dは、冥王星を含めた太陽系の主要などの天体よりも大きな軌道離心率を持つ。軌道長半径は、主星のハビタブルゾーンに入る。 惑星の大きな軌道離心率を説明するために、かつてもっとも外側の惑星が接近し、惑星dの軌道離心率を高めるとともに外側の惑星を吹き飛ばし、その後惑星dの重力による摂動が内側の惑星cを現在の軌道に移動させたというモデルが提案された。もしそうであれば、直ちに自由浮遊惑星が弾き出されたはずであり、この状況がどう起こったかは明らかではない。他のモデルも考えられる。 この惑星の発見に利用された視線速度法の限界は、軌道傾斜角が分からず、また下限質量のみしか得られないことである。しかし、地上の望遠鏡での視線速度の観測とハッブル宇宙望遠鏡から得られる天文学的データを組み合わせることで、この惑星の軌道離心率と真の質量を決定することができ、それは約10.25木星質量であった。 予備測定により、惑星dの軌道は155.5°傾いていることが示唆された。しかし、これらの測定は後に上限のみしか与えないことが証明され、HD 192263 bやかに座55番星cには意味がなく、より内側にある惑星bの軌道傾斜角>30°とさえも矛盾していた。惑星cとdの間の真の軌道傾斜角は、29.9°である。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/07/27 14:18 UTC 版)

「アンドロメダ座ウプシロン星c」の記事における「軌道と質量」の解説

大部分の既知の長い周期を持つ太陽系外惑星と同様に、この惑星の周期も太陽系の主要な天体と比べて大きな軌道離心率を持つ。仮に太陽系内に置くと、地球と金星の間の軌道に位置する。 高い軌道離心率は、惑星dの重力による摂動の結果であると考えられている。シミュレーションによると、惑星cの軌道は、約6,700年に1度、元の円形軌道に戻ってくることが示される。 1つの可能性は、惑星dとaの相互作用により惑星dが恒星に近い軌道に移動し、そこで徐々に惑星cの軌道離心率が大きくなっていったというものである。もしそうであれば、自由浮遊惑星がすぐに弾き出されていたはずであり、このような状況がどのように出来上がったかは明らかではない。他のモデルも考えられる。 この惑星の発見に利用された視線速度法の限界は、軌道傾斜角が分からず、質量も下限のみしか得られないことである。しかし、地上の望遠鏡での視線速度の観測とハッブル宇宙望遠鏡から得られる天文学的データを組み合わせることで、この惑星の軌道離心率と真の質量を決定することができ、それは約13.98木星質量であった。惑星cとdの相互の傾斜角は29.9°である。

軌道と質量

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2017/05/02 02:57 UTC 版)

「HD 28185 b」の記事における「軌道と質量」の解説

HD 28185 bは恒星を1.04年で周回する軌道をとる。それまでに見つかっていた長い公転周期を持つ他の多くの太陽系外惑星と異なり、HD 28185 bは太陽系の火星に匹敵する低い軌道離心率の軌道を持つ。その軌道は恒星のハビタブルゾーン内に位置している。 視線速度法の振幅から、HD 28185 bは最低でも太陽系の木星の5.7倍の質量を持つ惑星であることが判っている。しかし、視線速度法で判るのは最低質量だけであり、惑星の軌道傾斜角によっては真の質量はこれより大きな値である可能性もある。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/11/10 09:22 UTC 版)

「HD 40307 b」の記事における「軌道と質量」の解説

HD 40307 bは、この惑星系で発見された惑星のうち2番目に質量が小さく、少なくとも4.2地球質量である。HD 40307の周囲約0.047天文単位の軌道を4.3日で公転している。軌道離心率は0に近く、完全な円軌道と区別するのに十分なデータが得られていない。 HD 40307は、惑星を持つ他の恒星と比べ、金属量が低い。このことが、誕生時の恒星の金属量が、原始星の降着円盤から木星型惑星か地球型惑星のどちらかが形成されるかどうかを決定するという仮説を支持している。 アリゾナの天文学者Rory Barnesの数学モデルから、2009年に「惑星bの軌道は、正面から15度以上離れている」ことが見いだされたが、それ以上のことは分かっていない。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/11/10 09:20 UTC 版)

「HD 40307 c」の記事における「軌道と質量」の解説

HD 40307 cは、この惑星系で発見された惑星のうち3番目に質量が大きく、少なくとも6.6地球質量である。HD 40307の周囲約0.08auの軌道を9.6日で公転している。発見に使われた視線速度データの分析結果からは、円軌道からの大きな統計的乖離は見られない。 主星のHD 40307は、惑星を持つ恒星としては珍しく金属量が低い。このことが、誕生時の恒星の金属量が、原始星の降着円盤から木星型惑星か地球型惑星のどちらかが形成されるかどうかを決定するという仮説を支持している。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/04/05 06:14 UTC 版)

「グリーゼ581b」の記事における「軌道と質量」の解説

グリーゼ581bは、最低でも地球質量の16倍、海王星と同程度の質量を持つ。恒星面をトランジットしないため、地球から見た軌道面の軌道傾斜角は88.1°以下と考えられている。グリーゼ581恒星系の動力学シミュレーションによると、4つの惑星の軌道は共平面で、質量が下限の1.6倍から2倍を超えると不安定になると見積もられている。これは主に、惑星bと惑星eの位置が近いためである。このことより、グリーゼ581bの質量の上限は地球の30.4倍、海王星の1.77倍と推定される。 恒星グリーゼ581から約600万km（0.041天文単位）という近い軌道を公転し、軌道周期はわずか5.4日である。ちなみに、太陽系で最も内側を巡る水星は、太陽から5800万km（0.387天文単位）の軌道を88日間かけて公転している。

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出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2020/12/11 09:34 UTC 版)

「HAT-P-1b」の記事における「軌道と質量」の解説

HAT-P-1bは、恒星から非常に近い軌道をわずか4.47日で公転しておりホットジュピターに分類される。恒星からの距離はわずか827万kmで、他の天体からの摂動がないとすると潮汐力で軌道は円に近いと考えられる。軌道離心率は詳しく分かっていないが、0.067を超えないと計算されている。 惑星の質量を求めるために、N2Kコンソーシアム（英語版）により惑星の視線速度の変化が測定された。恒星のスペクトルのドップラー効果が観測され、その結果をトランジットの観測で測定された惑星の軌道傾斜角と組み合わせることで、質量は0.53 ± 0.04 MJであることが分かった。 HAT-P-1bのロシター・マクローリン効果より恒星の赤道面と惑星の軌道面の傾きは3.7 ± 2.1度と計算されている。

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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876c」の記事における「軌道と質量」の解説

グリーゼ876cは、外側を公転するグリーゼ876b、グリーゼ876e（英語版）と1:2:4の軌道共鳴の関係にある。これにより、惑星の間には強い重力相互作用が働き、そのため軌道の歳差に応じて、急速に軌道要素が変化する。軌道離心率は、太陽系のどの惑星よりも大きい。軌道長半径はわずか0.13天文単位で、水星と太陽の平均距離の3分の1程度である。それにも関わらず、グリーゼ876がもともと暗い恒星のため、この惑星は系のハビタブルゾーンの中に位置している。 グリーゼ876cを発見した視線速度法の限界から、惑星の質量は下限しか得られない。これは、測定質量は軌道傾斜角に依存し、その値は視線速度法では決定できないためである。しかしグリーゼ876のように共鳴系を持つ場合、惑星間の重力相互作用が真の質量を決定するために用いられる。この方法を用い、天文学的な観測と併せて考えると、軌道の配置が完全に決定でき、惑星の真の質量が0.71木星質量と明らかになった。