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まるで「マシュマロ」のような低密度のガス巨星が発見

NSFのNOIRLabプログラムであるキットピーク国立天文台の口径 3.5m の WIYN 望遠鏡に搭載された NASA 出資の放射速度計 NEID によって、マシュマロのような密度をもつガス惑星(右)が、冷たい赤色わい星(左)の軌道で発見された。この惑星は TOI-3757 b と名付けられ、この種の恒星のまわりで発見された最もふわふわしたガス惑星である

宇宙には、さまざまな興味深い “スーパーワールド”が存在する。スーパーアース、スーパー海王星、そしてもちろんスーパージュピターもある。最近、アリゾナ州のキットピークにあるWIYN望遠鏡が、TESS(Transiting Exoplanet Survey Satellite)によって発見されたガス惑星を追尾観測した。赤色巨星の周りを回っていて、ふわふわした奇妙な世界だ。だが奇妙なことに、それは存在しないはずなのだ。しかし、地球から約580光年の距離にある恒星の周りを楽しく回っている。

WIYNとTESS、そして他の望遠鏡による測定から、TOI-3757bの平均密度は1立方センチメートルあたり0.27グラムであることが判明したのだ。これは土星の密度の半分以下で、水の密度のおよそ4分の1。つまり、マシュマロくらいの密度ということになる。特に、この星が周回している星は、ガス惑星が存在するのに最適な場所ではないので、このようなふくらんだ特徴は信じがたい。

カーネギー科学研究所地球惑星研究所の研究員で、TOI-3757 b に関するThe Astronomical Journalに発表された論文の筆頭著者であるShubham Kanodia(シュハム・カノディア)氏は、「これまで、これはドップラー探査の小さなサンプルで調べられただけで、通常はこれらの赤い矮星からさらに遠いところに巨大惑星を発見しています。今までは、しっかりとした方法で近接したガス惑星を見つけるのに十分な大きさのサンプルを持っていませんでした。」と述べている。

赤色矮星がガス惑星を脅かす理由

なぜ赤色矮星は、ふわふわした巨大惑星にとって最適な居住地ではないのだろうか?赤色矮星は、明るく大きな星と比べると、確かに温度が低い。そのため、ガス惑星を歓迎するように思われるかもしれない。しかし、この小さな星も活動的だ。時々、惑星の大気を破壊するような強力なフレアを出しているのを、天文学者は目撃しています。では、TOI-3757 b はどのようにしてそこに到達したのだろうか?研究チームは、その謎を説明するいくつかのアイデアを持っている。

TOI-3757 b の特別に低い密度は、その内部が形成されたときにまでさかのぼる可能性があるのだ。通常、ガス惑星は岩石質の中心部を持ち、その質量は地球の約 10 倍にもなります。その重力で原始惑星状星雲から大量のガスが引き寄せられる。例えば、木星や土星はそうして生まれたものだ。TOI-3757 bの赤色矮星は、ガス惑星を持つ他のM矮星に比べて重元素があまり多くないので、このようなことは起こらなかったのだろう。これは重要な手がかりだ。惑星の岩石質のコアが、よりゆっくりと形成されたことを意味する。それは、星雲から十分な岩石質の物質を集めるのに時間がかかったからだ。もしそうなら、惑星が形成されるときに、ガスの量が少なかったことになり、惑星の密度に影響する。

マシュマロ星を説明する2つ目の手がかりがある。マシュマロ星の楕円軌道は、ある時間帯になると恒星に近づく。そのため、通常よりも大気が温められ、膨張するのだ。

マシュマロ星を探る

もちろん、この惑星についてもっと知りたいことはたくさんあり、天文学者はもっと詳しく研究することを望んでいる。ペンシルバニア州立大学のJessica Libby-Roberts(ジェシカ・リビー・ロバーツ)博士研究員は、「NASAの新しいジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡を使って、この惑星の大気を将来観測すれば、この惑星のふくらんだ性質に光を当てることができるかもしれません」と語っている。

赤色矮星のまわりにそのような惑星がひとつでも見つかれば、おそらくもっと多くの惑星が存在することになるからだ。太陽系外惑星の研究において、活動的な冷たい星の周りを回るふくらんだ木星を理解することは、天文学者に、さまざまな種類の星の周りで惑星がどのように形成されるかについて、より深い洞察を与えることになるだろう。

研究の要旨

この惑星は、M矮星の周りを回る惑星として知られている中で、最も密度の低い惑星だ。この惑星は、太陽系外惑星サーベイ衛星の測光と、ハビタブルゾーン惑星探査機 (HPF) と NEID による精密な動径速度から発見された、M矮星の周囲にある惑星である。惑星の半径は12.0 R⊖、質量は85.3 M⊖で、この天体はM矮星の周りの小さなガス巨星(約10個)のサンプルに加わるだけでなく、その低密度(g cm-3)は惑星形成理論を検証する機会を提供するものである。この天体の低密度を説明するために、私たちは2つの仮説を提唱します。1つ目は、この天体の恒星の金属度が低く(ガス巨人を宿すM矮星の金属度の中央値より約0.3dex低い)、暴走降着が始まるほど重い固体核の形成が遅れた可能性があるというものだ。また、離心率 0.14 ± 0.06 という推定値を用いて、TOI-3757b の半径を膨らませた原因の少なくとも一部は潮汐加熱である可能性があると判断している。そこで、HPF を用いて TOI-3757 b のヘリウム 10830 Å 線を用いた透過分光を行った。これにより、ヘリウムの準安定遷移による吸収の最大深度を6.9%(信頼度90%)に制限し、このエネルギー制限領域における大気放出率の制約を与えることができた。

この記事は、Universe Todayに掲載されたものを、クリエイティブ・コモンズ・ライセンス(表示4.0 国際)に則り、翻訳・転載したものです。元記事はこちらからお読み頂けます。

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この記事を書いた人

TEXAL管理人。学校の授業でMS-DOSを使っていたくらいの年代。Windows95の登場で衝撃を受け、テクノロジー業界に興味を持つ。以来ガジェット・ゲーム情報を追い続けてうん十年。大学では物理を専攻していたこともあり、物理・宇宙関係の話題も大好き。

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