グリーゼ433

グリーゼ433
Gliese 433
星座 うみへび座
見かけの等級 (mv) 9.81[1]
分類 赤色矮星
軌道要素と性質
惑星の数 3
位置
元期:J2000.0
赤経 (RA, α)  11h 35m 26.9474s[2]
赤緯 (Dec, δ) −32° 32′ 23.883″[2]
視線速度 (Rv) +17.986±0.0006 km/s[3]
固有運動 (μ) 赤経: −70.768 ミリ秒/年[2]
赤緯: −850.679 ミリ秒/年[2]
年周視差 (π) 110.2908 ± 0.0444ミリ秒[2]
（誤差0%）
距離 29.57 ± 0.01 光年[注 1]
（9.067 ± 0.004 パーセク[注 1]）
絶対等級 (MV) 10.07[1]
物理的性質
半径 0.529±0.021 R☉[4]
質量 0.48 M☉[5]
表面重力 4.81±0.14 cgs[6]
自転速度 1.0 km/s[4]
自転周期 73.2±16.0 日[7]
光度 0.034 L☉[8]
表面温度 3445±50 K[4]
金属量[Fe/H] −0.02±0.05[9]
他のカタログでの名称
CD−31 9113、GJ 433、HIP 56528、SAO 202602、LHS 2429、LTT 4290、NLTT 27914、2MASS J11352695-3232232
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グリーゼ433とは、天の赤道付近に存在するうみへび座に位置している、複数の太陽系外惑星を持つ薄暗い赤色矮星である。この恒星は、視差の測定に基づいて太陽から29.6光年の距離に存在し、視線速度+18km/sで遠ざかっている[3]。宇宙を通るその動きに基づいて、グリーゼ433は古い銀河円盤にある恒星である[8]。見かけの等級が9.81で[1]、絶対等級が10.07であるため[1]、肉眼で見るのは不可能である。

グリーゼ433は、M2Vのスペクトル分類を持つ小さなM型主系列星である[10]。古い恒星であり[11]、自転周期は約73日であり[7]、その質量の恒星の平均活動レベルを下回っている[8]。太陽質量の48%[5]、太陽半径の53%を持っている[4]。有効温度は3,445ケルビンで、太陽光度のわずか3.4%を放射している[4]。

惑星系

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[12]。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[13]。

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[14]。

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[15][14]。

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[11]。

グリーゼ433の惑星[14]
名称
（恒星に近い順） 		質量 軌道長半径
（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 		— —

脚注

注釈

  1. ^ a b パーセクは1 ÷ 年周視差（秒）より計算、光年は1÷年周視差（秒）×3.2615638より計算

出典

  1. ^ a b c d Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). “XHIP: An extended hipparcos compilation”. Astronomy Letters 38 (5): 331. arXiv:1108.4971. Bibcode: 2012AstL...38..331A. doi:10.1134/S1063773712050015. 
  2. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051。 Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  3. ^ a b Soubiran, C. et al. (2018). “Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars”. Astronomy and Astrophysics 616: A7. arXiv:1804.09370. Bibcode: 2018A&A...616A...7S. doi:10.1051/0004-6361/201832795. 
  4. ^ a b c d e Houdebine, E. R. (September 2010). “Observation and modelling of main-sequence star chromospheres - XIV. Rotation of dM1 stars”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 407 (3): 1657–1673. Bibcode: 2010MNRAS.407.1657H. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16827.x. 
  5. ^ a b Zechmeister, M. et al. (August 6, 2009). “The M dwarf planet search programme at the ESO VLT + UVES. A search for terrestrial planets in the habitable zone of M dwarfs”. Astronomy and Astrophysics 505 (2): 859–871. arXiv:0908.0944. Bibcode: 2009A&A...505..859Z. doi:10.1051/0004-6361/200912479. 
  6. ^ Stassun, Keivan G. et al. (2016). “Accurate Empirical Radii and Masses of Planets and Their Host Stars with Gaia Parallaxes”. The Astronomical Journal 153 (3): 136. arXiv:1609.04389. Bibcode: 2017AJ....153..136S. doi:10.3847/1538-3881/aa5df3. 
  7. ^ a b Suárez Mascareño, A. et al. (September 2015). “Rotation periods of late-type dwarf stars from time series high-resolution spectroscopy of chromospheric indicators”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 452 (3): 2745–2756. arXiv:1506.08039. Bibcode: 2015MNRAS.452.2745S. doi:10.1093/mnras/stv1441. 
  8. ^ a b c Delfosse, X. et al. (May 2013). “The HARPS search for southern extra-solar planets. XXXIII. Super-Earths around the M-dwarf neighbors Gl 433 and Gl 667C”. Astronomy & Astrophysics 553: 15. arXiv:1202.2467. Bibcode: 2013A&A...553A...8D. doi:10.1051/0004-6361/201219013. A8. 
  9. ^ Lindgren, Sara; Heiter, Ulrike (2017). “Metallicity determination of M dwarfs. Expanded parameter range in metallicity and effective temperature”. Astronomy and Astrophysics 604: A97. arXiv:1705.08785. Bibcode: 2017A&A...604A..97L. doi:10.1051/0004-6361/201730715. https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2017/08/aa30715-17/aa30715-17.html. 
  10. ^ Henry, Todd J. et al. (2002). “The Solar Neighborhood. VI. New Southern Nearby Stars Identified by Optical Spectroscopy”. The Astronomical Journal 123 (4): 2002–2009. arXiv:astro-ph/0112496. Bibcode: 2002AJ....123.2002H. doi:10.1086/339315. ISSN 0004-6256. 
  11. ^ a b Kennedy, G. M. et al. (June 2018). “Kuiper belt analogues in nearby M-type planet-host systems”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 476 (4): 4584-4591. arXiv:1803.02832. Bibcode: 2018MNRAS.476.4584K. doi:10.1093/mnras/sty492. 
  12. ^ “32 New Exoplanets Found”. ESO News. ESO. 15 February 2012閲覧。
  13. ^ Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Barnes, John R. et al. (2014). “Bayesian search for low-mass planets around nearby M dwarfs – estimates for occurrence rate based on global detectability statistics”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 441 (2): 1545–1569. arXiv:1403.0430. Bibcode: 2014MNRAS.441.1545T. doi:10.1093/mnras/stu358. ISSN 1365-2966. 
  14. ^ a b c Feng, Fabo; Butler, R. Paul; Shectman, Stephen A. et al. (2020). “Search for Nearby Earth Analogs. II. Detection of Five New Planets, Eight Planet Candidates, and Confirmation of Three Planets around Nine Nearby M Dwarfs”. The Astrophysical Journal Supplement Series 246 (1): 38. arXiv:2001.02577. Bibcode: 2020ApJS..246...11F. doi:10.3847/1538-4365/ab5e7c. ISSN 1538-4365. 11. 
  15. ^ “PHL's Exoplanets Catalog”. University of Puerto Rico at Arecibo (5 December 2019). 26 January 2020閲覧。

座標: 星図 11h 35m 26.9485s, −32° 32′ 23.900″