Cosmology-exoplanet-properties
宇宙論-系外惑星のプロパティ
2004年の太陽系外惑星の最初の直接画像は、質量が* 25 M〜jupiter〜の褐色d星（2M1207）を周回する質量 3-10 M〜jupiter〜*の惑星でした。 放射速度、トランジット、重力マイクロレンズ、イメージング、アストロメトリーなどの技術が、系外惑星の検出に使用されています。 検出数は毎年増加しています。
2010年頃まで、動径速度法が広く使用されていましたが、現在ではほとんどの検出はトランジット法によって行われています。 2014年に検出数が急増しました。これは、* Kepler Space Telescope（KST）*が結果を出し始めたときです。
質量周期分布は、放射状速度法はより大きな周期の巨大惑星の検出に偏っていることを示していますが、トランジット法を使用すると、次の画像に示すように周期の短い惑星のみが検出されます（提供：NASA Exoplanet Archive） 。
KSTの出現以来、より小さな質量の惑星の検出数が大幅に増加しています。 これは、下の図から明らかです。 KSTによって検出された惑星は、「ホットジュピター」と呼ばれる高温の巨大惑星と「ホットスーパーアース」（地球よりも重いため）と呼ばれる低質量の惑星の2つのグループに分けられます。
検出された太陽系外惑星の数とそれらまでの距離をプロットすると、これらの惑星のほとんどが2kpc以内にあり、これは十分に銀河内にあることがわかります。 私たちの検出は宇宙の非常に小さな部分にある特定のタイプの惑星に限定されているので、おそらく惑星は宇宙ではそれほど珍しいことではありません。
惑星は、*恒星円盤*または*原始惑星円盤*から形成されます。 惑星が星の形成中に副産物として形成される場合、おそらく宇宙の惑星の数は宇宙の星の数を超えています!!
居住可能ゾーン
ハビタブルゾーンは、水が液体の形で存在できる星の周りのゾーンとして定義できます。 次の図に示すように、星から距離$ a_p $にある惑星を考えてみましょう。 惑星の温度を計算する簡単な方法を以下に説明します。
\ left（\ frac \ {L_ \ ast} \ {4 \ pi a ^ 2_p} \ right）\ pi R ^ 2_p（1-A）= 4 \ pi R ^ 2_p \ sigma T ^ 4_p
and
\ frac \ {L_ \ ast} \ {4 \ pi R ^ 2_ \ ast} = \ sigma T ^ 4_ \ ast
\ theforefore T_p =（1-A）T_ \ ast \ sqrt \ {\ frac \ {R_ \ ast} \ {2a_p}}
私たちの場合、代わりに
- L〜sun〜= 3.83 x 10 ^ 26 ^
- * a〜p〜= 1.5 ∗ 10 ^ 11 ^および*
- A = 0.3
$ T _ \ {Earth} = 255K $になります。 クラウド物理学を含む実際の計算は非常に複雑です。 私たちの太陽系の居住可能ゾーンは、0.9 AUから1.7 AUの間にあります。
ガスの圧力が低下するため、太陽の光度は時間とともに増加することがわかりました。 水素を燃やし始めたときの明るさは30％低かった。 これは、居住可能ゾーンが太陽から離れることになります。 地球はハビタブルゾーンの内側の端に近いので、おそらくいつかはゾーンから出て行くでしょう！
連続居住可能ゾーン
要するに、 CHZ と呼ばれるのは、星のメインシーケンスの寿命全体にわたって液体の水が存在できる領域として定義できます。 KSTは、居住可能ゾーンにある多くの太陽系外惑星を検出しました。
バイオシグネチャとは、過去または現在の生命の科学的証拠を提供する元素、同位体、分子、または現象などのあらゆる物質です。 例は、地球上のO〜2〜とCO〜2〜の両方の検出です。これは通常、地質学的プロセスだけでは不可能です。 この検出は、吸収スペクトルを分析することにより行われます。
覚えておくべきポイント
- 太陽系外惑星の検出には、動径速度、トランジット、重力マイクロレンズ、イメージング、アストロメトリーなどの技術が使用されています。
- 動径速度法は、周期の長い大規模な惑星の検出に偏っています。
- 熱い巨大な惑星は「ホットジュピター」と呼ばれ、低質量の惑星は「ホットスーパーアース」と呼ばれます。
- 宇宙の惑星の数は、宇宙の星の数を超えています。
- 居住可能ゾーンは、水が液体の形で存在できる星の周りのゾーンとして定義できます。
