ケプラー186

ケプラー186星系

ケプラー186は、地球から約492光年の距離にある、はくちょう座の方向に見える恒星です。中心星はM1V型に分類される赤色矮星で、太陽に比べてサイズが小さく、含まれる金属成分も少ない（太陽の半分以下）という特徴を持ちます。この恒星の周囲には、現在までに5つの太陽系外惑星が発見されています。この星系が特に注目を集めているのは、その惑星の一つであるケプラー186fの存在です。ケプラー186fは、主星の周囲を生命が存在しうる範囲、すなわちハビタブルゾーン内を公転していることが確認された最初の「地球規模」の惑星として知られています。発見された他の4つの惑星（b, c, d, e）は、惑星fよりも主星に近い軌道を巡っており、特に惑星eはハビタブルゾーンの内縁付近に位置するとされています。

中心星（恒星）

恒星としてのケプラー186は、惑星系の存在が明らかになる以前から、様々な天文観測によって記録されていました。赤外線やマイクロ波帯での観測では、Hバンド、Jバンド、Kバンドといった特定の波長でその明るさ（視等級）が測定されています。可視光での観測でも、光の波長によって異なる等級が記録されており、例えば赤い光の側で14.90等、青い光の側で16.40等とされています。この星は、明るさがわずかに変動する「りゅう座BY型変光星」に分類されます。恒星表面の活動、特に黒点を観測することで、約33.7日という比較的遅い周期で自転していることが判明しています。

物理的な特徴としては、ケプラー186の質量は太陽の約半分であり、密度は約1.59×10^5 kg/m^3です。これは、赤色矮星としては比較的大型で、K型主系列星との境界に近いサイズに位置します。また、恒星に含まれる金属の量は太陽の約半分と少ないことも特徴の一つです。

惑星系の発見

ケプラー186星系は、NASAのケプラー宇宙望遠鏡によって収集された観測データからその存在が明らかになりました。ケプラー望遠鏡が最初のデータを取り始めてから2年と経たないうちに、内側を回る4つの惑星候補による恒星の光度変化が検出されました。これらの惑星候補については、2013年8月と11月にその存在が議論されるようになります。その後、2014年2月に、これらの内側4惑星は「多様性による検証（Verification by multiplicity）」という手法を用いて、本物の惑星であると確認されました。この手法は、複数の惑星候補が同一の恒星の周りを公転している場合、それらが単なる観測ノイズや背景の天体である可能性が低くなるという考え方に基づいています。そして、最も外側の5番目の惑星であるケプラー186fも、同様の検証手法によって2014年4月にその存在が確認されました。ケプラー望遠鏡が捉えた恒星の光度曲線に見られた変化が、惑星以外の原因、例えば別の天体が恒星の前を横切ったことなどによるものではないことを確認するため、W・M・ケック天文台やジェミニ天文台といった地上の大規模望遠鏡を用いた追加観測も行われ、惑星の存在がさらに裏付けられました。

惑星系

ケプラー186の周囲で発見された5つの惑星は、いずれも地球のように固体の表面を持つ岩石惑星であると推定されています。惑星の大きさは様々で、最も小さいケプラー186bは地球の半径より約8%大きく、最も大きいケプラー186dは地球より約40%大きいと推測されています。内側を回るb、c、d、eの4つの惑星は、主星からの強い重力の影響により、「潮汐固定」の状態にあると考えられています。これは、惑星が主星に対して常に同じ面を向け続けるようになる現象で、地球に対する月のような状態です。しかし、最も外側を公転するケプラー186fについては、主星である赤色矮星の進化が非常にゆっくりであるため、その年齢に大きな不確定性があり、潮汐固定が起こるのに十分な時間が経過していない可能性も指摘されています。ケプラー186fが潮汐固定されている確率は約50%と推測されています。仮に完全に潮汐固定されていなかったとしても、ケプラー186fの軌道が地球と太陽の距離よりも近いため、その自転周期は地球よりもはるかに遅く、数週間から数ヶ月程度になると予測されています。

さらに、惑星形成の理論に基づいたシミュレーション研究からは、ケプラー186eとfの軌道の間に、まだ発見されていない比較的小さな惑星が存在できる可能性が示唆されています。ただし、この未知の惑星が地球よりもはるかに巨大である可能性は低いと考えられています。もしこのような惑星が存在すれば、その重力的な影響によって、ケプラー186fが主星の前を横切る現象（トランジット）が観測されにくくなっている可能性も考えられます。惑星の軌道間隔に関する法則（ティティウス・ボーデの法則など）を用いた推測では、ケプラー186eとfの間に1つまたは2つの小さな惑星が存在したり、fのさらに外側に大きな惑星が存在したりするなど、いくつかの未知の惑星が存在する余地が残されていることが示唆されています。

主星であるケプラー186の金属量が少ないという特徴は、太陽系外惑星の形成に関する一般的な理論と関連付けられています。通常、金属量の少ない恒星系では、木星のような巨大ガス惑星は形成されにくく、地球のような比較的サイズの小さい岩石惑星が形成されやすい傾向にあるとされています。ケプラー186星系で岩石惑星ばかりが発見されていることは、この理論とも整合的です。

名称

ケプラー186星系は、様々な天文観測プロジェクトによって異なる名称で識別されています。ケプラー宇宙望遠鏡の観測対象をまとめたカタログであるKepler Input Catalog (KIC)では「KIC 8120608」という番号で登録されています。さらに、ケプラー望遠鏡が観測した恒星の中で、惑星が存在する可能性のある候補天体をリストアップしたKepler object of interest (KOI)としては「KOI-571」という名称が付与されました。また、全天をサーベイした2MASSプロジェクトでは、天体の位置情報に基づいた「2MASS J19543665+4357180」という名称で記録されています。最も広く用いられる「ケプラー186」という名称は、ケプラー計画によって確認された惑星系を持つ恒星に、発見順に与えられる番号体系に由来しています。

もう一度検索