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「オシリス (惑星)」の版間の差分

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{{天体 基本
{{Planetbox begin
| 色 = 太陽系外惑星
| name = HD 209458 b
| 和名 = HD 209458 b
| 画像ファイル = [[ファイル:Exoplanet Comparison HD 209458 b.png|270px]]
| 画像説明 = 木星との比較
| 星座 = [[ペガスス座]]
}}
}}
{{天体 発見
{{Planetbox image
| 色 = 太陽系外惑星
| image = Exoplanet Comparison HD 209458 b.png
| 発見日 = 1999年11月5日
| caption = 木星との比較
| 発見者 = [[:en:David Charbonneau|D. Charbonneau]], [[:en:Timothy Brown (astronomer)|T. Brown]],<br/>[[:en:David Latham|D. Latham]], [[ミシェル・マイヨール|M・マイヨール]],<br/>[[:en:Gregory W. Henry|G.W. Henry]], [[ジェフリー・マーシー|G・マーシー]],<br/>[[:en:R. Paul Butler|R.P. Butler]], [[:en:Steven S. Vogt|S.S. Vogt]]
| 発見方法 = ドップラー偏移法<br/>トランジット法
| 発見場所 = [[ローウェル天文台]]<br/>[[ジュネーブ天文台]]
}}
}}
{{天体 項目|現況|公表}}
{{Planetbox star
{{天体 軌道
| star = [[ペガスス座V376星]]
| 色 = 太陽系外惑星
| constell = [[ペガスス座]]
| 主恒星 = [[ペガスス座V376星]]
| RA = {{RA|22|03|10.8}}
| 軌道長半径 = 0.045 [[天文単位|au]]（6.7 [[メートル|Gm]]）
| DEC = {{DEC|+18|53|04}}
| 近点距離 = 0.044 au（6.6 Gm）
| app_mag = 7.65
| 遠点距離 = 0.046 au（6.8 Gm）
| dist_ly = 154
| 離心率 = 0.014<ref name="JacksonGreenberg2008"/><ref name="LaughlinMarcy2005"/>
| dist_pc = 47.1
| 公転周期 = 3.52474541 ± 0.00000025（[[日]]）<br />84.5938898（[[時間 (単位)|h]]）
| class = G0V
| 軌道傾斜角 = 86.1 ± 0.1 [[度 (角度)|°]]
| mass = 1.13{{±|0.03|0.02}}
| 近日点引数 = 83 °
| radius = 1.14{{±|0.06|0.05}}
| temperature = 6000 ± 50
| 準振幅 = 84.26 ± 0.81
| metallicity = 0.00 ± 0.02
| age = 4 ± 2
}}
}}
{{天体 項目|[[近点]]通過時刻|[[ユリウス通日|JD]] 2,452,854.825415<br/>± 0.00000025}}
{{Planetbox orbit
{{天体 位置
| semimajor = 0.045
| 色 = 太陽系外惑星
| semimajor_gm = 6.7
| 赤経 = {{RA|22|03|10.8}}
| periastron = 0.044
| 赤緯 = {{DEC|+18|53|04}}
| periastron_gm = 6.6
| 距離 = 154 [[光年]]<br />（47.1 [[パーセク|pc]]）
| apastron = 0.046
| apastron_gm = 6.8
| eccentricity = 0.014<ref>{{cite journal|title=Tidal Heating of Extra-Solar Planets| first= Brian| last= Jackson| coauthors= Richard Greenberg, Rory Barnes| journal=Astrophysical Journal| id={{arXiv|0803.0026}} | year=2008|doi=10.1086/587641|volume=681|pages=1631 }}; {{cite journal | title=ON THE ECCENTRICITY OF HD 209458b | author=Gregory Laughlin ''et al.'' | year =2005 | journal=The Astrophysical Journal |volume= 629| page=L121–L124}}</ref>
| period = 3.52474541 ± 0.00000025
| period_hour = 84.5938898
| inclination = 86.1 ± 0.1
| arg_peri = 83
| t_peri = 2,452,854.825415<br/>± 0.00000025
| semi-amp = 84.26 ± 0.81
}}
}}
{{天体 見出し | 色 = 太陽系外惑星 | 見出し = 主星}}
{{Planetbox character
{{天体 項目|[[視等級]]|7.65}}
| mass = 0.69 ± 0.05
{{天体 項目|[[スペクトル分類]]|G0V}}
| radius = 1.35 ± 0.05
{{天体 項目|[[質量]]|1.13{{±|0.03|0.02}}[[太陽質量|''M''<sub>☉</sub>]]}}
| density = 370
{{天体 項目|[[半径]]|1.14{{±|0.06|0.05}}[[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]}}
| gravity = 9.39
{{天体 項目|[[温度|表面温度]]|6000 ± 50 [[ケルビン|K]]}}
| gravity_earth = 0.96
{{天体 項目|[[金属量]] '''[Fe/H]'''|0.00 ± 0.02}}
| temperature = 1,130 ± 150
{{天体 項目|[[年齢]]|4 ± 2 [[年|Gyr]]}}
{{天体 物理
| 色 = 太陽系外惑星
| 質量 = 0.69 ± 0.05 [[木星質量|''M''<sub>J</sub>]]
| 半径 = 1.35 ± 0.05 [[木星|''R''<sub>J</sub>]]
| 密度 = 370 [[キログラム|kg]]/[[立方メートル|m<sup>3</sup>]]
| 表面重力 = 9.39 [[メートル毎秒毎秒|m/s<sup>2</sup>]]<br />0.96 [[:en:g-force|''g'']]
| 表面温度 = 1,130 ± 150 K
}}
}}
{{天体 別名称
{{Planetbox discovery
| 色 = 太陽系外惑星
| discovery_date = 1999年11月5日
| 別名称 = オシリス
| discoverers = [[:en:David Charbonneau|D. Charbonneau]], [[:en:Timothy Brown (astronomer)|T. Brown]],<br/>[[:en:David Latham|D. Latham]], [[ミシェル・マイヨール|M・マイヨール]],<br/>[[:en:Gregory W. Henry|G.W. Henry]], [[ジェフリー・マーシー|G・マーシー]],<br/>[[:en:R. Paul Butler|R.P. Butler]], [[:en:Steven S. Vogt|S.S. Vogt]]
| discovery_method = ドップラー偏移法<br/>トランジット法
| discovery_site = [[ローウェル天文台]]<br/>[[ジュネーブ天文台]]
| discovery_status = 公表
}}
}}
<!-- {{天体 見出し| 色 = 太陽系外惑星 | 見出し = 参照データベース}}
{{Planetbox catalog
{{天体 項目|[[太陽系外惑星エンサイクロペディア|Extrasolar Exoplanets Encyclopedia]]|[http://exoplanet.eu/planet.php?p1=HD+209458&p2=b データ]}}
| names = オシリス
{{天体 項目|[[SIMBAD]]|[https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+209458+b データ] }}
}}
{{天体 項目|[[NASA Exoplanet Archive|Exoplanet Archive]]|[https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/DisplayOverview/nph-DisplayOverview?objname=HD+209458+b データ] }}
{{Planetbox reference
{{天体 項目|[http://www.openexoplanetcatalogue.com/ Open Exoplanet Catalogue]|[http://www.openexoplanetcatalogue.com/search/?id=HD+209458+b データ] }} -->
| star = HD+209458
{{天体 終了|太陽系外惑星}}
| planet = b
'''オシリス''' ('''HD 209458 b''')<ref name="exoplanets.co"/> は、[[ペガスス座]]にある[[恒星]][[ペガスス座V376星]] (HD 209458) を公転する[[太陽系外惑星]]である。[[質量]]は[[木星]]の0.69倍、[[半径]]は木星の1.4倍ほどであると推測されている。中心星から 0.045 [[天文単位|au]] の位置を、およそ3.5日周期で[[公転]]している。表面温度およそ 1,200℃ の[[ホット・ジュピター]]である。
}}
{{Planetbox end}}
'''オシリス'''(HD 209458 b)は、[[ペガスス座]]にある恒星[[ペガスス座V376星]](HD 209458)の[[惑星]]。古代[[エジプト神話]]に登場する冥界の王、[[オシリス]]神にちなんで名づけられた。[[質量]]は[[木星]]の0.7倍、[[半径]]は木星の1.4倍ほどであると推測されている。中心星から0.045[[天文単位|AU]]の位置を、およそ3.5日周期で[[公転]]している。表面温度およそ1,200℃の[[ホット・ジュピター]]である。


HD 209458 b は系外惑星研究において数多くのマイルストーンとなってきた。この惑星は以下の点で初めての系外惑星である。
オシリスは[[太陽系外惑星]]では初めて恒星面通過が観測された惑星である。また初めて[[大気]]の存在が確認された系外惑星でもあり、大気下層部には[[ナトリウム]]、上層部には[[水素]]、[[炭素]]、[[酸素]]が含まれていることも分かっている。惑星大気は1,200℃まで加熱されており、そのため大気上層部からは毎秒10,000トンの水素が惑星外に放出され、200,000キロにわたる尾を引いていると考えられている。その速度は時速35,000kmという猛スピードである。
* [[通過 (天文)|トランジット]]で観測された初めての系外惑星<ref name="CharbonneauBrown2000"/><ref name="HenryMarcy2000"/>
* 複数の[[太陽系外惑星の発見方法|発見方法]]によって検出された初めての系外惑星<ref name="CharbonneauBrown2000"/><ref name="HenryMarcy2000"/>
* [[大気]]を持つことが確認された初めての系外惑星<ref name="Snellen2008"/>
* 流出する[[水素]]大気を持つことが確認された初めての系外惑星<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003"/>
* 大気中に[[酸素]]と[[炭素]]を持つことが発見された初めての系外惑星<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003"/>
* [[分光法|分光観測]]で直接観測された初めての系外惑星2個のうちの1つ<ref name="NASA_Spitzer20070221"/><ref name="Richardson2007"/>
* 巨大な嵐が測定された初めての系外ガス惑星<ref name="BBC News20100623"/><ref name="Ignas"/>
* 軌道速度が測定され、質量が直接決定された初めての惑星<ref name="Ignas"/>


また新しい理論モデルを適用することで、大気中に[[水蒸気]]を持つことが発見された初めての系外惑星であると考えられている<ref name="Space.com water"/><ref name="Reuters20070411"/><ref name="NASA-20131203"/><ref name="ApJ-20130910"/>。
オシリスは[[主星]]にあまりにも近いため、潮汐の結果自転周期と公転周期が一致し常に一面を中心星に向けている。そこの大気は高温に熱せられ反対側に流れ出すために、表面がスイカのような縞模様になっていると考えられている。風の流れは時速6,500kmという暴風である。両極には地球の数十倍の大きさの巨大な渦ができる。


[[2014年]]7月、[[アメリカ航空宇宙局]]は HD 209458 b や他の系外惑星 [[HD 189733 b]]、[[WASP-12b]] は非常に乾燥した大気を持っていることを発表した<ref name="NASA-20140724"/>。
[[2007年]]2月21日にNASAが発表したところによれば[[スピッツァー宇宙望遠鏡]]による[[赤外線]][[波長]]の観測で[[ケイ酸塩]]に特徴的な[[スペクトル]]が検出された。ちり・砂にまみれた雲が大気を覆っていると推測されている。<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/images/1751-ssc2007-04a-Cracking-the-Code-of-Faraway-Worlds-Atmosphere-of-Planet-HD209458b Cracking the Code of Faraway Worlds Atmosphere of Planet HD209458b] - NASA ジェット推進研究所 2007年2月21日掲載</ref>


'''オシリス''' (Osiris) という名称は、古代[[エジプト神話]]に登場する冥界の王、[[オシリス]]神に因んだ愛称である<ref name="exoplanets.co"/><ref name="ASPSC"/>。オシリス神は体を切り刻まれて失ってしまったが、その様子がこの惑星が大気の流出を起こし質量を失っている状態と似ていることから、この惑星からの大気の流出を初めて発見した科学者である Alfred Vidal-Madjar と Alain Lecavelier des Etangs によって提案された<ref name="ASPSC"/>。この愛称は[[2003年]]に[[パリ天体物理学研究所]]で開催された国際会議「Extrasolar Planets, Today And Tomorrow」で提案されたが<ref name="ASPSC"/>、正式に承認された名称ではなく、太陽系外惑星のカタログや大部分の学術論文では引き続き '''HD 209458 b''' という名称で呼ばれている<ref name="NASA_Exoplanet_Archive"/><ref name="Extrasolar Planet Encyclopaedia"/>。
[[2009年]][[10月20日]]、NASAは生命存在の基礎となる化学的特徴を、[[ハッブル宇宙望遠鏡]]と[[スピッツァー宇宙望遠鏡]]による観測データから発見したと発表した。[[水]]・[[メタン]]・[[二酸化炭素]]を含んでおり、ホット・ジュピターとしては2番目の発見となった。<ref>[http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20091020.html Astronomers Do It Again: Find Organic Molecules Around Gas Planet] - NASA公式サイト,2009年10月20日 掲載</ref>


== 関連項目 ==
== 発見と観測 ==
=== 視線速度法での発見とトランジット観測 ===
* [[ホット・ジュピター]]
HD 209458 b は初めてトランジットが検出された太陽系外惑星であるが、存在の初検出は視線速度法を用いて行われた{{refnest|group="注"|そのため、HD 209458 b は初めてトランジットが検出された系外惑星ではあるが、初めてトランジット法を用いて発見された系外惑星'''ではない'''。トランジット法を用いた観測で初めて発見された系外惑星は [[OGLE-TR-56b]] である<ref name="Geppou"/>。}}<ref name="CharbonneauBrown2000"/><ref name="HenryMarcy2000"/>。またトランジットの初検出には、[[ハーバード・スミソニアン天体物理学センター]]の David Charbonneau らによるグループと、[[テネシー州立大学]]の Gregory W. Henry らの2つの観測チームが競合していた。

主星である HD 209458 は、[[W・M・ケック天文台|ケック望遠鏡]]の HIRES を用いた観測と<ref name="HenryMarcy2000"/>、[[オート＝プロヴァンス天文台]]の 1.93 m 望遠鏡に設置された分光器 ELODIE を用いた観測の<ref name="CharbonneauBrown2000"/>、視線速度法によるそれぞれ独立した2つの系外惑星探査プロジェクトでの観測対象となっていた。ELODIE による観測では[[1999年]]8月の段階で HD 209458 に視線速度の変動が検出されており、その後の追加観測の結果とも合わせて惑星候補天体の軌道要素や、予測されるトランジットの日時が判明していた<ref name="CharbonneauBrown2000"/>。これを受け Charbonneau らは1999年8月29日以降に10夜にわたって HD 209458 の測光観測を行い、9月9日と16日の両日に、トランジットが発生すると予測されたタイミングで主星の明るさが 1.7% 減少したのを検出した<ref name="CharbonneauBrown2000"/>。

一方で Henry らも、9月までに HIRES を用いた観測で HD 209458 に視線速度の変動が検出されたのを受け、軌道要素が確定して予想されるトランジットの日時が判明した後すぐに測光観測を開始した<ref name="HenryMarcy2000"/>。Henry らはフェアボーン天文台の 0.80 m 望遠鏡を用いて1999年11月7日にトランジットを検出したが、この観測ではトランジットの前半部分のみが観測された<ref name="HenryMarcy2000"/>。Henry らは当初トランジットの検出に確信を持てない状態であったが、Charbonneau らのグループが9月に完全なトランジットを検出したという噂を聞き、結果を論文として公表するのを急ぐこととした。Henry らは11月12日に[[国際天文学連合]]のサーキュラーでトランジットを検出したことを報告し<ref name="IAUC7307"/>、18日に論文を投稿した<ref name="HenryMarcy2000"/>。Charbonneau らは翌19日に論文を投稿した<ref name="CharbonneauBrown2000"/>。両グループの論文はどちらも受理され、[[アストロフィジカルジャーナル]]の同じ巻に、連続したページで掲載された{{refnest|group="注"|どちらもアストロフィジカルジャーナルの529巻にレター論文として掲載され、Henry らの論文が 41-44 ページ、Charbonneau らの論文が45-48 ページであった<ref name="CharbonneauBrown2000"/><ref name="HenryMarcy2000"/>。}}<ref name="CharbonneauBrown2000"/><ref name="HenryMarcy2000"/>。報告されたいずれのトランジットも継続時間はおよそ3時間であり、惑星は主星の面積のおよそ 1.5% を隠しているとされた<ref name="CharbonneauBrown2000"/><ref name="HenryMarcy2000"/>。

主星は位置天文衛星の[[ヒッパルコス (人工衛星)|ヒッパルコス]]によって繰り返し観測されていたため、HD 209458 b の[[公転周期]]は 3.524786 日と非常に正確に計算されている<ref name="CastellanoJenkins2000"/>。

=== 分光観測 ===
分光観測による視線速度の変動から、惑星の質量は0.69[[木星質量]]と推定されている<ref name="Exoplanet_eu"/>。トランジットが検出されたことにより、これまでの視線速度法での検出では知ることの出来なかった惑星の半径を計算することが可能となり、[[木星半径]]よりおよそ 35% 大きな半径を持つことが判明した<ref name="Exoplanet_eu"/>。

=== 直接検出 ===
[[File:Planetary transit.svg|thumb|300px|right|HD 209458 b のトランジットと二次食の模式図。]]
[[2005年]]3月22日、[[アメリカ航空宇宙局|NASA]]は[[スピッツァー宇宙望遠鏡]]を用いた観測で惑星から放出される[[赤外線]]を検出したと発表し、これは系外惑星からの放射の初めての直接的な検出となった<ref name="DemingSeager2005"/><ref name="NASA_PL_20050322"/>。これは惑星からの光を[[恒星]]からの光と空間的に分解した観測では無いが、惑星が恒星の背後に隠れる二次食を用いた観測である。つまり、惑星が主星の背後に隠れており惑星からの光が[[地球]]から見えない際の[[スペクトル]]と、その前後の恒星と惑星の放射が混じったスペクトルを比較して差分を取ることで、惑星からの放射を抽出することができる<ref name="NASA_PL_20050322"/>。この観測からは、惑星の表面温度が少なくとも 750[[セルシウス度|℃]]であることが判明した<ref name="DemingSeager2005"/><ref name="NASA_PL_20050322"/>。また HD 209458 b は比較的大きな半径を持っているため、付近に別の天体が存在して[[軌道離心率]]が大きくなり、[[潮汐力]]の効果によって半径が大きく維持されているのではないかと考えられていたが、この観測で惑星の軌道が円軌道であることが確かめられた<ref name="DemingSeager2005"/><ref name="NASA_PL_20050322"/>。

=== スペクトルの観測 ===
[[2007年]]2月21日、NASA と[[ネイチャー]]誌は HD 209458 b および [[HD 189733 b]] の[[スペクトル]]を直接確認したと発表した<ref name="NASA_Spitzer20070221"/><ref name="Richardson2007"/>。これらは系外惑星のスペクトルが直接観測された初めての例である<ref name="NASA_Spitzer20070221"/><ref name="Richardson2007"/>。この観測手法は、太陽系外の意識を持たない生命体を、それらが惑星の大気に与える影響を介して探査するための方法として長い間考えられていたものである<ref name="NASA_Spitzer20070221"/>。

NASA・[[ゴダード宇宙飛行センター]]の Jeremy Richardson が率いる研究者グループは、波長 7.5〜13.2 マイクロメートルの範囲で2つの系外惑星の大気の分光観測を行った。その結果はいくつかの点で理論的な予測に反するものであった。スペクトルは大気中の水蒸気の存在を示す 10 µm でのピークを持つと予測されていたが、この観測ではそのようなピークは見られず、検出可能な水準の水蒸気が含まれていないことが示唆された<ref name="Richardson2007"/>。また予測されていなかったスペクトルのピークが 9.65 µm に発見され、これはケイ酸塩のダストによる雲が存在するものと解釈された<ref name="Richardson2007"/>。この特徴は過去に検出されていなかったものである。さらに 7.78 µm の位置にも予測していなかったスペクトルのピークが見つかり、Richardson らはこの原因は不明であるとした<ref name="Richardson2007"/>。[[ジェット推進研究所]]の Mark Swain が率いる別のチームも Richardson らのデータを再解析して同様の結果を導いている。

[[2010年]]6月23日には、HD 209458 b の大気中に風速が[[時速]] 7000 キロメートルに達する巨大な嵐が存在することを初めて測定したと発表された<ref name="BBC News20100623"/>。この観測には[[ヨーロッパ南天天文台]]の[[超大型望遠鏡VLT]]に設置された近赤外線高分散分光装置である CRIRES が使用され、非常に高精度の分光観測が行われた。その結果、惑星の非常に高温な昼側の半球から低温な夜側の半球へ向けて、[[一酸化炭素]]のガスが非常に速い速度で流れていることを示す結果が得られた<ref name="Ignas"/><ref name="BBC News20100623"/>。またこの観測では系外惑星の[[軌道速度]]も直接測定され、惑星質量の直接測定が行われた<ref name="Ignas"/>。

== 公転面 ==
2008年時点での最も新しい[[ロシター効果|ロシター・マクローリン効果]]の測定では、惑星の公転面と主星の赤道面のずれは -4.4 ± 1.4&deg; と測定されている<ref name="WinnNoyes2005"/><ref name="Winn2009"/>。

== 物理的特性 ==
恒星に特に近い位置を公転する[[ホット・ジュピター]]は、大気の外層を強く加熱されることで膨張した半径を持つ可能性があると考えられてきた<ref name="BaraffeChabrier2010"/>。その他には惑星の軌道が[[離心率]]を持つことによる潮汐加熱によっても惑星の半径に影響を及ぼす。惑星が形成された段階では現在より[[軌道離心率]]が大きかった可能性があり、潮汐加熱の効果は十億年にわたって継続する可能性がある<ref name="Jackson2008"/>。

=== 成層圏と上層雲 ===
HS 209458 b の大気は、惑星の中心から1.29[[木星半径]]の高度で 1 [[バール (単位)|バール]] (100 キロパスカル) になる<ref name=rayleigh/>。

大気の圧力が 33 ± 5 ミリバールになる高度で大気は透明になり (大気成分はおそらく[[水素]])、この高度で[[レイリー散乱]]の影響が検出可能になる。この気圧の高度での温度は 2200 ± 260 [[ケルビン|K]] である<ref name="rayleigh"/>。

[[宇宙望遠鏡]]の [[MOST (人工衛星)|MOST]] を用いた観測から、当初は惑星の[[アルベド]] (もしくは反射率) は 0.3 以下であると制限が付けられており、驚くほど暗い天体であることが示された。これを元にした[[幾何アルベド]]は 0.038 ± 0.045 と測定されている<ref name="Rowe2009"/>。比較として、[[木星]]は 0.52 というずっと高いアルベドを持つ。このことは、この惑星の雲層の上部は木星よりも反射率の低い物質で出来ているか、もしくは高層大気には雲が存在せず、入射光は地球の暗い海のようにレイリー散乱を受けているかのどちらかである可能性があることを示唆している<ref name="urlwww.astro.umontreal.ca"/>。その後の理論モデルでは、大気の最上部と、マントル部を取り囲む高温・高圧のガスの間には、より低温な[[成層圏]]が存在することが示された<ref name="Hubeny2009"/><ref name="dobbs"/>。このことは、惑星大気の外層に、暗く光学的に厚い高温な雲が存在することを示唆する。この雲は、[[赤色矮星]]の大気中に見られるような[[酸化チタン(II)|酸化チタン]] (TiO) や[[酸化バナジウム(II)|酸化バナジウム]] (VO) からなると一般的には考えられているが、[[ソリン (物質)|ソリン]]などの別の化合物である可能性も否定できない<ref name="dobbs"/>。[[2016年]]の研究では、大気高層にある雲は惑星を部分的に覆っており、被覆率はおよそ 57% であると示唆されている<ref name="MacDonald2018"/>。レイリー散乱を起こす高温の水素は成層圏の最上部にあり、吸収を起こす雲層はその上空の 25 ミリバールの高度に浮かんでいる<ref name="Sing2008"/>。
[[File:Clear to cloudy hot Jupiters.jpg|thumb|center|400px|<center>[[ホット・ジュピター]]と呼ばれるタイプの惑星の比較 (想像図)。</center><br>左上から右下に向かって、[[WASP-12b]]、[[WASP-6b]]、[[WASP-31b]]、[[WASP-39b]]、[[HD 189733 b]]、[[HAT-P-12b]]、[[WASP-17b]]、[[WASP-19b]]、[[HAT-P-1b]]、HD 209458 b。]]

=== 外気圏と大気散逸 ===
成層圏の上部には[[外気圏]]が存在する。[[2001年]]11月27日に[[ハッブル宇宙望遠鏡]]によって HD 209458 b の大気中から[[ナトリウム]]が検出され、これは[[太陽系]]の外で惑星の大気が測定された初めての例になった<ref name="Snellen2008"/>。この発見は、[[天文学者]]の{{仮リンク|サラ・シーガー|en|Sara Seager}}らによって2001年後半に予測されていた<ref name="seagerprediction"/>。ナトリウムのスペクトル線のコア部分は気圧が50ミリバールから1マイクロバールとなる範囲まで続いていた<ref name="Sing2008"/>。HD209458bのナトリウムの吸収線の強さは、 [[HD 189733 b]] で検出されtたもと比べて3分の1の強さである<ref name="Redfield2008"/>。

2003年から2004年にかけて、天文学者は[[ハッブル宇宙望遠鏡]]の画像分光器 STIS を用いた観測で、惑星の周囲に 10,000 K にもなる[[水素]]、[[炭素]]と[[酸素]]からなる巨大な[[楕円体]]状のエンベロープが存在するのを発見した<ref name="Vidal-Madjardes Etangs2003"/>。水素の外気圏は惑星の[[ヒル球|ヒル半径]]である3.1木星半径にまで広がっており、これは惑星の半径である1.32木星半径よりもずっと大きい<ref name="Ehrenreich2008"/>。この距離と温度では、大気粒子の速度の[[マクスウェル分布]]は[[宇宙速度|脱出速度]]よりも高速で動く[[原子]]の顕著な「尾」を形成する。この惑星は、1秒あたり 1-5{{e|8}} [[キログラム|kg]] もの水素を失っていると推定される。このエンベロープを透過してくる恒星の放射の解析からは、より重い元素である炭素や酸素原子も惑星から流れ出していることが分かっている。これは惑星から蒸発していく水素大気による極端な[[流体力学]]的[[抗力]]によるものである<ref name="Ehrenreich2008"/>。惑星から流れ出す水素の尾はおよそ 200,000 km の長さがあり、これは尾の直径とおおよそ等しい<ref name="Ehrenreich2008"/>。またその速度は時速 35,000 km という猛スピードである。

このような[[大気散逸]]は、[[太陽]]に似た[[恒星]]の周りを 0.1 [[天文単位|au]] よりも近い距離で公転する全ての惑星で一般的に起きる現象だと考えられている。HD 209458 b は全質量を失うことは無いものの、推定される寿命である50億年の間に最大で全質量のおよそ 7% を失うと推定されている<ref name="loss"/>。惑星の[[磁場]]はこの大気の散逸を阻害する可能性がある。これは、外気圏は主星によって[[イオン化]]され、磁場は[[イオン (化学)|イオン]]を散逸から防ぐからである<ref name="Sky and Telescope20090901"/>。

=== 大気中の水蒸気の可能性 ===
[[2007年]]4月10日に、[[ローウェル天文台]]の Travis Barman はこの惑星の大気が水蒸気を含んでいる証拠について発表した<ref name="Space.com water"/>。過去に公表されているハッブル宇宙望遠鏡での測定と新しい理論モデルを用いた結果、大気中の水蒸気による吸収を示す強い証拠が発見されたことが報告された<ref name="Space.com water"/><ref name="barman"/><ref name="New Scientist20070410"/>。彼の手法は、惑星が主星の手前をトランジットする際に惑星の大気を直接通過してくる光をモデル化したものである。しかしこの仮説は確認のためにまだ調査中である。

Barman は、[[ハーバード大学]]の学生である Heather Knutson が[[ハッブル宇宙望遠鏡]]を用いて取得したデータを利用し、そこに新しい理論モデルを適用して惑星の大気中での水蒸気の吸収の[[尤度関数|尤度]]を計算した。惑星は主星を3.5日に1回公転し、その度に主星の手前を通過するため、恒星から地球に向かって惑星の大気を直接通過してくる光を惑星の大気がどのように吸収するかを調べることによって、その惑星の大気の特徴を分析することが出来る。この研究によると、そのような系外惑星の大気中での水蒸気による吸収によって、[[可視光線]]での[[スペクトル]]と比較して[[赤外線]]でのスペクトルの一部にわたって惑星の見かけのサイズが大きく見えるという結果をもたらす。これらのデータと理論モデルから、Barman は惑星大気中での水蒸気の吸収の存在を特定した<ref name="barman"/>。

4月24日に、ハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測を率いた天文学者の David Charbonneau は、望遠鏡そのものによって引き起こされるスペクトルの変化によって、理論モデルが水の存在を示唆してしまう可能性があるという点を指摘した。かれは今後数ヶ月の間のさらなる観測によってこの問題が解決するだろうと望んだ<ref name="Scientific American20070424"/>。

その後[[2009年]]10月20日に、[[ジェット推進研究所]]の研究者らが惑星の大気中から[[水蒸気]]、[[二酸化炭素]]および[[メタン]]を発見したことを発表した<ref name="NASA_Spitzer20091020"/><ref name="Universe Today20091020"/><ref name="BeaulieuKipping2010"/>。これは[[ハッブル宇宙望遠鏡]]と[[スピッツァー宇宙望遠鏡]]による観測データから発見されたものであり、ホット・ジュピターとしては2番目の発見となった<ref name="NASA_Spitzer20091020"/>。

== 磁場 ==
[[2014年]]に、HD 209458 b から水素が蒸発していく様子から、惑星の周りの[[磁場]]に関する示唆が与えられた。これは系外惑星の磁場の初めての (間接的な) 検出である。この研究からは、この惑星の磁場は[[木星]]のおよそ10分の1の強さであると推定された<ref name="Space.com20141120"/><ref name="Kislyakova2014"/>。


== 脚注 ==
== 脚注 ==
=== 注釈 ===
<references/>
<references group="注"/>

=== 出典 ===
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{{Refend}}

== 関連項目 ==
* [[ホット・ジュピター]]
* [[太陽系外惑星の一覧]]
* [[ペガスス座51番星b]] - 初めて発見された恒星の周りを公転する[[太陽系外惑星]]。
* [[HD 189733 b]] - この惑星と並んで活発に観測が行われているホット・ジュピター。


== 外部リンク ==
== 外部リンク ==
* [http://exoplanet.eu/catalog/hd_209458_b/ The Extrasolar Planet Encyclopaedia &mdash; HD 209458 b] - [[太陽系外惑星エンサイクロペディア]]でのこの惑星のページ
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2024年11月21日 (木) 22:10時点における最新版

HD 209458 b
木星との比較
星座 ペガスス座
発見
発見日 1999年11月5日
発見者 D. Charbonneau, T. Brown,
D. Latham, M・マイヨール,
G.W. Henry, G・マーシー,
R.P. Butler, S.S. Vogt
発見場所 ローウェル天文台
ジュネーブ天文台
発見方法 ドップラー偏移法
トランジット法
現況 公表
軌道要素と性質
軌道長半径 (a) 0.045 au（6.7 Gm）
近点距離 (q) 0.044 au（6.6 Gm）
遠点距離 (Q) 0.046 au（6.8 Gm）
離心率 (e) 0.014[1][2]
公転周期 (P) 3.52474541 ± 0.00000025（日）
84.5938898（h）
軌道傾斜角 (i) 86.1 ± 0.1 °
近日点引数 (ω) 83 °
準振幅 (K) 84.26 ± 0.81
ペガスス座V376星の惑星
近点通過時刻 JD 2,452,854.825415
± 0.00000025
位置
赤経 (RA, α)  22h 03m 10.8s
赤緯 (Dec, δ) +18° 53′ 04″
距離 154 光年
（47.1 pc）
主星
視等級 7.65
スペクトル分類 G0V
質量 1.13+0.03
−0.02M☉
半径 1.14+0.06
−0.05R☉
表面温度 6000 ± 50 K
金属量 [Fe/H] 0.00 ± 0.02
年齢 4 ± 2 Gyr
物理的性質
半径 1.35 ± 0.05 RJ
質量 0.69 ± 0.05 MJ
表面重力 9.39 m/s2
0.96 g
表面温度 1,130 ± 150 K
他のカタログでの名称
オシリス
■Template （■ノート ■解説） ■Project

オシリス (HD 209458 b)[3] は、ペガスス座にある恒星ペガスス座V376星 (HD 209458) を公転する太陽系外惑星である。質量は木星の0.69倍、半径は木星の1.4倍ほどであると推測されている。中心星から 0.045 au の位置を、およそ3.5日周期で公転している。表面温度およそ 1,200℃ のホット・ジュピターである。

HD 209458 b は系外惑星研究において数多くのマイルストーンとなってきた。この惑星は以下の点で初めての系外惑星である。

  • トランジットで観測された初めての系外惑星[4][5]
  • 複数の発見方法によって検出された初めての系外惑星[4][5]
  • 大気を持つことが確認された初めての系外惑星[6]
  • 流出する水素大気を持つことが確認された初めての系外惑星[7]
  • 大気中に酸素と炭素を持つことが発見された初めての系外惑星[7]
  • 分光観測で直接観測された初めての系外惑星2個のうちの1つ[8][9]
  • 巨大な嵐が測定された初めての系外ガス惑星[10][11]
  • 軌道速度が測定され、質量が直接決定された初めての惑星[11]

また新しい理論モデルを適用することで、大気中に水蒸気を持つことが発見された初めての系外惑星であると考えられている[12][13][14][15]。

2014年7月、アメリカ航空宇宙局は HD 209458 b や他の系外惑星 HD 189733 b、WASP-12b は非常に乾燥した大気を持っていることを発表した[16]。

オシリス (Osiris) という名称は、古代エジプト神話に登場する冥界の王、オシリス神に因んだ愛称である[3][17]。オシリス神は体を切り刻まれて失ってしまったが、その様子がこの惑星が大気の流出を起こし質量を失っている状態と似ていることから、この惑星からの大気の流出を初めて発見した科学者である Alfred Vidal-Madjar と Alain Lecavelier des Etangs によって提案された[17]。この愛称は2003年にパリ天体物理学研究所で開催された国際会議「Extrasolar Planets, Today And Tomorrow」で提案されたが[17]、正式に承認された名称ではなく、太陽系外惑星のカタログや大部分の学術論文では引き続き HD 209458 b という名称で呼ばれている[18][19]。

発見と観測

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視線速度法での発見とトランジット観測

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HD 209458 b は初めてトランジットが検出された太陽系外惑星であるが、存在の初検出は視線速度法を用いて行われた[注 1][4][5]。またトランジットの初検出には、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターの David Charbonneau らによるグループと、テネシー州立大学の Gregory W. Henry らの2つの観測チームが競合していた。

主星である HD 209458 は、ケック望遠鏡の HIRES を用いた観測と[5]、オート＝プロヴァンス天文台の 1.93 m 望遠鏡に設置された分光器 ELODIE を用いた観測の[4]、視線速度法によるそれぞれ独立した2つの系外惑星探査プロジェクトでの観測対象となっていた。ELODIE による観測では1999年8月の段階で HD 209458 に視線速度の変動が検出されており、その後の追加観測の結果とも合わせて惑星候補天体の軌道要素や、予測されるトランジットの日時が判明していた[4]。これを受け Charbonneau らは1999年8月29日以降に10夜にわたって HD 209458 の測光観測を行い、9月9日と16日の両日に、トランジットが発生すると予測されたタイミングで主星の明るさが 1.7% 減少したのを検出した[4]。

一方で Henry らも、9月までに HIRES を用いた観測で HD 209458 に視線速度の変動が検出されたのを受け、軌道要素が確定して予想されるトランジットの日時が判明した後すぐに測光観測を開始した[5]。Henry らはフェアボーン天文台の 0.80 m 望遠鏡を用いて1999年11月7日にトランジットを検出したが、この観測ではトランジットの前半部分のみが観測された[5]。Henry らは当初トランジットの検出に確信を持てない状態であったが、Charbonneau らのグループが9月に完全なトランジットを検出したという噂を聞き、結果を論文として公表するのを急ぐこととした。Henry らは11月12日に国際天文学連合のサーキュラーでトランジットを検出したことを報告し[21]、18日に論文を投稿した[5]。Charbonneau らは翌19日に論文を投稿した[4]。両グループの論文はどちらも受理され、アストロフィジカルジャーナルの同じ巻に、連続したページで掲載された[注 2][4][5]。報告されたいずれのトランジットも継続時間はおよそ3時間であり、惑星は主星の面積のおよそ 1.5% を隠しているとされた[4][5]。

主星は位置天文衛星のヒッパルコスによって繰り返し観測されていたため、HD 209458 b の公転周期は 3.524786 日と非常に正確に計算されている[22]。

分光観測

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分光観測による視線速度の変動から、惑星の質量は0.69木星質量と推定されている[23]。トランジットが検出されたことにより、これまでの視線速度法での検出では知ることの出来なかった惑星の半径を計算することが可能となり、木星半径よりおよそ 35% 大きな半径を持つことが判明した[23]。

直接検出

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HD 209458 b のトランジットと二次食の模式図。

2005年3月22日、NASAはスピッツァー宇宙望遠鏡を用いた観測で惑星から放出される赤外線を検出したと発表し、これは系外惑星からの放射の初めての直接的な検出となった[24][25]。これは惑星からの光を恒星からの光と空間的に分解した観測では無いが、惑星が恒星の背後に隠れる二次食を用いた観測である。つまり、惑星が主星の背後に隠れており惑星からの光が地球から見えない際のスペクトルと、その前後の恒星と惑星の放射が混じったスペクトルを比較して差分を取ることで、惑星からの放射を抽出することができる[25]。この観測からは、惑星の表面温度が少なくとも 750℃であることが判明した[24][25]。また HD 209458 b は比較的大きな半径を持っているため、付近に別の天体が存在して軌道離心率が大きくなり、潮汐力の効果によって半径が大きく維持されているのではないかと考えられていたが、この観測で惑星の軌道が円軌道であることが確かめられた[24][25]。

スペクトルの観測

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2007年2月21日、NASA とネイチャー誌は HD 209458 b および HD 189733 b のスペクトルを直接確認したと発表した[8][9]。これらは系外惑星のスペクトルが直接観測された初めての例である[8][9]。この観測手法は、太陽系外の意識を持たない生命体を、それらが惑星の大気に与える影響を介して探査するための方法として長い間考えられていたものである[8]。

NASA・ゴダード宇宙飛行センターの Jeremy Richardson が率いる研究者グループは、波長 7.5〜13.2 マイクロメートルの範囲で2つの系外惑星の大気の分光観測を行った。その結果はいくつかの点で理論的な予測に反するものであった。スペクトルは大気中の水蒸気の存在を示す 10 µm でのピークを持つと予測されていたが、この観測ではそのようなピークは見られず、検出可能な水準の水蒸気が含まれていないことが示唆された[9]。また予測されていなかったスペクトルのピークが 9.65 µm に発見され、これはケイ酸塩のダストによる雲が存在するものと解釈された[9]。この特徴は過去に検出されていなかったものである。さらに 7.78 µm の位置にも予測していなかったスペクトルのピークが見つかり、Richardson らはこの原因は不明であるとした[9]。ジェット推進研究所の Mark Swain が率いる別のチームも Richardson らのデータを再解析して同様の結果を導いている。

2010年6月23日には、HD 209458 b の大気中に風速が時速 7000 キロメートルに達する巨大な嵐が存在することを初めて測定したと発表された[10]。この観測にはヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡VLTに設置された近赤外線高分散分光装置である CRIRES が使用され、非常に高精度の分光観測が行われた。その結果、惑星の非常に高温な昼側の半球から低温な夜側の半球へ向けて、一酸化炭素のガスが非常に速い速度で流れていることを示す結果が得られた[11][10]。またこの観測では系外惑星の軌道速度も直接測定され、惑星質量の直接測定が行われた[11]。

公転面

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2008年時点での最も新しいロシター・マクローリン効果の測定では、惑星の公転面と主星の赤道面のずれは -4.4 ± 1.4° と測定されている[26][27]。

物理的特性

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恒星に特に近い位置を公転するホット・ジュピターは、大気の外層を強く加熱されることで膨張した半径を持つ可能性があると考えられてきた[28]。その他には惑星の軌道が離心率を持つことによる潮汐加熱によっても惑星の半径に影響を及ぼす。惑星が形成された段階では現在より軌道離心率が大きかった可能性があり、潮汐加熱の効果は十億年にわたって継続する可能性がある[29]。

成層圏と上層雲

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HS 209458 b の大気は、惑星の中心から1.29木星半径の高度で 1 バール (100 キロパスカル) になる[30]。

大気の圧力が 33 ± 5 ミリバールになる高度で大気は透明になり (大気成分はおそらく水素)、この高度でレイリー散乱の影響が検出可能になる。この気圧の高度での温度は 2200 ± 260 K である[30]。

宇宙望遠鏡の MOST を用いた観測から、当初は惑星のアルベド (もしくは反射率) は 0.3 以下であると制限が付けられており、驚くほど暗い天体であることが示された。これを元にした幾何アルベドは 0.038 ± 0.045 と測定されている[31]。比較として、木星は 0.52 というずっと高いアルベドを持つ。このことは、この惑星の雲層の上部は木星よりも反射率の低い物質で出来ているか、もしくは高層大気には雲が存在せず、入射光は地球の暗い海のようにレイリー散乱を受けているかのどちらかである可能性があることを示唆している[32]。その後の理論モデルでは、大気の最上部と、マントル部を取り囲む高温・高圧のガスの間には、より低温な成層圏が存在することが示された[33][34]。このことは、惑星大気の外層に、暗く光学的に厚い高温な雲が存在することを示唆する。この雲は、赤色矮星の大気中に見られるような酸化チタン (TiO) や酸化バナジウム (VO) からなると一般的には考えられているが、ソリンなどの別の化合物である可能性も否定できない[34]。2016年の研究では、大気高層にある雲は惑星を部分的に覆っており、被覆率はおよそ 57% であると示唆されている[35]。レイリー散乱を起こす高温の水素は成層圏の最上部にあり、吸収を起こす雲層はその上空の 25 ミリバールの高度に浮かんでいる[36]。

ホット・ジュピターと呼ばれるタイプの惑星の比較 (想像図)。

左上から右下に向かって、WASP-12b、WASP-6b、WASP-31b、WASP-39b、HD 189733 b、HAT-P-12b、WASP-17b、WASP-19b、HAT-P-1b、HD 209458 b。

外気圏と大気散逸

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成層圏の上部には外気圏が存在する。2001年11月27日にハッブル宇宙望遠鏡によって HD 209458 b の大気中からナトリウムが検出され、これは太陽系の外で惑星の大気が測定された初めての例になった[6]。この発見は、天文学者のサラ・シーガー（英語版）らによって2001年後半に予測されていた[37]。ナトリウムのスペクトル線のコア部分は気圧が50ミリバールから1マイクロバールとなる範囲まで続いていた[36]。HD209458bのナトリウムの吸収線の強さは、 HD 189733 b で検出されtたもと比べて3分の1の強さである[38]。

2003年から2004年にかけて、天文学者はハッブル宇宙望遠鏡の画像分光器 STIS を用いた観測で、惑星の周囲に 10,000 K にもなる水素、炭素と酸素からなる巨大な楕円体状のエンベロープが存在するのを発見した[7]。水素の外気圏は惑星のヒル半径である3.1木星半径にまで広がっており、これは惑星の半径である1.32木星半径よりもずっと大きい[39]。この距離と温度では、大気粒子の速度のマクスウェル分布は脱出速度よりも高速で動く原子の顕著な「尾」を形成する。この惑星は、1秒あたり 1-5×108 kg もの水素を失っていると推定される。このエンベロープを透過してくる恒星の放射の解析からは、より重い元素である炭素や酸素原子も惑星から流れ出していることが分かっている。これは惑星から蒸発していく水素大気による極端な流体力学的抗力によるものである[39]。惑星から流れ出す水素の尾はおよそ 200,000 km の長さがあり、これは尾の直径とおおよそ等しい[39]。またその速度は時速 35,000 km という猛スピードである。

このような大気散逸は、太陽に似た恒星の周りを 0.1 au よりも近い距離で公転する全ての惑星で一般的に起きる現象だと考えられている。HD 209458 b は全質量を失うことは無いものの、推定される寿命である50億年の間に最大で全質量のおよそ 7% を失うと推定されている[40]。惑星の磁場はこの大気の散逸を阻害する可能性がある。これは、外気圏は主星によってイオン化され、磁場はイオンを散逸から防ぐからである[41]。

大気中の水蒸気の可能性

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2007年4月10日に、ローウェル天文台の Travis Barman はこの惑星の大気が水蒸気を含んでいる証拠について発表した[12]。過去に公表されているハッブル宇宙望遠鏡での測定と新しい理論モデルを用いた結果、大気中の水蒸気による吸収を示す強い証拠が発見されたことが報告された[12][42][43]。彼の手法は、惑星が主星の手前をトランジットする際に惑星の大気を直接通過してくる光をモデル化したものである。しかしこの仮説は確認のためにまだ調査中である。

Barman は、ハーバード大学の学生である Heather Knutson がハッブル宇宙望遠鏡を用いて取得したデータを利用し、そこに新しい理論モデルを適用して惑星の大気中での水蒸気の吸収の尤度を計算した。惑星は主星を3.5日に1回公転し、その度に主星の手前を通過するため、恒星から地球に向かって惑星の大気を直接通過してくる光を惑星の大気がどのように吸収するかを調べることによって、その惑星の大気の特徴を分析することが出来る。この研究によると、そのような系外惑星の大気中での水蒸気による吸収によって、可視光線でのスペクトルと比較して赤外線でのスペクトルの一部にわたって惑星の見かけのサイズが大きく見えるという結果をもたらす。これらのデータと理論モデルから、Barman は惑星大気中での水蒸気の吸収の存在を特定した[42]。

4月24日に、ハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測を率いた天文学者の David Charbonneau は、望遠鏡そのものによって引き起こされるスペクトルの変化によって、理論モデルが水の存在を示唆してしまう可能性があるという点を指摘した。かれは今後数ヶ月の間のさらなる観測によってこの問題が解決するだろうと望んだ[44]。

その後2009年10月20日に、ジェット推進研究所の研究者らが惑星の大気中から水蒸気、二酸化炭素およびメタンを発見したことを発表した[45][46][47]。これはハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡による観測データから発見されたものであり、ホット・ジュピターとしては2番目の発見となった[45]。

磁場

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2014年に、HD 209458 b から水素が蒸発していく様子から、惑星の周りの磁場に関する示唆が与えられた。これは系外惑星の磁場の初めての (間接的な) 検出である。この研究からは、この惑星の磁場は木星のおよそ10分の1の強さであると推定された[48][49]。

脚注

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注釈

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  1. ^ そのため、HD 209458 b は初めてトランジットが検出された系外惑星ではあるが、初めてトランジット法を用いて発見された系外惑星ではない。トランジット法を用いた観測で初めて発見された系外惑星は OGLE-TR-56b である[20]。
  2. ^ どちらもアストロフィジカルジャーナルの529巻にレター論文として掲載され、Henry らの論文が 41-44 ページ、Charbonneau らの論文が45-48 ページであった[4][5]。

出典

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参考文献

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関連項目

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外部リンク

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