WikiDer > Эта Корви - Википедия

Eta Corvi - Wikipedia
η Корви
Созвездие Корвус map.svg
Красный circle.svg
Расположение η Corvi (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0      Равноденствие J2000.0 (ICRS)
СозвездиеCorvus
Прямое восхождение12час 32м 04.22653s[1]
Склонение−16° 11′ 45.6165″[1]
Видимая величина (V)4.29–4.32[2]
Характеристики
Спектральный типF2 V[3]
U − B индекс цвета+0.00[4]
B − V индекс цвета+0.38[4]
R − I индекс цвета+0.18[5]
Тип переменнойПодозреваемый[2]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−2.80 ± 1.5[6] км / с
Правильное движение (μ) РА: −425.17[1] мас/год
Декабрь: −57.23[1] мас/год
Параллакс (π)54.70 ± 0.17[1] мас
Расстояние59.6 ± 0.2 лы
(18.28 ± 0.06 ПК)
Абсолютная величина (MV)2.99[7]
Подробности
Масса1.43 ± 0.05[7] M☉
Радиус1.2[8] р☉
Температура6700[7] K
Металличность[Fe / H] = -0,03[7]
Скорость вращения (v грехя)68 ± 2[9] км / с
Возраст1.5+0.2
−0.4[7] Гыр
Прочие обозначения
η Crv, Эта Корви, Эта Crv, 8 Корви, 8 Crv, BD−15°3489, GC 17087, ГДж 471.2, ГДж 9411, HD 109085, БЕДРО 61174, HR 4775, LTT 4755, NLTT 31021, PPM 225971, SAO 157345[10]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные
ARICNSданные

Эта Корви (Eta Crv, η Корви, η Crv) является F-тип главная последовательность звезда, шестая по яркости звезда в созвездие из Corvus. Два диски мусора были обнаружены на орбите этой звезды, одна на расстоянии ~ 150 а.е., а более теплая - в пределах нескольких астрономических единиц (а.е.).

Характеристики

Художественная концепция кометной бури в системе Эта Корви с возможной планетой

Эта Корви всего около 30% возраста Солнца. Концентрация утюг и других тяжелых элементов в ее атмосфере всего около 93% от солнечной.[7] В прогнозируемая скорость вращения на экваторе звезды (v грех я) составляет 68 км / с - более чем в 30 раз быстрее, чем у Солнца.[9] Желто-белая звезда главной последовательности спектрального класса F2V, по оценкам температура поверхности 6950 К. Она в 1,52 раза массивнее Солнца и в 4,87 раза ярче. Он удален от Солнечной системы на 59 световых лет.[11]

В IRAS спутник обнаружил избыток инфракрасного излучения от этой звезды, сверх того, что обычно можно ожидать от звездного объекта этого класса.[12] Наблюдения в субмиллиметровый диапазон подтвердил наличие избыточной пыли на орбите вокруг звезды, составляющей около 60% массы звезды. Луна и температуре 80 К. Данные указывают на диск для мусора с расчетным максимальным радиусом 180 AU от звезды, или в 180 раз дальше Земли и Солнца.[13] (Сравните с Пояс Койпера, который простирается до 55 а.е. от Солнца.)

Недавние субмиллиметровые наблюдения подтверждают наличие внешнего плоского околозвездного диска из обломков с внешним радиусом 150 а.е. Он ориентирован на склонность на линию прямой видимости с Земли. Большая часть внутренних 100 а.е. диска относительно свободна от материала, что говорит о том, что он был очищен планетной системой.[14] Кроме того, было обнаружено инфракрасное излучение, которое, по-видимому, исходит от внутреннего, более горячего диска обломков в пределах 3,5 а.е. от звезды.[15]

Поскольку Эффект Пойнтинга – Робертсона приведет к тому, что пыль во внешнем диске будет спирально перемещаться к звезде в течение 20 миллионов лет, что намного моложе возраста системы, наблюдаемое присутствие пыли во внешнем диске означает, что она должна постоянно пополняться. Считается, что это происходит из-за столкновений планетезимали орбиты на расстоянии около 150 а.е., которые постоянно разбиваются на все более мелкие части, в конечном итоге превращаясь в пыль.[14] Происхождение внутреннего диска неясно. Возможно, он произошел от планетезималей, недавно переместившихся из внешних областей системы во внутреннюю систему, в процессе, аналогичном процессу Поздняя тяжелая бомбардировка в истории Солнечная система, и впоследствии измельчение в пыль в результате столкновений.[16][17]

Планетная система Эта Корви[14][15][17]
Компаньон
(по порядку от звезды)		МассаБольшая полуось
(AU)		Орбитальный период
(годы)		ЭксцентриситетНаклонРадиус
Пылевой диск6.7 ± 2.7 AU——
Пылевой диск165.8 ± 3.7 AU46.8° ± 1.3°—

Возможна поздняя тяжелая бомбардировка

В 2010–2011 годах Кэри Лисс из Университет Джона Хопкинса Лаборатория прикладной физики и его группа[18] проанализировал Spitzer IRS 5–35 мкм спектр теплого, ~ 360K околозвездной пыли и обнаружил, что она ясно показывает наличие теплой, богатой водой и углеродом пыли на расстоянии ~ 3 а.е. от центральной звезды, в жилая зона, несвязанный и в отдельном резервуаре от расширенного суб-миллиметрового пылевого кольца системы на 150 ± 20 а.е. Спектральные особенности, сходные по характеру и амплитуде с теми, которые были обнаружены для ультра-примитивных (т.е. сформированных очень рано в период существования системы Эта Корви) ~ 10 Myr был обнаружен старый кометный материал (водяной лед и газ, оливины и пироксены, аморфный углерод и металл сульфиды), помимо выбросов в результате воздействия кремнезем и высокая температура / давление углеродистый фазы. Теплая пыль очень примитивна и определенно не от астероидного родительского тела. Большое количество, не менее 3х1019 кг, толщиной 0,1 - 1000 мкм присутствует теплая пыль в примерно столкновительном равновесие распределение с dn / da ~ a−3.5. Это эквивалент 160-километр-радиус кентавр или среднего размера Пояс Койпера объект 1,0 г см−3 плотность или "комета"радиуса 260 км и 0,40 г / см−3 плотность. Масса теплой пыли намного больше массы кометы Солнечной системы (1012 – 1015 кг), но очень похож на массу объекта пояса Койпера (1019 – 1021 кг). Количество воды, связанной в наблюдаемом материале, ~ 1019 кг, составляет> 0,1% воды в океанах Земли, и количество углерода также значительно, ~ 1018 кг.

Команда обнаружила, что лучшая модель происходящего - это некоторый процесс (например, планетарная миграция) динамически возбуждает Эта Корви-эквивалент Солнечной системы Пояс Койпера (KB), вызывая частые столкновения между объектами пояса Койпера (KBO) и производя наблюдаемое обильное количество пыли пояса Койпера. В рамках этого процесса один или несколько возбужденных KBO были рассеяны на орбите, которая отправила его во внутреннюю систему, где он столкнулся с телом планетарного класса на высоте ~ 3 а.е., выпустив большое количество термически необработанного примитивного льда. и пыль с высоким содержанием углерода. Их анализ показывает, что система, вероятно, является хорошим аналогом для Поздняя тяжелая бомбардировка (LHB) процессы, которые произошли в ранней Солнечной системе на 0,6–0,8 Гыр после образования включения, богатые кальцием и алюминием (минералы Такие как оливины что среди первых твердые вещества конденсируется при охлаждении протопланетный диск) и поэтому заслуживает дальнейшего подробного изучения, чтобы понять природу LHB. Это также хорошая система для поиска каменистого планетарного тела на ~ 3 а.е. (планета, подвергшаяся столкновению) и для гигантской планеты на ~ 115 а.е. (динамическая мешалка пояса Койпера в ~ 3: 2 резонансе Койпера. ленточная пыль на 150 а.е.).

Имя

В Китайская астрономия, Эта Корви называется 左 轄, Пиньинь: Zuǒxiá, что означает Левый фиксатор, потому что эта звезда отмечает себя и стоит особняком в Левый фиксатор астеризм Колесница особняк (см .: Китайское созвездие).[19] 左 轄 (Zuǒxiá), прозападное название Tso Hea, но название Цо Хеа уже был предназначен для β Корви (Kraz) Р. Х. Аллена.[20]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ а б Кукарин, B.W .; и другие. «НСВ 5690». Институт астрономии Российская Академия Наук/Штернбергский астрономический институт.
  3. ^ Gray, R.O .; Corbally, C.J .; Гаррисон, Р. Ф .; McFadden, M. T .; Bubar, E.J .; McGahee, C.E .; О'Донохью, А. А .; Нокс, Э. Р. (2006). «Вклады в проект« Ближайшие звезды »(NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 пк - Южная выборка». Астрономический журнал. 132 (1): 161–170. arXiv:Astro-ph / 0603770. Bibcode:2006AJ .... 132..161G. Дои:10.1086/504637.
  4. ^ а б Мермиллиод, Ж.-К. (1986). «Сборник данных UBV Эггена, преобразованных в UBV (неопубликовано)». Каталог данных UBV Эггена. Bibcode:1986ЕгУБВ ........ 0М.
  5. ^ Hoffleit, D .; Уоррен, У. Х. мл. «HR 4775». Каталог ярких звезд (5-е пересмотренное изд.). Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2008-11-19.
  6. ^ Гончаров, Г.А. (2006). "Пулковская компиляция лучевых скоростей для 35 495 звезд Hipparcos в общей системе". Письма об астрономии. 32 (11): 759–771. arXiv:1606.08053. Bibcode:2006AstL ... 32..759G. Дои:10.1134 / S1063773706110065.
  7. ^ а б c d е ж Holmberg, J .; и другие. (2007). «HD 109085». Обзор солнечного соседства Женева-Копенгаген. Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2008-11-19. Смотрите также Nordström, B .; и другие. (2004). «Обзор Солнечной окрестности Женева-Копенгаген: возраст, металличность и кинематические свойства ~ 14 000 карликов F и G». Астрономия и астрофизика. 418 (3): 989–1019. arXiv:astro-ph / 0405198. Bibcode:2004A&A ... 418..989N. Дои:10.1051/0004-6361:20035959.
  8. ^ Pasinetti-Fracassini, L.E .; и другие. «HD 109085». Каталог кажущихся диаметров и абсолютных радиусов звезд (3-е изд.). Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2008-11-19.
  9. ^ а б Mora, A .; и другие. (2001). «ЭКСПОРТ: Спектральная классификация и прогнозируемые скорости вращения звезд типа Вега и звезд до главной последовательности». Астрономия и астрофизика. 378 (1): 116–131. Bibcode:2001A&A ... 378..116M. Дои:10.1051/0004-6361:20011098.
  10. ^ «Результат запроса SIMBAD: NSV 5690 - переменная звезда». Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2008-11-19.
  11. ^ Павеллек, Николь; Кривов, Александр В .; Маршалл, Джонатан П .; Монтесинос, Бенджамин; Абрахам, Петер; Мор, Аттила; Брайден, Джеффри; Эйроа, Карлос (2014). «Радиусы дисков и размеры зерен в дисках для мусора, разрешенных методом Гершеля». Астрофизический журнал. 792 (1): 19. arXiv:1407.4579. Bibcode:2014ApJ ... 792 ... 65P. Дои:10.1088 / 0004-637X / 792/1/65. 65.
  12. ^ Stencel, R.E .; Бакман, Д. Э. (1991). "Исследование избытков инфракрасного излучения среди звезд САО высоких галактических широт". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 75: 905–924. Bibcode:1991ApJS ... 75..905S. Дои:10.1086/191553.
  13. ^ Шерет, I .; Dent, W. R. F .; Вятт, М. К. (2004). «Субмиллиметровые наблюдения и моделирование звезд типа Вега». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 348 (4): 1282–1294. arXiv:Astro-ph / 0311593. Bibcode:2004МНРАС.348.1282С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.07448.x.
  14. ^ а б c Wyatt, M.C .; и другие. (2005). "Субмиллиметровые изображения пыльного пояса Койпера вокруг η Корви". Астрофизический журнал. 620 (1): 492–500. arXiv:Astro-ph / 0411061. Bibcode:2005ApJ ... 620..492Вт. Дои:10.1086/426929.
  15. ^ а б Smith, R .; и другие. (2008). «Природа избытков в среднем инфракрасном диапазоне из-за горячей пыли вокруг звезд, подобных Солнцу». Астрономия и астрофизика. 485 (3): 897–915. arXiv:0804.4580. Bibcode:2008A&A ... 485..897S. Дои:10.1051/0004-6361:20078719.
  16. ^ Wyatt, M.C .; и другие. (2007). «Мимолетность горячей пыли вокруг звезд, подобных Солнцу». Астрофизический журнал. 658 (1): 569–583. arXiv:astro-ph / 0610102. Bibcode:2007ApJ ... 658..569 Вт. Дои:10.1086/510999.
  17. ^ а б Дюшен, G; и другие. (2014). «Пространственно разрешенное изображение двухкомпонентного диска обломков эта Crv с помощью Herschel». Астрофизический журнал. 784 (2): 148. arXiv:1402.1184. Bibcode:2014ApJ ... 784..148D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 784/2/148.
  18. ^ Лиссе, К. М.; и другие. (2012). "Свидетельства Спитцера о поздней тяжелой бомбардировке и образовании урелитов в п Корви на ~ 1 млрд лет". Астрофизический журнал. 747 (2): 93. arXiv:1110.4172. Bibcode:2012ApJ ... 747 ... 93L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 747/2/93.
  19. ^ 天文 教育 資訊 網 2006 年 7 月 22 [Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии] (на китайском языке).
  20. ^ Аллен, Р. Х. (1963). "Корвус". Имена звезд: их история и значение. Dover Publications.