에타 코르비

Eta Corvi
η 코르비
Corvus constellation map.svg
Red circle.svg
η 코르비(순환)의 위치
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS)
별자리 코르부스
우측 상승 12h 32m 04.22653s[1]
탈위임 −16° 11′ 45.6165″[1]
겉보기 크기 (V) 4.29–4.32[2]
특성.
스펙트럼형 F2 V[3]
U-B색지수 +0.00[4]
B-V색지수 +0.38[4]
R-I 색지수 +0.18[5]
변수형 의심됨[2]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)-2.80 ± 1.5km[6]/s
고유 운동 (μ) RA: -425.17마스[1]/yr
Dec.: −57.23[1]mas/yr
시차 (π)54.70 ± 0.17[1] 마스
거리59.6 ± 0.2 ly
(18.28 ± 0.06 pc)
절대치수 (MV)2.99[7]
세부 사항
미사1.43 ± 0.05[7] M☉
반지름1.2[8] R☉
온도6700[7] K
금속성[Fe/H] = −0.03[7]
회전 속도 (v sin i)68 ± 2[9] km/s
나이1.5+0.2
−0.4[7] Gyr
기타 지정
η Crv, Eta Corvi, Eta Crv, 8 Corvi, 8 Crv, BD−15°3489, GC 17087, GJ 471.2, GJ 9411, HD 109085, HIP 61174, HR 4775, LTT 4755, NLTT 31021, PPM 225971, SAO 157345[10]
데이터베이스 참조
심바드자료
아리친스자료

에타 코르비(Eta Crv, η Corvi, η Crv)는 F형 주계열성으로, 코르부스 별자리에서 6번째로 밝은 별이다.이 별의 궤도를 도는 두 개의 파편 원반이 발견되었는데, 하나는 150AU이고, 다른 하나는 몇 개의 천문단위(AU) 내에서 따뜻한 것이다.

특성.

에타 코르비 계통의 혜성 폭풍에 대한 예술가의 구상, 행성이 있을 가능성이 있는 것

에타 코르비는 태양 연령의 약 30%에 불과하다.그 대기 중의 철분 등 무거운 원소의 농도는 태양의 93% 정도에 불과하다.[7]항성의 적도(v sin i)에서 투영된 회전 속도는 68 km/s로 태양의 그것보다 30배 이상 빠르다.[9]스펙트럼 타입 F2V의 황백색 주계열성으로 표면온도는 6950K로 추정된다.태양보다 1.52배, 광도 4.87배이다.태양계로부터 59광년 떨어져 있다.[11]

IRAS 위성은 이 등급의 별의 물체에 대해 일반적으로 예상할 수 있는 것보다 더 많은 적외선 방사선을 탐지했다.[12]서브밀리미터 대역의 관측을 통해 달 질량의 약 60%와 80K의 온도를 가진 항성 주위의 궤도에 과도한 먼지가 존재한다는 것을 확인했다.데이터는 항성으로부터 최대 반경이 180AU로 추정되거나 지구와 태양의 분리의 180배인 파편 원반을 가리켰다.[13] (태양에서 55AU까지 확장되는 카이퍼 벨트와 비교)

최근 서브밀리미터 관측을 통해 외부 반경이 150AU인 이물질의 평평한 위치별 원반이 존재함을 확인할 수 있다.그것은 지구에서 시선으로 향하는 경향에 있다.디스크의 내부 100AU의 대부분은 상대적으로 재료가 없으며, 이는 행성계에 의해 제거되었음을 시사한다.[14]또한, 항성의 3.5AU 내에 있는 더 뜨거운 내부 잔해 원반에서 나온 것으로 보이는 적외선 방사선이 관찰되었다.[15]

포아닌팅-로버트슨 효과로 인해 외부 원반의 먼지가 시스템 나이보다 훨씬 어린 2000만년 이내에 항성으로 소용돌이치며 유입되기 때문에, 외부 원반에서 관찰된 먼지의 존재는 지속적으로 보충되어야 한다는 것을 의미한다.이는 약 150AU의 거리에서 궤도를 선회하는 행성의 충돌로 인해 발생하며, 이 충돌은 반복적으로 더 작고 작은 조각으로 분해되어 결국 먼지가 되는 것으로 생각된다.[14]내부 디스크의 원점이 명확하지 않다.그것은 태양계 역사상 후기 중폭격포와 유사한 과정으로 최근에 시스템의 외부 영역에서 내부 시스템으로 이동한 행성상 시멘탈에서 비롯되었고, 그 후에 충돌로 인해 먼지에 접하게 된 것에서 유래되었을지도 모른다.[16][17]

에타 코르비 행성계[14][15][17]
동반자
(별에서 순서대로) 		미사 세미마조르 축
(AU) 		궤도 주기
(년) 		편심성 기울기 반지름
더스트 디스크 6.7 ± 2.7 AU — —
더스트 디스크 165.8 ± 3.7 AU 46.8° ± 1.3° —

후기 중폭격 가능성

2010–2011에서, 캐리 Lisse은 존스 홉킨스 대학 응용 물리 연구소와 그의 group[18]의, 자신은 시스템의 살 수 있는 구역대 결합과 separa에서~3 AU에서 중앙 별에서 water-과carbon-rich한 먼지를 위한 명확한 흔적이 발견한 스피처 국세청은 따뜻한, ~360K 별의 주위를 도는 먼지의 5–35 μm 스펙트럼 분석했다.기 r150 ± 20 AU에서 시스템의 확장된 서브mm 먼지 링에서 나오는 에스테르부아르.초원성(Eta Corvi 시스템 수명 초기 형성)에 대해 발견된 것과 유사한 스펙트럼 특성 및 진폭과 유사한 스펙트럼 특성이 ~10Myr의 구형 운성 물질(물 얼음과 가스, 올리빈과 피록신, 비정형 탄소 및 금속 황화물)이 발견되었으며, 충격으로 인한 방출과 더불어 실리카 및 고온/p에 의한 방출이 추가되었다.카본색 단계를 재확보하다따뜻한 먼지는 매우 원시적이며, 확실히 소행성 모체에서 나온 것은 아니다.dn/da ~ a와−3.5 대략적인 충돌 평형 분포에서 0.1 ~ 1000 μm의 따뜻한 먼지의 최소 3 x 1019 kg의 다량이 존재한다.이는 160km 반경 센타우루스 또는 1.0g 밀도의−3 중형 카이퍼 벨트 물체나 반경 260km, 0.40g−3 밀도의 "코메트"에 해당한다.따뜻한 먼지 질량은 태양계 혜성의 질량1215(10~10kg)보다 훨씬 크지만 카이퍼 벨트 물체의 질량(1019~10kg21)과 매우 유사하다.관측된 물질에 묶여 있는 물의 양인 ~10kg은19 지구 해양의 수분의 0.1% 이상이며, 탄소의 양 또한 상당하여 ~10kg이다18.

연구팀은 어떤 과정(예: 행성 이동)이 태양계 카이퍼 벨트(KB)의 에타 코르비 등가물을 역동적으로 흥분시켜 카이퍼 벨트 객체(KBO) 간에 잦은 충돌을 일으키고 관측된 다양한 카이퍼 벨트 먼지를 생성하는 것이 최선의 모델이라는 것을 발견했다.이 과정의 일환으로, 흥분한 KBO들 중 하나 이상이 그것을 내부 시스템으로 보내는 궤도에 흩어졌고, 그 궤도는 ~3AU에서 행성급 몸과 충돌하여 열처리되지 않은 원시적인 얼음과 탄소가 풍부한 먼지를 다량 방출하였다.이들의 분석에 따르면 이 시스템은 칼슘-알루미늄 함량이 높은 포함물(냉각 원행성 원반에서 응축된 최초의 고형분 중 올리브와 같은 미세물)이 형성된 후 0.6–0.8 Gyr로 초기 태양계에서 발생한 후기 중폭격(LHB) 공정에서 좋은 아날로그일 가능성이 있으며, 따라서 와이드(W)가 된다.LHB의 특성을 이해하기 위한 추가 상세 연구의 정확성.또한 ~3AU(충돌된 행성)에서 암석 행성체를 탐색하고, ~115AU(Kuiper 벨트 동적 교반기 ~ 150AU에서 카이퍼 벨트 분진의 3:2 공명)에서 거대 행성을 탐색하는 것도 좋은 시스템이다.

이름

중국 천문학에서는 에타 코르비를 左轄, 핀인: Zuǒxia라고 부르는데, 이 별은 스스로 표시를 하고 있고 왼쪽 린치핀 별칭인 전차 맨션에 홀로 서 있기 때문이다(: 중국 별자리 참조).[19]左轄 (Zuǒxiah)는 Tso Hea로 서구화되었지만, Tso Hea라는 이름은 이미 R.H. Allen에 의해 β Corvi(Kraz)로 지정되었다.[20]

참조

  1. ^ a b c d e van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ a b Kukarin, B.W.; et al. "NSV 5690". Institute of Astronomy of Russian Academy of Sciences/Sternberg Astronomical Institute.
  3. ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Bubar, E. J.; McGahee, C. E.; O'Donoghue, A. A.; Knox, E. R. (2006). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 pc – The Southern Sample". The Astronomical Journal. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637. S2CID 119476992.
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  13. ^ Sheret, I.; Dent, W. R. F.; Wyatt, M. C. (2004). "Submillimetre observations and modelling of Vega-type stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (4): 1282–1294. arXiv:astro-ph/0311593. Bibcode:2004MNRAS.348.1282S. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07448.x. S2CID 15238852.
  14. ^ a b c Wyatt, M. C.; et al. (2005). "Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around η Corvi". The Astrophysical Journal. 620 (1): 492–500. arXiv:astro-ph/0411061. Bibcode:2005ApJ...620..492W. doi:10.1086/426929. S2CID 14107485.
  15. ^ a b Smith, R.; et al. (2008). "The nature of mid-infrared excesses from hot dust around Sun-like stars". Astronomy and Astrophysics. 485 (3): 897–915. arXiv:0804.4580. Bibcode:2008A&A...485..897S. doi:10.1051/0004-6361:20078719. S2CID 9468215.
  16. ^ Wyatt, M. C.; et al. (2007). "Transience of Hot Dust around Sun-like Stars". The Astrophysical Journal. 658 (1): 569–583. arXiv:astro-ph/0610102. Bibcode:2007ApJ...658..569W. doi:10.1086/510999. S2CID 6205766.
  17. ^ a b Duchene, G; et al. (2014). "Spatially resolved imaging of the two-component eta Crv debris disk with Herschel". The Astrophysical Journal. 784 (2): 148. arXiv:1402.1184. Bibcode:2014ApJ...784..148D. doi:10.1088/0004-637X/784/2/148. S2CID 56113175.
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  19. ^ 天文教育資訊網 2006 年 7 月 22 日 [Activities of Exhibition and Education in Astronomy] (in Chinese).
  20. ^ Allen, R. H. (1963). "Corvus". Star Names: Their Lore and Meaning. Dover Publications.