Эта Корви - Eta Corvi

η Корви

Расположение η Corvi (обведено)
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Созвездие	Corvus
Прямое восхождение	12 ч 32 м 04.22653 с
Склонение	−16 ° 11 ′ 45,6165 ″
Видимая звездная величина  (V)	4,29–4,32
Характеристики
Спектральный тип	F2 V
Индекс цвета U − B	+0.00
Индекс цвета B − V	+0,38
Индекс цвета R − I	+0,18
Тип переменной	Подозреваемый
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )	−2,80 ± 1,5 км / с
Собственное движение (μ)	RA: -425.17  Мась / год декабрь .:  -57.23  Рождество / год
Параллакс (π)	54,70 ± 0,17  мсек. Дуги
Расстояние	59,6 ± 0,2  св. Лет (18,28 ± 0,06  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )	2,99
Подробности
Масса	1,43 ± 0,05  М ☉
Радиус	1.2  R ☉
Температура	6700  К
Металличность	[Fe / H] = -0,03
Скорость вращения ( v  sin  i )	68 ± 2 км / с
Возраст	1.5+0,2 -0,4 Гир
Прочие обозначения
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
Ссылки на базы данных
SIMBAD	данные
ARICNS	данные

Эта ворона ( ЭТА Crv , η Корви , η CRV ) является F-типа главной последовательности звезд , шестой-яркая звезда в созвездии из Corvus . На орбите этой звезды были обнаружены два диска обломков: один на высоте ~ 150 а.е., а другой более теплый 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 железа и других тяжелых элементов в его атмосфере составляет всего около 93% от солнечной. Проецируется скорость вращения на экваторе звезды ( v грех я ) составляет 68 км / с - более чем в 30 раз быстрее , чем у Солнца Желто-белая звезда главной последовательности спектрального класса F2V, ее температура поверхности оценивается в 6950 K. Она в 1,52 раза массивнее Солнца и в 4,87 раза ярче. Он находится на расстоянии 59 световых лет от Солнечной системы.

IRAS спутник обнаружил избыток инфракрасного излучения от этой звезды, за то , что обычно можно ожидать для звездного объекта этого класса. Наблюдения в субмиллиметровом диапазоне подтвердили наличие избыточной пыли на орбите вокруг звезды, имеющей около 60% массы Луны и температуру 80 К. Данные указывают на диск обломков с предполагаемым максимальным радиусом 180 а.е. от звезды. , или в 180 раз больше расстояния между Землей и Солнцем. (Сравните с поясом 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. Ориентирован под углом к линии прямой видимости с Земли. Большая часть внутренних 100 а.е. диска относительно свободна от материала, что предполагает, что он был очищен планетной системой. Кроме того, было обнаружено инфракрасное излучение, которое, по-видимому, исходит от внутреннего, более горячего диска обломков в пределах 3,5 а.е. от звезды.

Поскольку эффект Пойнтинга-Робертсона заставил бы пыль во внешнем диске закручиваться по спирали 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 в результате столкновений планетезималей, движущихся по орбите на расстоянии около 150 а.е., которые многократно разбиваются на все более мелкие части, в конечном итоге превращаясь в пыль. Происхождение внутреннего диска неясно. Возможно, он произошел от планетезималей, которые недавно переместились из внешних областей системы во внутреннюю систему, в процессе, аналогичном поздней тяжелой бомбардировке в истории Солнечной системы , и впоследствии были измельчены в пыль в результате столкновений.

Возможна поздняя тяжелая бомбардировка

В 2010–2011 гг. Кэри Лисс из Лаборатории прикладной физики Университета Джона Хопкинса и его группа проанализировали спектр теплой околозвездной пыли ( ~ 360 К) на спутнике Spitzer IRS (5–35 мкм) и обнаружили, что он ясно показывает наличие тепла, воды и углерода. -богатая пыль на расстоянии ~ 3 а.е. от центральной звезды, в обитаемой зоне системы , несвязанной и в отдельном резервуаре от протяженного суб-миллиметрового пылевого кольца системы на 150 ± 20 а.е. Спектральный сходные черты в натуральной форме и амплитуде к найденному для ультра-примитива (т.е., формируются очень рано в жизни системы этой ворона) \ 10 Миэра старого Кометного материал было найдены (вода со льдом и газ, оливины и пироксенами , аморфный углерод и металлические сульфиды ), в дополнение к выбросам из - за воздействия производства диоксида кремния и высокой температуры / давления углеродистых фаз. Теплая пыль очень примитивна и определенно не от астероидного родительского тела. Присутствует большое количество теплой пыли размером 0,1–1000 мкм , по крайней мере 3 x 10 ¹⁹ кг , в примерно столкновительном равновесном распределении с dn / da ~ a ^−3,5 . Это эквивалент 160- километрового -радиуса кентавра или среднего пояс Койпер объекта 1,0 г см ^-3 плотности или « комета » 260 км радиуса и 0,40 г см ^-3 плотности. Масса теплой пыли намного больше, чем масса кометы Солнечной системы (10 ¹² - 10 ¹⁵ кг), но очень похожа на массу объекта пояса Койпера (10 ¹⁹ - 10 ²¹ кг). Количество воды, связанной в наблюдаемом материале, ~ 10 ¹⁹ кг, составляет> 0,1% воды в океанах Земли, и количество углерода также значительно, ~ 10 ¹⁸ кг.

Команда обнаружила, что лучшая модель того, что происходит, заключается в том, что некоторый процесс (например, планетарная миграция ) динамически возбуждает эквивалент Эта Корви пояса Койпера (KB) Солнечной системы , вызывая частые столкновения между объектами пояса Койпера (KBO). и производит 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., высвободив большое количество термически необработанного примитивного льда. и пыль с высоким содержанием углерода. Их анализ показывает, что система, вероятно, является хорошим аналогом процессов поздней тяжелой бомбардировки (LHB), которые произошли в ранней Солнечной системе через 0,6–0,8 млрд лет после образования включений, богатых кальцием и алюминием ( минералы, такие как оливины, которые являются среди первых твердых тел, сконденсировавшихся из остывающего протопланетного диска ) и, таким образом, заслуживает дальнейшего подробного изучения, чтобы понять природу LHB. Это также хорошая система для поиска каменистого планетарного тела в ~ 3 а.е. (планета, подвергшаяся удару) и гигантской планеты на ~ 115 а.е. (динамическая мешалка пояса Койпера в ~ 3: 2 резонансе Койпера. ленточная пыль на 150 а.е.).

Имя

В китайской астрономии Эта Корви называется 左 轄, Пиньинь : Zuǒxiá, что означает Левая Линчпин , потому что эта звезда отмечает себя и стоит особняком в астеризме Левая Линчпин , особняке Колесницы (см .: Китайское созвездие ). 左 轄 (Zuǒxiá), прозападное название Tso Hea, но имя Tso Hea уже было обозначено RH Allen для β Corvi (Kraz).

Рекомендации