エタコルヴィ

ηコルヴィ

η Corvi の位置 (丸で囲んだ部分)
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0 ( ICRS )
星座	コルヴス
赤経	12時間32分04.22653秒[1]
偏角	−16° 11′ 45.6165″ [1]
見かけの等級 （V）	4.29–4.32 [2]
特徴
スペクトル型	F2V [3]
U−B色指数	+0.00 [4]
B−V色指数	+0.38 [4]
R−I色指数	+0.18 [5]
変数型	疑わしい[2]
天体測量
視線速度(R v )	−2.80 ± 1.5 [6]  km/s
固有運動（μ）	RA:  −425.17 [1] マス/年 12 月:  −57.23 [1] マス/年
視差（π）	54.70 ± 0.17  mas [1]
距離	59.6 ± 0.2 光年 (18.28 ± 0.06  pc )
絶対等級 (M V )	2.99 [7]
詳細
質量	1.52 [8] メートル☉
半径	1.61 [9] [a]  R ☉
明るさ	5.06 ± 0.05 [8  ] L☉
温度	7,000 [8]  K
回転速度( v  sin  i )	68 ± 2 [10]  km/s
年	1.4 ± 0.3 [11] ギガ
その他の指定
η Crv、エータ コルヴィ、エータ Crv、8 コルヴィ、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 [12]
データベース参照
シンバド	データ
アリンス	データ

コルヴィ・イータ星（Eta Crv、η Corvi、η Crv）は、F型 主系列 星で、からす座で6番目に明るい星です。この星の周りを回る2つの破片円盤が検出されており、1つは約150 AUにあり、もう1つは数天文単位（AU）以内のより温かいものです。

コルヴィ星イータの年齢は太陽の約30%に過ぎない。大気中の鉄やその他の重元素の濃度は太陽の約93%に過ぎない。 ^[7]星の赤道での予想自転速度（v sin i）は68 km/sで、太陽の30倍以上である。^[10]スペクトル型F2Vの黄白色の主系列星で、表面温度は6950 Kと推定されている。質量は太陽の1.52倍、明るさは4.87倍である。太陽系から59光年離れている。^[13]

IRAS衛星は、この恒星から通常このクラスの恒星に予想される量を超える過剰な赤外線放射を検出しました。 ^[14]サブミリ波帯での観測により、月の約60%の質量と80 Kの温度を持つ恒星の周りの軌道に過剰な塵の存在が確認されました。データは、恒星から推定最大半径180 AU、つまり地球と太陽の距離の180倍のデブリディスクを示しました。 ^[15] （太陽から55 AUまで広がる カイパーベルトと比較してください。）

最近のサブミリ波観測により、外半径150 AUの平坦な恒星周円盤の存在が確認された。この円盤は地球からの視線に対して傾斜している。円盤の内側100 AUの大部分は比較的物質が無く、惑星系によって除去されたことを示唆している。[ ^16]さらに、恒星から3.5 AU以内の内側のより高温の円盤から放射されていると思われる赤外線が観測されている。^[17]

ポインティング・ロバートソン効果により、外殻円盤の塵は2000万年以内に恒星に螺旋状に引き込まれ、これは系の年齢よりもはるかに若いため、外殻円盤に塵が存在することは、それが絶えず補充されているに違いないことを意味する。これは、約150AUの距離を周回する微惑星の衝突によって起こり、それらは繰り返し小さな破片に分解され、最終的に塵になると考えられている。^[16]内殻円盤の起源は明らかではない。それは、太陽系の歴史における後期重爆撃に似たプロセスで、系の外側の領域から内側の系に最近移動した微惑星に由来し、その後衝突によって粉々にされた可能性がある。^{[18] [19]}

2010年から2011年にかけて、ジョンズ・ホプキンス大学応用物理学研究所のCarey Lisseと彼のグループ^{[11]は、約360} Kの温かい恒星周塵のスピッツァーIRS 5–35 μmスペクトルを解析し、中心星から約3 AUのところに、水と炭素に富む温かい塵の明確な証拠が示されていることを発見しました。この塵は、システムの居住可能領域にあり、システムの150 ± 20 AUにある拡張サブミリダストリングとは分離しており、別のリザーバーにあります。衝突によって生成されたシリカと高温高圧の炭素質相による放射に加えて、非常に原始的な（つまり、コルヴィ座イータ星系の寿命の非常に初期に形成された）約1000万年前の彗星物質に見られるものと種類と振幅が類似したスペクトル特徴（水氷とガス、オリビンと輝石、アモルファス炭素と金属硫化物）が見つかりました。温かい塵は非常に原始的で、明らかに小惑星の母天体からのものではありません。少なくとも 3 x 10 ¹⁹ kgの 0.1 – 1000 μm の温かい塵が、dn/da が約 a ^{−3.5 の衝突}平衡分布で大量に存在しています。これは、半径 160 km のケンタウルス族または密度 1.0 g cm ⁻³の中型カイパーベルト天体、または半径 260 km で密度 0.40 g cm ⁻³の「彗星」に相当します。温かい塵の質量は、太陽系の彗星 (10 ¹² – 10 ¹⁵ kg)よりもはるかに大きいですが、カイパーベルト天体の質量 (10 ¹⁹ – 10 ²¹ kg) と非常に似ています。観測された物質に含まれる水の量は約 10 ¹⁹ kg で、地球の海の水の 0.1% を超えており、炭素の量も約 10 ¹⁸ kg とかなり多い。

研究チームは、現在起こっていることを説明する最良のモデルは、何らかのプロセス（例えば、惑星の移動）が太陽系のカイパーベルト（KB）のイータコルビ相当の領域を動的に励起し、カイパーベルト天体（KBO）間の衝突を頻繁に引き起こし、観測されている大量のカイパーベルト塵を生み出しているというものである、と結論付けた。このプロセスの一環として、励起されたKBOの1つ以上が軌道上に散乱して内部系に送られ、そこで約3 AUの惑星クラスの天体と衝突し、大量の熱処理されていない原始的な氷と炭素を豊富に含む塵を放出した。彼らの分析によると、この系は、カルシウムとアルミニウムに富む包有物（冷却中の原始惑星系円盤から凝縮した最初の固体の1つであるオリビンなどの鉱物）の形成後に、初期太陽系で0.6～0.8 Gyrに発生した後期重爆撃（LHB）プロセスの良い類似物である可能性が高く、したがって、LHBの性質を理解するためにさらに詳しく研究する価値があることが示唆されています。また、約3 AUの岩石惑星（衝突した惑星）や約115 AUの巨大惑星（150 AUのカイパーベルトダストの約3:2共鳴にあるカイパーベルトの動的撹拌子）の探索を行うのに適した系でもあります。

中国天文学では、コルヴィ星のイータは左督（ピンイン：Zuǒxiá ）と呼ばれ、左の要となる。これは、この星が自らをマークし、左の要となる星座、チャリオット・マンション（中国の星座を参照）の中に単独で立っているためである。^{[20]左督（Zuǒxiá）は西洋化されてTso Heaとなったが、} Tso Heaという名前はすでにRHアレンによってコルヴィ星のβ（Kraz）に指定されていた。^[21]