HD 163296

DSHARPによるHD 163296周辺の円盤のALMA画像

分解された周星円盤は、1997年にオーウェンズバレー電波天文台で初めて特定された。当初、軌道長半径は110 AUと推定された。^{[ 33 ]} STISによる観測では、円盤ははるかに大きく、半径は450 AU、傾斜角は約60 ± 5 ° で、中心領域はクリアです。^{[ 17 ]}外側のリングは、超大型望遠鏡(VLT) の装置 NACO による散乱光で発見されました。リングは最初は途切れているように見えました。^{[ 34 ]}その後、ジェミニ惑星撮像装置による観測で完全なリングが示されました。注目すべきは、星の位置とリングの輪郭の間にずれがあることです。これはおそらく、円盤表面の散乱光によるものです。フレア状で傾斜した円盤では、リングがずれているように見えます。散乱光画像は小さな塵の粒子をトレースしています。^{[ 35 ]}アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計(ALMA) の塵の観測では、複数のリングが示されました。ALMA の塵の観測では、円盤の中央面にあるより大きな塵の粒子がトレースされています。^{[ 36 ]}高解像度の ALMA の塵と CO の画像は、2018 年に DSHARP チームによって発表されました。この新しい画像では、以前から知られていたリング、ギャップのある内側のリング、および B67 リングの近くの塵の三日月が示されました。^{[ 7 ]}外側の円盤は、2011年（すばる望遠鏡）から2016年（VLT/SPHERE）にかけて時間的に変化する照明を示している。この時間依存の変化は、内側の円盤から生じる影によって引き起こされている可能性が高い。_[ ^{37 ] STIS}による新たな観測では、330 AUに外側のリングが見つかり、時間的に変化する変化も発見された。^{[ 38 ]}円盤の総質量（ガス＋ダスト）は0.35 M☉未満、[39] または0.01～0.15 M☉である。[ 7 ^{] B67リング}のダスト_質量^{は81 ±} 13 _M☉ 、 B100リングのダスト質量は82 +26 −16 M _🜨 . ^{[ 40 ]}

HD 163296 の周囲の円盤にある隙間は、新しく形成された惑星によってできたものと考えられています。^{[ 12 ] [ 11 ]} 2023 年現在、円盤内には 4 つの惑星が提案されています。^{[ 49 ]}以下に、隙間と、それらの隙間にある候補惑星の説明を示します。

D10ギャップ：ある研究では、0.35～0.71 M _Jの質量を持つ惑星がギャップを形成していると示唆している。^{[ 11 ]}

_{D45ギャップ：55AUの三日月形は、} 54AUにある0.15MJ_の惑星によって再現できる。 ^{[ 7 ]}別の研究では、ギャップの大きさから質量を1.07～2.18MJと推定した。^{[ 11 ]}_{流体力学シミュレーションでは、}質量は0.46MJと示唆されている。 [ ^{12 ]後}のモデリングでは、木星質量の惑星が48AUの三日月形の非対称性を説明できることがわかった。三日月形は、惑星のラグランジュ点L5に捕捉された10～ 15M🜨_{の質量の塵を表している。} ^{[ 50 ]} D45ギャップにある提案された惑星の位置に局所化された炭素放出は、原始惑星の流入/流出または円盤風を表している可能性がある。^{[ 51 ]}別の研究では、2つのサブサターン惑星がD45ギャップ内にあり、4:3の軌道共鳴にあると示唆している。三日月形は、外惑星のL5点に閉じ込められた塵として見なされている。^{[ 49 ]}

D86ギャップ：COガスの摂動は、83 AUにある木星質量の惑星によって説明できる可能性がある。^{[ 52 ]}ある研究では、この惑星の質量は0.07-0.14 M _Jである可能性があると示唆している。^{[ 11 ]} 67 AUにある点状の光源は、ケック観測から質量6-7 M _Jの潜在的な原始惑星として特定された。惑星の周囲に周惑星円盤があれば、質量はもっと小さいかもしれない。^{[ 53 ]}点状のケック光源はSPHEREイメージングでは検出されなかったため、大質量惑星ではない。スペクトルが非常に赤ければ、質量の小さい惑星である可能性もある。^{[ 54 ]} COガスの速度のキンクは、94 ±6 AUに質量1 M _Jの惑星が存在することを示唆している。^{[ 55 ]}

D141ギャップ：ALMAで観測された中央および外側のダストリングのガスとダストの減少から、土星質量の2つの系外惑星が推測された。これらの惑星は100 AUと160 AUに位置する。しかし、系外惑星は存在せず、他の影響がこの観測を引き起こしている可能性もある。 ^{[ 36 ]} COガスの摂動は、137 AUにある木星質量の惑星によって説明できる。^{[ 52 ]}別の研究では、質量0.46 M _J、距離105 AU、および質量0.58 M _Jの別の惑星が160 AUにあると示唆している。^{[ 12 ]} NIRCamで、B100リングの外側111 AUに点状の候補が検出された。しかし、この候補は速度キンクとは異なる位置にある。質量は2～4 M _Jと示唆されている。この候補を確認するには、追跡観測が必要である。^{[ 56 ]}

D270ギャップ：円盤ガスの摂動から別の候補が提案され、約260 AUに2 M _{Jの惑星が存在する可能性が示唆された。} ^{[ 57 ]}この候補はSPHEREでは検出されなかったが、除外することはできなかった。^{[ 54 ]} COガスの螺旋構造は、リンドブラッド共鳴によって生成された惑星の航跡を生み出す惑星によって説明される。^{[ 58 ]}