Loading article…
 月ほどの大きさの天体が水星ほどの大きさの天体に衝突する様子を描いた想像図。天体が秒速 10 km (時速約 22,400 マイル) を超える速度で衝突すると、巨大な閃光が放たれ、岩石の表面が蒸発して溶け、高温の物質が至る所に飛び散ります。 | |
| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | パヴォ |
| 赤経 | 18時間45分26.9011秒 |
| 偏角 | −64° 52′ 16.533″ |
| 見かけの等級 （V） | 4.8 |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | A5 IV/V、[1] A7V (Hipparcos 2007 カタログ) |
| 天体測量 | |
| 距離 | 95.34 ± 1.86 光年 ( 29.23 ± 0.57 pc ) |
| 詳細 | |
| 質量 | 2.0 [2] メートル☉ |
| 明るさ | 9.5 [2 ] L☉ |
| 温度 | 8,000 [1] K |
| 回転速度( v sin i ) | 175 [3] km/s |
| 年 | ~12, [2] ~20 [4] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
HD 172555は、地球からくも座の方向、95光年離れた比較的近いところにあるA7V型の 白熱恒星です。[5]分光写真の証拠は、比較的最近、2つの惑星サイズの天体が衝突し、小さい方の天体は少なくとも月の大きさだったことを示しており、大きい方の天体は少なくとも水星の大きさだったことに深刻な損傷を与えました。衝突の証拠は、NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡によって検出されました。[6] [2]
巨大な超高速衝突破片
HD 172555は、1980年代にIRASスカイサーベイによって中間赤外線で異常に明るいことが初めて確認されました。Schützら[7]と同じく2004年のSpitzer宇宙望遠鏡[8]による地上からの追跡観測により、この系からの赤外線スペクトル放射の異常に強い性質が確認されました。この放射は、恒星の表面から通常放射されるものよりはるかに明るいものでした。β Pic移動グループの一部であるHD 172555は、より有名な系と同時期に誕生し、約2000万歳の、β Picと同じ種類の白熱星で、質量は太陽の約2倍、明るさは太陽の約9.5倍です。現在の惑星形成理論や非常によく似たβ Pic系との比較から、HD 172555は地球型（岩石）惑星形成の初期段階にあることが示唆されています。
HD 172555 が特別なのは、地球の大部分を構成する通常の岩石物質、かんらん石や輝石などのケイ酸塩ではなく、非晶質シリカや SiO ガスなどの珍しいケイ質物質が大量に存在することです。この円盤内の物質は、2009 年にメリーランド州ローレルにあるジョンズ ホプキンス大学応用物理学研究所の Carey Lisse 氏によって、スピッツァー宇宙望遠鏡に搭載された赤外線 分光計とディープ インパクトおよびスターダスト彗星探査の結果を使用して分析されました。 [2]原子および鉱物の組成、塵の温度、および塵の質量を分析すると、HD 172555から5.8+/-0.6 AUの領域（このシステムの凍結ラインの内側）に、再凍結した溶岩（黒曜石）や瞬間凍結したマグマ（テクタイト）に似た大量の（月の質量に相当する）温かい（約340K）物質、および多量の蒸発した岩石（一酸化ケイ素またはSiOガス）と瓦礫（大きな黒い塵の破片）が存在することが示されています。この物質は、2つの大きな天体間の超高速衝突で生成されたに違いありません。10 km/s未満の衝突時の相対速度では、どこにでもあるオリビンと輝石がシリカとSiOガスに変化することはありません。この速度の巨大衝突は通常、衝突した天体を破壊し、衝突した天体の表面全体を溶かします。
豊富な非晶質シリカと SiO ガスの検出の意味は次のとおりです。
- 巨大な超高速衝突は若い惑星系で起こります。太陽系にはこのような衝突の例が数多くあります(Hartmann & Vail 1986)。水星の高密度、金星の逆行自転、地球の月、火星の北半球/南半球のクレーター異方性、ベスタの火成岩起源 (Drake 2001)、黄道面付近にある天王星の自転軸などです。広範囲にわたる衝突溶融の地域的な地質学的証拠には、地球で見つかったテクタイトや月の土壌で見つかったガラスビーズなどがあります (Warren 2008)。
- HD 172555 系には、形成後約 2000 万年の間に、岩石原始惑星、そしておそらく惑星が存在する。
- もし衝突が過去数千年以内に起こったとしたら、HD 172555系には液体のマグマ表面を持つ原始惑星が存在する可能性が高い。これは予想外のことではない。地球の重力結合エネルギーの簡単な計算から、地球を形成する際に放出されるエネルギーは、地球を溶かすのに必要な量の約10倍であることが分かる。[9]
2020年に発表されたこのシステムの追跡VISNIR観測では、観測された微細塵の大部分が直径1～4マイクロメートルの非常に微細な粒子で構成されていることが示されています。[10]これは最近の超高速衝突から予想されるとおりです。[11]
2021年には、アルマ望遠鏡によって恒星から約6AU離れた位置に一酸化炭素リングも発見され、このシステムの構造を説明する巨大衝突シナリオをさらに強化した。検出された大量のCOガスは、衝突した惑星の大気から発生した可能性が高い。[12]
2023年には、半径約2.5km、恒星から0.05AUの距離にある彗星の通過が検出された可能性があると発表されました。 [13]
参照
参考文献
- ^ ab Wyatt, MC; Smith, R.; Su, KYL; et al. (2007 年 7 月)、「A 星の周りのデブリ ディスクの定常状態進化」、The Astrophysical Journal、663 (1): 365–382、arXiv : astro-ph/0703608、Bibcode :2007ApJ...663..365W、doi :10.1086/518404、S2CID 18883195
- ^ abcde Lisse, CM; Chen, CH; Wyatt, MC; et al. (2009)、「約 12 Myr HD172555 システムにおける巨大超高速衝突によって生成された豊富な恒星周シリカダストと SiO ガス」、Astrophysical Journal、701 (2): 2019–2032、arXiv : 2011.13168、Bibcode :2009ApJ...701.2019L、doi :10.1088/0004-637X/701/2/2019、S2CID 56108044
- ^ ソン、インソク;カイヨー、J.-P.バラド・イ・ナバスクエス、デイビッド。他。 (2001 年 2 月)、「uvbyβ 測光による A 型ベガ様星の年齢」、天体物理学ジャーナル、546 (1): 352–357、arXiv : astro-ph/0010102、Bibcode :2001ApJ...546.. 352S、土肥:10.1086/318269、S2CID 18154947
- ^ Mamajek, Eric E.; Bell, Cameron PM (2014). 「β Pictoris 移動銀河群の年齢について」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (3): 2169–2180. arXiv : 1409.2737 . Bibcode :2014MNRAS.445.2169M. doi : 10.1093/mnras/stu1894 .
- ^ 世界が衝突するとき Archived 2009-08-13 at the Wayback Machine Discover 誌、2009年8月10日
- ^ 高温の塵が近くの恒星の周りで激しい惑星衝突を起こしている証拠[永久リンク切れ ] Physics Today、2009年10月
- ^ Schütz, O.; Meeus, G.; Sterzik, MF (2004 年 9 月 10 日). 「恒星周縁ディスクの中間赤外線観測。II. ベガ型星と主系列後の天体」.天文学と天体物理学. 431 : 175–182. arXiv : 0904.4278 . Bibcode :2005A&A...431..175S. doi :10.1051/0004-6361:20041490.
- ^ Chen, CH; Sargent, B. A; Bohac, C.; et al. (2006). 「IRAS で発見されたデブリディスクの Spitzer IRS 分光法」.アストロフィジカルジャーナル. 166 (1): 351–377. arXiv : astro-ph/0605277 . Bibcode :2006ApJS..166..351C. doi :10.1086/505751. S2CID 14042387.
- ^ L., Schafer; B., Fegley (2009)、「蒸発するスーパーアースのケイ酸塩大気の化学」、天体物理学ジャーナル、703 (2): L113–L117、arXiv : 0906.1204、Bibcode :2009ApJ...703L.113S、doi :10.1088/0004-637X/703/2/L113、S2CID 28361321
- ^ マーシャル、ジョナサン P.; コットン、ダニエル V.; シクルナ、ピーター; ベイリー、ジェレミー; ケジオラ・チャドツァー、ルシーナ; ボット、キンバリー (2020)、「HD 172555 の偏光および放射伝達モデリング」、王立天文学会月報、499 (4): 5915–5931、arXiv : 2011.13168、doi : 10.1093/mnras/staa3195
- ^ Johnson, BC; Lisse, CM; Chen, CH; et al. (2012)、「HD172555 系における巨大超高速衝突によって生成された恒星周デブリの自己矛盾のないモデル」、Astrophysical Journal、761 (1): 45、arXiv : 1210.6258、Bibcode :2012ApJ...761...45J、doi :10.1088/0004-637X/761/1/45、S2CID 119215296
- ^ Schneiderman, Tajana; Matrà, Luca; Jackson, Alan P.; Kennedy, Grant M.; Kral, Quentin; Marino, Sebastián; Öberg, Karin I.; Su, Kate YL; Wilner, David J.; Wyatt, Mark C. (2021)、「若い系の内部領域における巨大衝突によって生成された一酸化炭素ガス」、Nature、598 (7881): 425–428、arXiv : 2110.15377、Bibcode :2021Natur.598..425S、doi :10.1038/s41586-021-03872-x、PMID 34671135、S2CID 239050652
- ^ Kiefer, F.; et al. (2023)、「HD 172555 の CHEOPS 光曲線における太陽系外彗星通過のヒント」、Astronomy & Astrophysics、671 : A25、arXiv : 2301.07418、Bibcode :2023A&A...671A..25K、doi :10.1051/0004-6361/202245104、S2CID 255998728
外部リンク
- 世界が衝突するとき。フィル・プレイト、ディスカバーのウェブサイト、ブログ / Bad Astronomy。2009 年 8 月 10 日。衝突の様子を描いたNASA のアニメーション。2009 年 8 月 11 日閲覧
さらに読む
- Lisse, CM; Chen, CH; Wyatt, MC; Morlok, A.; Song, I.; Bryden, G.; Sheehan, P. (2009 年 6 月 16 日)。「約 12 Myr HD172555 システムにおける巨大超高速衝突によって生成された豊富な恒星周シリカダストと SIO ガス」。天体物理学ジャーナル。701 ( 2): 984–997。arXiv : 0906.2536。Bibcode : 2009ApJ ...701.2019L。doi :10.1088/ 0004-637X /701/2/2019。S2CID 56108044 。
- Chen, CH; Sargent, B. A; Bohac, C.; Kim, KH; Leibensperger, E.; Jura, M.; Najita, J.; Forrest, WJ; 他 (2006 年 5 月 11 日)。「IRAS が発見したデブリ ディスクの Spitzer IRS 分光法」。天体物理学ジャーナル。166 (1): 351。arXiv : astro - ph/0605277。Bibcode :2006ApJS..166..351C。doi : 10.1086/505751。S2CID 14042387。
- Schütz, O.; Meeus, G.; Sterzik, MF (2004 年 9 月 10 日)。「恒星周縁ディスクの中間赤外線観測。II. ベガ型星と主系列後の天体」。天文学と天体物理学。431 : 175–182。arXiv : 0904.4278。Bibcode : 2005A &A...431..175S。doi : 10.1051/0004-6361:20041490 。
- Hartmann, WK; Vail, SM (1986)。「巨大衝突体 - 考えられる大きさと個体数」。WK Hartmann、RJ Phillips、GJ Taylor (編)。月の起源に関する会議議事録。テキサス州ヒューストン:月惑星研究所。p. 551。