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Eta Corvi

Eta Corvi ( Eta Crv , η Corvi , η Crv ) es una estrella de secuencia principal de tipo F , la sexta estrella más brillante de la constelación de Corvus . Se han detectado dos di...

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Eta Corvi ( Eta Crv , η Corvi , η Crv ) es una estrella de secuencia principal de tipo F , la sexta estrella más brillante de la constelación de Corvus . Se han detectado dos discos de escombros orbitando esta estrella, uno a ~150 UA y otro más cálido a unas pocas unidades astronómicas (UA).

Propiedades

Concepción artística de una tormenta de cometas en el sistema Eta Corvi, con un posible planeta

Eta Corvi tiene sólo un 30% de la edad del Sol. La concentración de hierro y otros elementos pesados ​​en su atmósfera es sólo un 93% de la del Sol. [7] La ​​velocidad de rotación proyectada en el ecuador de la estrella ( v sen i ) es de 68 km/s - más de 30 veces más rápida que la del Sol. [10] Es una estrella de secuencia principal de color amarillo-blanco de tipo espectral F2V, tiene una temperatura superficial estimada de 6950 K. Tiene 1,52 veces la masa del Sol y es 4,87 veces más luminosa. Está a 59 años luz de distancia del Sistema Solar. [13]

El satélite IRAS detectó un exceso de radiación infrarroja de esta estrella, más allá de lo que normalmente se esperaría para un objeto estelar de esta clase. [14] Las observaciones en la banda submilimétrica confirmaron la presencia de exceso de polvo en órbita alrededor de la estrella que tiene alrededor del 60% de la masa de la Luna y una temperatura de 80 K. Los datos indicaron un disco de escombros con un radio máximo estimado de 180 UA de la estrella, o 180 veces la separación de la Tierra y el Sol. [15] (Compárese con el cinturón de Kuiper , que se extiende hasta 55 UA del Sol).

Recientes observaciones submilimétricas confirman la presencia de un disco de escombros circunestelar plano exterior con un radio exterior de 150 UA. Está orientado con una inclinación respecto de la línea de visión desde la Tierra. La mayor parte de las 100 UA interiores del disco están relativamente libres de material, lo que sugiere que fue despejado por un sistema planetario. [16] Además, se ha observado radiación infrarroja que parece provenir de un disco de escombros interior, más caliente, a 3,5 UA de la estrella. [17]

Dado que el efecto Poynting-Robertson haría que el polvo del disco exterior se desplace en espiral hacia la estrella en un plazo de 20 millones de años, mucho más joven que la edad del sistema, la presencia observada de polvo en el disco exterior significa que debe reponerse constantemente. Se cree que esto sucede por las colisiones de planetesimales que orbitan a una distancia de aproximadamente 150 UA, que se descomponen repetidamente en pedazos cada vez más pequeños, hasta convertirse finalmente en polvo. [16] El origen del disco interior no está claro. Puede haberse originado a partir de planetesimales que se han movido recientemente desde las regiones externas del sistema hacia el sistema interior, en un proceso similar al Bombardeo Pesado Tardío en la historia del Sistema Solar , y que posteriormente se convirtieron en polvo por colisiones. [18] [19]

Posible bombardeo pesado tardío

En 2010-2011, Carey Lisse del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins y su grupo [11] analizaron el espectro Spitzer IRS 5–35 μm del polvo circunestelar cálido de ~360 K y encontraron que mostraba evidencia clara de polvo cálido, rico en agua y carbono a ~3 UA de la estrella central, en la zona habitable del sistema , desacoplado y en un reservorio separado del anillo de polvo sub-milimétrico extendido del sistema a 150 ± 20 UA. Se encontraron características espectrales similares en tipo y amplitud a las encontradas para material cometario ultraprimitivo (es decir, formado muy temprano en la vida del sistema Eta Corvi) de ~10 Myr de antigüedad (hielo de agua y gas, olivinos y piroxenos , carbono amorfo y sulfuros metálicos ), además de emisiones debido al impacto producido por sílice y fases carbonosas de alta temperatura/presión . El polvo cálido es muy primitivo y definitivamente no proviene de un cuerpo progenitor asteroidal. Hay una gran cantidad, al menos 3 x 10 19 kg , de 0,1 – 1000 μm de polvo cálido, en una distribución de equilibrio aproximadamente colisional con dn/da ~ a −3,5 . Esto es el equivalente a un centauro de 160 kilómetros de radio o un objeto del cinturón de Kuiper de tamaño mediano de 1,0 g cm −3 de densidad o un " cometa " de 260 km de radio y 0,40 g cm −3 de densidad. La masa de polvo cálido es mucho mayor que la de un cometa del sistema solar (10 12 – 10 15 kg), pero es muy similar a la masa de un objeto del cinturón de Kuiper (10 19 – 10 21 kg). La cantidad de agua ligada al material observado, ~10 19 kg, es > 0,1% del agua en los océanos de la Tierra, y la cantidad de carbono también es considerable, ~10 18 kg.

El equipo descubrió que el mejor modelo para explicar lo que está sucediendo es que algún proceso (por ejemplo, la migración planetaria ) está excitando dinámicamente el equivalente de Eta Corvi del cinturón de Kuiper (KB) del Sistema Solar , lo que provoca colisiones frecuentes entre los objetos del cinturón de Kuiper (KBO) y produce el abundante polvo del cinturón de Kuiper observado. Como parte de este proceso, uno o más de los KBO excitados se dispersaron en una órbita que los envió al sistema interior, donde colisionaron con un cuerpo de clase planetaria a ~3 UA, liberando una gran cantidad de hielo primitivo sin procesar térmicamente y polvo rico en carbono. Su análisis sugiere que el sistema es probablemente un buen análogo para los procesos de Bombardeo Pesado Tardío (LHB) que ocurrieron en el Sistema Solar temprano a 0,6-0,8 mil millones de años después de la formación de las inclusiones ricas en calcio y aluminio ( minerales como los olivinos que se encuentran entre los primeros sólidos condensados ​​del disco protoplanetario en enfriamiento ) y, por lo tanto, merece un estudio más detallado para comprender la naturaleza del LHB. También es un buen sistema para realizar una búsqueda de un cuerpo planetario rocoso a ~3 UA (el planeta impactado) y de un planeta gigante a ~115 UA (el agitador dinámico del cinturón de Kuiper a ~ la resonancia 3:2 del polvo del cinturón de Kuiper a 150 UA).

Nombre

En la astronomía china , Eta Corvi se llama 左轄, Pinyin : Zuǒxiá, que significa Eje izquierdo , porque esta estrella se marca a sí misma y se encuentra sola en el asterismo Eje izquierdo , la mansión del Carro (ver: constelación china ). [20]左轄 (Zuǒxiá), occidentalizada como Tso Hea, pero el nombre Tso Hea ya había sido designado para β Corvi (Kraz) por RH Allen. [21]

Notas

  1. ^ Calculado utilizando el diámetro angular y la distancia.

Referencias

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  2. ^ ab Kukarin, BW; et al. "NSV 5690". Instituto de Astronomía de la Academia de Ciencias de Rusia / Instituto Astronómico Sternberg .
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