エタ・コルヴィ
からす座の星
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      エキノックス J2000.0 ( ICRS )
星座 コルヴス
赤経 12時間32分04.22653秒[1]
赤緯 −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 F2 V [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1.41 ± 0.05 [8]  M ☉
半径1.61 ± 0.03 [8]  R ☉
明るさ5.05+0.25
−0.26 [ 8 ] L☉
温度6,823+60
−55[8]  K
回転速度（v  sin  i）68 ± 2 [9]  km/s
年1.57+0.46
−0.36[8] ジル
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 [10]
データベース参照
シンバッドデータ
アリンスデータ

コルヴィ星イータ（Eta Crv、η Corvi、η Crv）はF型 主系列 星で、からす座で6番目に明るい恒星です。この星の周りを周回する2つのデブリ円盤が検出されており、1つは約150 AUの距離にあり、もう1つは数天文単位（AU）以内のより温かい距離にあります。

プロパティ

コルヴィ星イータの年齢は太陽の約30%に過ぎません。大気中の鉄やその他の重元素の濃度は、太陽の約93%に過ぎません。 [7]星の赤道面における推定自転速度（v sin i）は68 km/sで、太陽の30倍以上です。[9]スペクトル型F2Vの黄白色の主系列星で、表面温度は6950 Kと推定されています。質量は太陽の1.52倍、明るさは4.87倍です。太陽系から59光年離れています。[11]

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。 [ 13 ]サブミリ波帯での観測により、この恒星の周りの軌道上に、月の約60%の質量と80 Kの温度を持つ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倍のデブリ円盤を示しました。 [14] （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ました。この円盤は地球からの視線に対して傾いています。円盤の内側100 AUの大部分は比較的物質が薄く、惑星系によって除去されたことを示唆しています。[ 15]さらに、恒星から3.5 AU以内の、より高温の内側の円盤から放射されていると思われる赤外線も観測されています。[16]

ポインティング・ロバートソン効果により、外側の円盤の塵は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、外側の円盤に観測された塵の存在は、それが絶えず補充されていることを意味する。これは、約150 AU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へと分解され、最終的に塵になると考えられている。[15]内側の円盤の起源は明らかではない。太陽系の歴史における後期重爆撃に似たプロセスで、最近になって系の外側の領域から内側の系へと微惑星が移動し、その後衝突によって粉々にされたことが起源である可能性がある。[17] [18]

コルヴィ星系[15] [16] [18]
コンパニオン
（星順） 		質量 半径
（AU） 		公転周期
（年） 		偏心 傾斜 半径
ダストディスク 6.7 ± 2.7 AU — —
ダストディスク 165.8 ± 3.7 AU 46.8°±1.3 ° —

後半の激しい砲撃の可能性

エータ・コルヴィ星系の彗星嵐と惑星の可能性を描いた想像図

2010～2011年、ジョンズ・ホプキンス大学応用物理学研究所のケアリー・リッセと彼のグループ[19]は、約360 Kの温かい星周ダストのスピッツァー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、システムの居住可能領域にあり、150 ± 20 AUにあるシステムの広がったサブミリダストリングとは分離して別のリザーバーにある、温かい、水と炭素に富んだダストの明確な証拠が示されていることを発見しました。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生涯の非常に初期に形成された）約10 Myrの古い彗星物質に見られるものと種類と振幅の点で類似したスペクトル特徴（水氷とガス、オリビンと輝石、非晶質炭素と金属硫化物）が見つかりました。温かい塵は非常に原始的で、明らかに小惑星母天体由来のものではありません。0.1～1000 μmの温かい塵が少なくとも3 x 10 19 kg存在し、dn/daが約-3.5の衝突平衡分布をしています。これは、半径160 kmのケンタウロス族または密度1.0 g cm -3の中型カイパーベルト天体、あるいは半径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）と非常に近いです。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、現在起こっている現象を最もよく説明するモデルとして、何らかのプロセス（例えば、惑星の移動）が太陽系カイパーベルト（KB）のイータ・コルヴィ相当の天体を動的に励起し、カイパーベルト天体（KBO）間の衝突を頻繁に引き起こし、観測されているような大量のカイパーベルト塵を生み出しているというモデルを導き出した。このプロセスの一環として、励起されたKBOのうち1つ、あるいは複数が軌道上に散乱し、太陽系内へと送り込まれ、約3 AUの惑星クラスの天体と衝突することで、熱的に処理されていない原始的な氷と炭素を豊富に含む塵が大量に放出された。彼らの分析によると、この系は、カルシウム・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最初に凝縮された固体の一種であるオリビンなどの鉱物）の形成後、初期太陽系で0.6～0.8 Gyrに発生した後期重爆撃（ LHB）過程の良い類似例である可能性が高く、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る。また、約3 AUの岩石惑星（衝突を受けた惑星）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力学的撹拌子）の探索にも適した系である。

名前

中国天文学では、コルヴィ星Γ（イータ）は左督（ピンイン： Zuǒxiá）と呼ばれ、左の要点を意味します。これは、この星が自らをマークし、左の要点の星座である車座（中国の星座を参照）に単独で立っているためです。 [ 20 ]左督（ Zuǒxiá）は西洋語でTso Heaと名付けられましたが、 Tso Heaという名前はすでにRH Allenによってコルヴィ星β（Kraz）に指定されていました。[21]

参考文献

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