HD 172555
HD 172555
HD 172555の位置（赤丸で囲まれた部分）
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座パヴォ[ 1 ]
赤経18時間45分26.90098秒[ 2 ]
赤緯−64° 52′ 16.5348″ [ 2 ]
見かけの等級 （V）4.77 [ 3 ]
特徴
スペクトル型A5 IV/V、[ 4 ] A7V [ 5 ]
天体測量
視線速度（R v）2.80 ± 0.24 [ 2 ] km/s
固有運動（μ）RA:  31.952 mas /年[ 2 ] 12 月:  -149.730 mas /年[ 2 ]
視差（π）34.7355 ± 0.1575  mas [ 2 ]
距離93.9 ± 0.4 光年 (28.8 ± 0.1  pc )
絶対等級 （M V）+2.5 [ 1 ]
詳細
質量2.0 [ 6 ]  M ☉
半径1.52 [ 7 ]  R ☉
明るさ9.5 [ 6 ]  L ☉
温度8,000 [ 4 ] [ 7 ]  K
回転速度（v  sin  i）175 [ 8 ]  km/s
年~12, [ 6 ] ~20 [ 9 ] ミル
その他の指定
CPD −64°3948 , FK5 3489 , GC 25604 , HD 172555 , HIP 92024 , HR 7012 , SAO 254358 [ 3 ]
データベース参照
シンバッドデータ

HD 172555は、地球からくぼ座の方向へ94光年離れた、比較的近い位置にあるA7V型の 白熱恒星です。分光分析の結果、比較的最近、2つの惑星サイズの天体が衝突したことが示唆されています。この衝突の証拠は、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 ]

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認識されました。Schützら[ 10 ]と同じく2004年のSpitzer宇宙望遠鏡による追跡地上観測[ 11 ]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、星の表面から通常放射されるものよりはるかに明るくなりました。Beta Pic移動銀河群の一部であるHD 172555は、より有名な系と同時期に誕生し、およそ2000万歳で、Beta Picと同じ種類の白熱星で、質量は太陽の約2倍、明るさは約9.5倍です。現在の惑星形成理論や非常によく似たBeta 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と考えられます。

HD 172555 の周りでの惑星衝突を描いた芸術家の想像図。

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）ではなく、非晶質シリカとSiOガスといった珍しいシリカ質物質を大量に含んでいることです。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キャリー・リッセ氏によって、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用いて分析されました。[ 6 ]原子および鉱物の組成、塵の温度、塵の質量を分析した結果、HD 172555から5.8±0.6 AU（この系の凍結線の内側）の領域に、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）が存在することが判明した。この物質は、2つの巨大天体間の超高速衝突で生成されたに違いない。衝突時の相対速度が10 km/s未満では、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ないだろう。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てしまう。

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、若い惑星系で発生します。太陽系には、このような衝突の例が数多く存在します（Hartmann & Vail 1986）。例えば、水星の高密度、金星の逆行自転、地球の月、火星の南北半球状のクレーター形成異方性、ベスタの火成岩起源（Drake 2001）、黄道面付近に位置する天王星の自転軸などが挙げられます。広範囲にわたる衝突溶融の地質学的証拠としては、地球で発見されたテクタイトや月の土壌で発見されたガラスビーズなどが挙げられます（Warren 2008）。
  • HD 172555 系には、形成後約 2000 万年経った現在でも、岩石質の原始惑星、そしておそらくは惑星が存在する。
  • もし衝突が過去数千年以内に起こったとすれば、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。これは予想外ではない。地球の重力結合エネルギーを単純計算すると、地球の形成に要したエネルギーは、地球を溶かすのに必要なエネルギーの約10倍であることが分かるからだ。[ 12 ]

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ました。[ 13 ]これは最近の超高速衝突から予想されるとおりです。[ 14 ]

2021年には、アルマ望遠鏡によってこの系内に恒星から約6 AU離れた位置に一酸化炭素リングが発見され、この系の構造を説明する巨大衝突シナリオをさらに強化しました。検出された大量のCOガスは、衝突した惑星の大気に由来する可能性が高いと考えられます。[ 15 ]

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。[ 16 ]

2025年にJWST中間赤外線観測装置による観測で、蒸発する天体によって引き起こされる内部ガス円盤からの放射が検出されました。観測では、中性の原子状塩素と硫黄、イオン化したニッケルと鉄が検出されました。硫黄は20年前のスピッツァーのデータでも検出されており、硫黄の存在は長寿命であることを示していました。HD 172555のガス円盤はがか座ベータ星と比較されました。研究者らは、ガス円盤はHD 172555では蒸発する岩石天体から、がか座ベータ星ではより遠方にある揮発性物質に富む天体の蒸発から生じていると示唆しました。研究者らはまた、以前の研究で彗星状天体の存在と継続的なガスと塵の生成が、おそらく惑星によって引き起こされる力学的撹拌を示唆している可能性があることを発見しました。[ 17 ]

参照

参考文献

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