HD 61005
HD 61005
HD 61005の恒星周円盤
観測データエポックJ2000      エキノックスJ2000
星座パピス
赤経07時35分47.46236秒[ 1 ]
赤緯−32° 12′ 14.0451″ [ 1 ]
見かけの等級 （V）8.22 ± 0.01 [ 2 ]
特徴
スペクトル型G8 Vk [ 3 ]
B−V色指数+0.73 [ 4 ]
R−I色指数+0.38 [ 4 ]
天体測量
視線速度（R v）22.64 ± 0.04 [ 5 ] km/s
固有運動（μ）RA:  -55.050 [ 1 ]マス/年12 月:  +74.319 [ 1 ]マス/年
視差（π）27.4344 ± 0.0155  mas [ 1 ]
距離118.89 ± 0.07 光年 (36.45 ± 0.02  pc )
絶対等級 （M V）+5.49 [ 6 ]
詳細
質量0.96 ± 0.01 [ 7 ]  M ☉
半径0.81 [ 8 ]  R ☉
明るさ0.61 [ 9 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.54 ± 0.07  cgs
温度5,598 [ 9 ]  K
金属量[Fe/H]+0.01 ± 0.04 [ 10 ] デックス
回転速度（v  sin  i）8.2 [ 11 ]  km/s
年100 +/- 50 [ 12 ] ミル
その他の指定
CD −31°4778 , CPD −31°1685 , HD 61005 , HIP 36948 , SAO 198166 , TYC 7109-2638-1 [ 13 ]
データベース参照
シンバッドデータ

HD 61005 は、 HIP 36948やモスとも呼ばれ、南半球の船尾甲板に位置する若い恒星です。見かけの等級は8.22 [ 2 ]で、双眼鏡では容易に見えますが、肉眼では見えません。ガイアDR3の視差測定によると、この天体は119光年（36.4 pc）と比較的近い距離にあります[ 1 ]が、太陽中心の視線速度で遠ざかっています。22.6  km/ s [ 5 ]

特徴

HD 61005はG8 Vkという恒星分類を受けており[ 3 ] 、スペクトルに強い星間吸収特性を持つ黄色矮星であることが示唆されている。しかし、年齢は1億±5000万年で太陽よりも若く、恒星主系列の通常の水素燃焼領域に落ち着きつつある段階である。この恒星には、太陽系のカイパーベルトに類似したベルト内で微惑星の衝突によって生成された塵の円盤であるデブリディスクが検出できる。HD 61005は、太陽を取り囲む星間塵と高温ガスの濃度が低い領域である局部バブルの端に位置している。アルガス連星系のメンバーであると考えられている[ 12 ]。

質量は太陽の96% [ 7 ]で、半径は太陽の81% [ 8 ]である。有効温度は5,598  K [ 9 ]で、黄色の色合いを呈しています。HD 61005は太陽の金属量[ 10 ]を持ち、これはヘリウムより重い化学元素 の太陽の豊富さ とほぼ一致することを意味します。その自転速度は8.2  km/ s [ 11 ]

デブリディスク

2007年、天文学者のディーン・C・ハインズと同僚は、HD 61005の周囲にデブリ円盤を発見したと発表した。[ 14 ]この円盤は珍しい形をしており、2009年に天文学者のジョン・H・デベスとホリー・L・マネスによって別々に示されたように、この円盤は系が星間物質（ISM）の濃い領域を秒速20～30キロメートルで通過する際に生じる向かい風によるものと考えられる。[ 15 ] [ 16 ]微細な（約1ミクロンの塵の粒子）からなる外側の円盤の形状は蛾の羽に似ていることから、この系の非公式な名前が付けられた。研究者らはまた、データ解析では系内に惑星の証拠は見つからなかったものの、密集した銀河領域の通過が形成する惑星の大気に影響を与える可能性を示唆した。

2018年、天文学者のメレディス・A・マクレガーはALMA観測所を使用して、この系のデブリ円盤にある大きな粒子を撮影し、重い塵が蛾の中心部と重なり、羽の付け根まで広がる黄道面に限定されていることを示しました。[ 17 ]この黄道面は地球からほぼ完全に真横から見えるため、流入するISMとは反対方向に伸びる蛾の羽を見ることができるかもしれません。

2021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・M・リッセ率いる天文学者グループは、チャンドラX線観測衛星に搭載された高空間分解能分光測光カメラACIS-Sを用いて、この系を観測しました。彼らは、2007年から2009年にかけて、局所的に流入してくる高密度ISMとHD 61005系との強い相互作用に関する報告を受け、流入してくる中性ISM物質と太陽圏の太陽風（SW）との間で発生するのと同じ電荷交換X線放射の証拠を探そうとしました。若い恒星ははるかに速く回転し、はるかに強い（太陽の約70倍）そしてより熱い（太陽の約7倍）恒星風を作り出すので、彼らは、はるかに密度の高い流出する恒星風と、はるかに密度の高い（太陽系が経験する風の約1000倍）流入するISM風との衝突が、恒星系までの36.4パーセクの距離を埋め合わせるだろうと推測した。2025年に彼らは、太陽系を取り囲むX線放射物質の恒星風バブルを撮影したと発表した。このバブルは、私たちの太陽系で見られる電荷交換の特徴的なX線スペクトルシグネチャを生み出したが、太陽のようなG型恒星の外部からこれが行われたのは初めてであった。[ 18 ]

参考文献

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