Rektascensja | 04 godz. 31 m 38,437 s |
---|---|
Deklinacja | 18 ° 13 ′ 57.65 ″ |
Konstelacja | Byk |
Pozorna wielkość | 15.1 |
Lokalizacja w gwiazdozbiorze Byka ![]() ![]() | |
Typ widmowy |
K9 pre-main-sekwencja gwiazda od typu T Tauri |
---|---|
Indeks BV | 0.92 |
Indeks VR | 0.89 |
Indeks JK | 3.21 |
Indeks JH | 1.45 |
Zmienność | T Tauri |
Czysty ruch |
ľ a- = (8,0 ± 6,0) mas / ľ Æ = (21,8 ± 5,8) mas / |
---|---|
Paralaksa | ≈ 7 mas |
Dystans |
450 al (140 szt. ) |
Wiek | <1 M a |
---|
HL Tauri (w skrócie HL Tau ) jest bardzo młoda gwiazda zmienna typu T Tauri z konstelacji Byka , wokół którego dysk protoplanetarny , prawdopodobną miejscem powstawania planety , został obserwowany .
HL Tauri znajduje się około 450 lat świetlnych (140 parseków ) od Ziemi w Taurus Molecular Cloud 1 (TMC-1), w gwiazdozbiorze Byka .
HL Tauri to bardzo młoda gwiazda zmienna typu T Tauri . Gwiazda w szacowanym wieku poniżej miliona lat ; jego jasność i efektywna temperatura implikują wiek poniżej 100 000 lat .
HL Tauri ma pozorną jasność 15,1 mag , co czyni go zbyt słabym, aby można go było zobaczyć gołym okiem.
HL Tauri towarzyszy obiekt Herbig-Haro HH 151 , gwiezdny dżet emitowany wzdłuż osi obrotu dysku, który zderza się z otaczającym międzygwiazdowym pyłem i gazem.
HL Tauri jest otoczona dyskiem protoplanetarnym złożonym z kilku pierścieni oddzielonych ciemnymi pasmami, które są a priori obszarami opróżnionymi z materii przez planety w formacji .
Pierwsze oznaki istnienia dysku protoplanetarnego uzyskano w 1975 roku dzięki obserwacjom w podczerwieni przy długościach fal od 2 do 4 mikrometrów . Obserwacje te były możliwe dzięki niedawnym wynalazkiem z detektorów podczerwieni oparte na indu antymonek . Spośród 29 zbadanych bardzo młodych gwiazd tylko HL Tauri wykazywały silną absorpcję około 3,07 mikrometrów, w których spodziewano się wchłanianie cząstek lodu, które autorzy przyporządkowane do częstotliwości drgań v 1 , v 3 i 2ν 2 do wiązania OH . W 1982 roku niebo poll zidentyfikowane HL Tauri jako jeden z najbardziej spolaryzowane T Tauri gwiazdy znane obok DG Tauri i V536 Aquilae .
Dysk gazu odkryto dzięki interferometrycznych obserwacji od tlenku węgla (CO) emisji w 1986 roku . Masa tarczy, określona na podstawie danych pochodzących z obserwacji od 1985 do 1986 roku fal milimetrowych interferometr do Monitorowania radiowej Owens Valley oszacowano w zakresie od 0,01 do 0,5 masy słonecznego (około 10 do 500 razy masa Jupiter ), najlepiej nadające się jako 0,1 słonecznego masa (około 100 razy większa od masy Jowisza), a jej promień oszacowano na około 2000 jednostek astronomicznych . Temperatura gazu i ziarna płyty prawdopodobnie rzędu kilku dziesiątek stopniach Kelwina . Ustalono, że gaz jest związany i krąży wokół gwiazdy o masie około jednej masy Słońca. Polarne strumienie materiałów, takich jak tlenek węgla (CO), diwodor (H 2) i jon żelazawy ( Fe II = Fe + ).
Plik 6 listopada 2014The Europejskie Obserwatorium Południowe (ESO) publikuje najbardziej precyzyjny obraz kiedykolwiek wyprodukowano z protoplanetarnym dysku , w tym przypadku, że z HL Tauri . Ten obraz, przeprowadza się dzięki obserwacji dokonanych przy dużej sieci z anteny milimetra / submillimeter z Atacama , ALMA , wykazuje szereg jasnych koncentrycznych pierścieni i symetryczne osiowo oddzielonych rowkami prawdopodobnie na skutek obecności kwasu ( proto ) planety szkolenia . Dysk wydaje się znacznie bardziej rozwinięty, niż sugerował wiek układu, co sugeruje, że zjawisko formowania się planet zachodzi szybciej niż wcześniej sądzono. Według Catherine Vlahakis z ALMA: „Kiedy po raz pierwszy zobaczyliśmy ten obraz, byliśmy zdumieni spektakularnym poziomem szczegółowości. HL Tauri ma nie więcej niż milion lat, ale jego dysk wydaje się już być pełen formujących się planet. Sam ten obraz zrewolucjonizuje teorie formowania się planet. ” .
Ponieważ emisja z wewnętrznych obszarów dysku HL Tau była optycznie gruba przy wszystkich długościach fal ALMA, nie można było określić profilu gęstości powierzchniowej i rozkładu wielkości ziaren. Następnie przeprowadzono obserwacje za pomocą aparatu Karla G. Jansky'ego Very Large Array przy długości fali 7,0 milimetrów i rozdzielczości przestrzennej porównywalnej z obrazami ALMA. Przy tej długości fali emisja pyłu HL Tauri jest optycznie drobna, co pozwala na szczegółowe zbadanie wewnętrznego dysku. Szacuje się, że całkowita masa pyłu w dysku wynosi od 0,001 do 0,003 masy Słońca (około 1 do 3 mas Jowisza lub 300 do 1000 mas Ziemi ), w zależności od przyjętej wartości nieprzezroczystości i temperatury. dysku. Zgodnie z tymi obserwacjami, wzrost ziarna jest szybki, następuje fragmentacja dysku i tworzenie się gęstych „grudek” w gęstszych wewnętrznych częściach dysku. Sugeruje to, że dysk HL Tau znajdowałby się na samym początku procesu formowania się planet, a planety nie zostały jeszcze uformowane w „szczelinach”, ale w procesie formowania się w przyszłości w jasnych pierścieniach.
Obraz dysku wyprodukowany przez ALMA pokazuje kilka pustych rowków materii, prawdopodobnych oznak już trwającej formacji planetarnej.
We wcześniej opublikowanym artykule na temat arXiv inmarzec 2016, Carlos Carrasco-Gonzalez i jego współpracownicy ujawniają zaobserwowali, dzięki Very Large Array (VLA), kruszywo kurzu na wewnętrznym dysku HL Tauri . Szacuje się, że skupisko to ma masę od 3 do 8 razy większą od masy Ziemi , co wskazuje na możliwość formowania się superziemi .