金牛座HL
觀測資料 曆元 J2000 | |
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星座 | 金牛座 |
星官 | |
赤經 | 04h 31m 38.437s[3] |
赤緯 | +18° 13′ 57.65″[3] |
視星等(V) | 15.1 |
特性 | |
演化阶段 | 前主序星 |
光谱分类 | K9 |
B−V 色指数 | 0.92 |
V−R 色指数 | 0.89 |
J−H 色指数 | 1.45 |
J−K 色指数 | 3.21 |
变星类型 | 金牛T星 |
天体测定 | |
自行 (μ) | 赤经:±6.0 +8.0[4] mas/yr 赤纬:±5.8 -21.8[4] mas/yr |
距离 | 450[1] ly (140 pc) |
參考資料庫 | |
SIMBAD | 资料 |
金牛座HL(HL Tau)是位于金牛座分子云TMC-1的一颗距离地球450光年(140秒差距),视星等为15.1的年轻金牛座T型星[3][5]。其周圍有原行星盘环绕,并根據次毫米波的觀測資料推测其中有行星正在经历形成过程[2]。從它的光度與有效溫度可推測其年齡小於10萬年[6]。金牛座HL附近還有沿著盤面自轉軸噴出噴流,並且噴發物質與鄰近星際雲氣與塵埃相撞的赫比格-哈羅天體HH 150[7]。
原行星盤
早在1975年時就首次有天文學家以當時剛發明的銻化銦光電感應器進行波段2到4微米的紅外線光譜觀測結果,推測金牛座HL周圍有原行星盤存在[5]。當時觀測的29顆年輕恆星中,只有金牛座HL出現了預期的強烈3.07微米冰分子吸收譜線。當時觀測者認為這是O–H鍵結的ν1、ν3與2振動頻率[8]。1982年的觀測則確認金牛座HL和金牛座DG、天鷹座V536同為偏極化最高的金牛T星之一[9]。
1986年時,天文學家以一氧化碳發射線干涉觀測方式發現金牛座HL的氣體盤[10]。根據歐文斯谷電波天文台於1985和1986年的毫米波干涉觀測資料,金牛座HL的星周盤直量大約是0.01到0.5倍太陽質量,而最佳擬合值則為0.1倍;而星周盤半徑大約是2000天文單位。星周盤內氣體和塵埃的溫度可能是數十K。星周盤的氣體可保持於盤內進行克卜勒旋轉的質量上限大約是1倍太陽質量[11]。金牛座HL的偶極外向流中已觀測到一氧化碳、氫分子等分子。另外在噴流中也發現了以 Fe(II),即二價鐵(Fe2+)形式存在的鐵元素[12]。
2014年時,天文學家公開了由阿塔卡瑪大型毫米/次毫米波陣列(ALMA)在次毫米波段觀測的金牛座HL原行星盤影像。影像中可見到數個由縫隙分隔的一系列同心亮環。與HL Tau類似的年輕恆星是誕生於重力塌縮的氣體和微粒塵埃雲中。隨時間過去,剩下的塵埃會黏在一起,變成砂粒、小石頭甚至更大的岩石,落在一層薄薄的盤面上。這些冰凍的石塊會在盤中聚集形成小行星、彗星、甚至行星。但是一旦它們的質量夠大,這些年輕行星將會在盤面造成環、缺口和破洞。目前為止,在2014年11月公開的這張ALMA影像提供的是最清楚的證據,可證明這個過程不只發生,且發生時間比之前預期得更快更早[13]。因為原行星盤演化狀況比先前依照年齡推測所得似乎更為晚期,這代表行星形成的速度可能比先前的預想更快速[14]。ALMA的科學家凯瑟琳·拉哈基斯(Catherine Vlahakis)表示:「當我們首次看到這影像時,相當震驚於該原行星盤的細節極為精細。金牛座HL的年齡不到一百萬年,但看起來盤內已經充滿了形成中的行星。僅僅這個影像就將改寫行星形成理論。」[14]
伊恩·史提芬斯(Ian Stephens)等人於2014年提出,金牛座HL盤內行星吸積率較高可能是因為原行星盤內的複雜磁場[15]。
圖集
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金牛座分子雲的廣視野影像,金牛座HL視影像中間偏左上方藍色雲氣籠罩區域。
參考資料
- ^ 1.0 1.1 Webb, Johnathan. Planet formation captured in photo. BBC News. 6 November 2014 [6 November 2014]. (原始内容存档于2014-11-12).
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- ^ 3.0 3.1 3.2 [ 请检查
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