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HD172555

HD 172555 es una estrella incandescente de tipo A7V ubicada relativamente cerca, a 95 años luz de la Tierra en dirección a la constelación del Pavo . [5] La evidencia espectrográfica indica una colisión relativamente reciente entre dos cuerpos del tamaño de un planeta que destruyó al más pequeño de los dos, que tenía al menos el tamaño de la Luna , y dañó severamente al más grande, que tenía al menos el tamaño de Mercurio. La evidencia de la colisión fue detectada por el Telescopio Espacial Spitzer de la NASA . [6] [2]

Residuos de impacto de hipervelocidad gigante

HD 172555 fue reconocida por primera vez en la década de 1980 como inusualmente brillante en el infrarrojo medio por el estudio del cielo IRAS . Las observaciones terrestres de seguimiento realizadas por Schütz et al. [7] y el Telescopio Espacial Spitzer , también en 2004, [8] confirmaron la naturaleza inusualmente fuerte de la emisión espectral infrarroja de este sistema, mucho más brillante que lo que se emitiría normalmente desde la superficie de la estrella. Como parte del grupo móvil Beta Pictoris , HD 172555 es coetánea de ese sistema más famoso , de aproximadamente 20 millones de años, y es el mismo tipo de estrella al rojo vivo que Beta Pic, aproximadamente el doble de masiva que el Sol y aproximadamente 9,5 veces más luminosa. La comparación con las teorías actuales de formación planetaria, y con el sistema Beta Pic, muy similar, sugiere que HD 172555 está en las primeras etapas de la formación de planetas terrestres (rocosos).

Lo que hace especial a HD 172555 es la presencia de una gran cantidad de material silíceo inusual (sílice amorfa y gas SiO), que no son los materiales rocosos habituales, silicatos como el olivino y el piroxeno, que también forman gran parte de la Tierra. El material del disco fue analizado en 2009 por Carey Lisse, del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins en Laurel, Maryland, utilizando el espectrómetro infrarrojo a bordo del Telescopio Espacial Spitzer y los resultados de las misiones a cometas Deep Impact y STARDUST. [2] El análisis de la composición atómica y mineral, la temperatura del polvo y la masa del polvo muestran una cantidad masiva (aproximadamente equivalente a la masa de una Luna) de material cálido (aproximadamente 340 K) similar a lava recongelada ( obsidiana ) y magma congelado instantáneamente ( tectita ), así como cantidades copiosas de roca vaporizada ( monóxido de silicio o gas SiO) y escombros (grandes trozos oscuros de polvo) en una región a 5,8 +/- 0,6 UA del HD 172555 (dentro de la línea de congelación de ese sistema). El material tuvo que haberse creado en un impacto de hipervelocidad entre dos cuerpos grandes; las velocidades relativas en impactos inferiores a 10 km/s no transformarían el ubicuo olivino y piroxeno en sílice y gas SiO. Los impactos gigantes a esta velocidad normalmente destruyen el cuerpo impactado y derriten toda la superficie del impactado.

Las implicaciones para la detección de abundante sílice amorfa y gas SiO son las siguientes:

Las observaciones de seguimiento del sistema realizadas con VISNIR y publicadas en 2020 han demostrado que la mayoría del polvo fino observado está compuesto por granos muy finos de entre 1 y 4 micrómetros de diámetro. [10] como se esperaba a partir de un reciente impacto de hipervelocidad. [11]

En 2021, ALMA también encontró en el sistema un anillo de monóxido de carbono a una distancia de aproximadamente 6 UA de la estrella, lo que refuerza aún más el escenario de un impacto gigante para explicar la estructura del sistema. La gran cantidad de gas CO detectado probablemente habría tenido su origen en las atmósferas de los planetas en colisión. [12]

En 2023 se anunció la posible detección del tránsito de un cuerpo cometario con un radio de aproximadamente 2,5  km y a una distancia de 0,05 UA de la estrella. [13]

Véase también

Referencias

  1. ^ ab Wyatt, MC; Smith, R.; Su, KYL; et al. (julio de 2007), "Evolución en estado estacionario de discos de escombros alrededor de estrellas A", The Astrophysical Journal , 663 (1): 365–382, arXiv : astro-ph/0703608 , Bibcode :2007ApJ...663..365W, doi :10.1086/518404, S2CID  18883195
  2. ^ abcde Lisse, CM; Chen, CH; Wyatt, MC; et al. (2009), "Abundante polvo de sílice circunestelar y gas SiO creado por una colisión de hipervelocidad gigante en el sistema HD172555 de ~12 Myr", Astrophysical Journal , 701 (2): 2019–2032, arXiv : 2011.13168 , Bibcode :2009ApJ...701.2019L, doi :10.1088/0004-637X/701/2/2019, S2CID  56108044
  3. ^ Song, Inseok; Caillault, J.-P.; Barrado y Navascués, David; et al. (febrero de 2001), "Edades de estrellas tipo Vega de tipo A a partir de fotometría uvbyβ", The Astrophysical Journal , 546 (1): 352–357, arXiv : astro-ph/0010102 , Bibcode :2001ApJ...546..352S, doi :10.1086/318269, S2CID  18154947
  4. ^ Mamajek, Eric E.; Bell, Cameron PM (2014). "Sobre la edad del grupo móvil beta Pictoris". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 445 (3): 2169–2180. arXiv : 1409.2737 . Bibcode :2014MNRAS.445.2169M. doi : 10.1093/mnras/stu1894 .
  5. ^ Cuando los mundos chocan Archivado el 13 de agosto de 2009 en Wayback Machine Revista Discover , 10 de agosto de 2009
  6. ^ El polvo caliente evidencia una violenta colisión planetaria alrededor de una estrella cercana [ enlace muerto permanente ] Physics Today , octubre de 2009
  7. ^ Schütz, O.; Meeus, G.; Sterzik, MF (10 de septiembre de 2004). "Observaciones en el infrarrojo medio de discos circunestelares. II. Estrellas de tipo Vega y un objeto posterior a la secuencia principal". Astronomía y astrofísica . 431 : 175–182. arXiv : 0904.4278 . Código Bibliográfico :2005A&A...431..175S. doi :10.1051/0004-6361:20041490.
  8. ^ Chen, CH; Sargent, B. A; Bohac, C.; et al. (2006). "Espectroscopia Spitzer IRS de discos de escombros descubiertos por IRAS". Astrophysical Journal . 166 (1): 351–377. arXiv : astro-ph/0605277 . Código Bibliográfico :2006ApJS..166..351C. doi :10.1086/505751. S2CID  14042387.
  9. ^ L., Schafer; B., Fegley (2009), "Química de las atmósferas de silicato de las supertierras en evaporación", Astrophysical Journal , 703 (2): L113–L117, arXiv : 0906.1204 , Bibcode :2009ApJ...703L.113S, doi :10.1088/0004-637X/703/2/L113, S2CID  28361321
  10. ^ Marshall, Jonathan P.; Cotton, Daniel V.; Scicluna, Peter; Bailey, Jeremy; Kedziora-Chudczer, Lucyna; Bott, Kimberly (2020), "Modelado de transferencia polarimétrica y radiativa de HD 172555", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 499 (4): 5915–5931, arXiv : 2011.13168 , doi : 10.1093/mnras/staa3195
  11. ^ Johnson, BC; Lisse, CM; Chen, CH; et al. (2012), "Un modelo autoconsistente de los escombros circunestelares creados por un impacto de hipervelocidad gigante en el sistema HD172555", Astrophysical Journal , 761 (1): 45, arXiv : 1210.6258 , Bibcode :2012ApJ...761...45J, doi :10.1088/0004-637X/761/1/45, S2CID  119215296
  12. ^ Schneiderman, Tajana; Matrà, Luca; Jackson, Alan P.; Kennedy, Grant M.; Kral, Quentin; Marino, Sebastián; Öberg, Karin I.; Su, Kate YL; Wilner, David J.; Wyatt, Mark C. (2021), "Gas de monóxido de carbono producido por un impacto gigante en la región interna de un sistema joven", Nature , 598 (7881): 425–428, arXiv : 2110.15377 , Bibcode :2021Natur.598..425S, doi :10.1038/s41586-021-03872-x, PMID  34671135, S2CID  239050652
  13. ^ Kiefer, F.; et al. (2023), "Indicios de un tránsito de exocometa en la curva de luz CHEOPS de HD 172555", Astronomy & Astrophysics , 671 : A25, arXiv : 2301.07418 , Bibcode :2023A&A...671A..25K, doi :10.1051/0004-6361/202245104, S2CID  255998728

Enlaces externos

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