HD 172555
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HD 172555
Concepto artístico de colisión en HD 172555.jpg
La concepción de un artista de un cuerpo del tamaño de la Luna chocando contra un cuerpo del tamaño de Mercurio. A medida que los cuerpos chocan entre sí a velocidades superiores a 10 km por segundo (aproximadamente 22,400 mph), se emite un enorme destello de luz y sus superficies rocosas se vaporizan y derriten, rociando materia caliente por todas partes.
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónPavo
Ascensión recta18 h 45 m 26.9011 s
Declinación−64 ° 52 ′ 16,533 ″
Magnitud aparente  (V)4.8
Caracteristicas
Tipo espectralA5 IV / V, [1] A7V (Catálogo Hipparcos 2007)
Astrometria
Distancia95,34 ± 1,86  ly
( 29,23 ± 0,57  pc )
Detalles
Masa2,0 [2]  M ☉
Luminosidad9.5 [2]  L ☉
La temperatura8.000 [1]  K
Velocidad de rotación ( v  sen  i )175 [3]  km / s
Edad~ 12, [2] ~ 20 [4]  Myr
Otras designaciones
CPD −64 ° 3948 , FK5  3489, GC  25604, HIP  92024, SAO  254358
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

HD 172555 es una estrella A7V al rojo vivo ubicada relativamente cerca, a 95 años luz de la Tierra en la dirección de la constelación de Pavo . [5] La evidencia espectrográfica indica una colisión relativamente reciente entre dos cuerpos del tamaño de un planeta que destruyó el más pequeño de los dos, que había sido al menos del tamaño de la luna de la Tierra, y dañó severamente al más grande, que era al menos del tamaño de Mercurio. . La evidencia de la colisión fue detectada por el telescopio espacial Spitzer de la NASA . [6]

Escombros gigantes de impacto a hipervelocidad

El HD172555 fue reconocido por primera vez en la década de 1980 como inusualmente brillante en el infrarrojo medio por el estudio del cielo IRAS . Observaciones de seguimiento realizadas en tierra por Schütz et al. (2004) y el Telescopio Espacial Spitzer , también en 2004 (Chen et al. 2006), confirmaron la naturaleza inusualmente fuerte de la emisión espectral infrarroja de este sistema, mucho más brillante de lo que se emitiría normalmente desde la superficie de la estrella. Como parte del grupo móvil Beta Pictoris , HD172555 es coetáneo con ese sistema más famoso , de aproximadamente 20 millones de años, y es el mismo tipo de estrella candente que Beta Pic, aproximadamente el doble de masiva que nuestro Sol y aproximadamente 9,5 veces más grande que la de nuestro Sol. luminoso. [2]La comparación con las teorías actuales de formación planetaria y con el sistema Beta Pic muy similar sugiere que el HD172555 se encuentra en las primeras etapas de formación de planetas terrestres (rocosos). Pero lo que hace que HD 172555 sea especial es la presencia de una gran cantidad de material silíceo inusual (sílice amorfa y gas SiO), no los materiales rocosos habituales, silicatos como el olivino y el piroxeno, que también forman gran parte de la Tierra. [7]

La mayor parte del polvo observado se compone de granos muy finos de 1 a 4 micrómetros de diámetro. [8]

El material del disco fue analizado en 2009 por Carey Lisse, [9] del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins en Laurel, MD, utilizando el espectrómetro infrarrojo a bordo del Telescopio Espacial Spitzer , y los resultados de las misiones de los cometas Deep Impact y STARDUST. . El análisis de la composición atómica y mineral, la temperatura del polvo y la masa de polvo muestra una cantidad masiva (aproximadamente el valor de una masa lunar) de material cálido (aproximadamente 340K) similar a la lava congelada ( obsidiana ) y el magma congelado instantáneamente ( tectita ) como así como grandes cantidades de roca vaporizada ( monóxido de silicioo gas SiO) y escombros (grandes trozos de polvo oscuro) en una región a 5,8 +/- 0,6 AU del HD172555 (dentro de la línea de congelación de ese sistema). El material tuvo que haber sido creado en un impacto de hipervelocidad entre dos cuerpos grandes; las velocidades relativas a impactos inferiores a 10 km / s no transformarían el omnipresente olivino y piroxeno en sílice y gas SiO. Los impactos gigantes a esta velocidad normalmente destruyen el cuerpo incidente y derriten toda la superficie del impactado.

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

  • Los impactos masivos de hipervelocidad ocurren en sistemas planetarios jóvenes. Hay varios ejemplos de tales impactos en el Sistema Solar (Hartmann y Vail 1986): la alta densidad de Mercurio ; Rotación retrógrada de Venus ; Luna de la Tierra ; Anisotropía de cráteres hemisféricos norte / sur de Marte; El origen ígneo de Vesta (Drake 2001); Eje de rotación de Urano ubicado cerca del plano de la eclíptica. La evidencia geológica local de un derretimiento de impacto generalizado incluye tectitas encontradas en la Tierra y perlas de vidrio encontradas en suelos lunares (Warren 2008).
  • Los protoplanetas rocosos, y posiblemente los planetas, existen en el sistema HD172555, aproximadamente 12 Myr después de su formación.
  • Si la colisión ocurrió en los últimos miles de años, es probable que haya un protoplaneta en el sistema HD172555 con una superficie de magma líquido. Esto no es inesperado; un simple cálculo de la energía de enlace gravitacional de la Tierra muestra que la energía liberada al ensamblar la Tierra es aproximadamente 10 veces la cantidad necesaria para derretirla.

Ver también

  • 2M1207b

Referencias

  1. ^ a b Wyatt, MC; et al. (Julio de 2007), "Evolución en estado estable de los discos de escombros alrededor de las estrellas", The Astrophysical Journal , 663 (1): 365–382, arXiv : astro-ph / 0703608 , Bibcode : 2007ApJ ... 663..365W , doi : 10.1086 / 518404 , S2CID  18883195
  2. ^ a b c d Polvo de sílice circunestelar abundante y gas SiO creado por una colisión de hipervelocidad gigante en el sistema HD172555 de ~ 12 Myr , por CM Lisse, CH Chen, MC Wyatt, A. Morlok, I. Song, G. Bryden y P . Sheehan, The Astrophysical Journal , Volumen 701, Número 2, 20 de agosto de 2009
  3. ^ Canción, Inseok; et al. (Febrero de 2001), "Ages of A-Type Vega-like Stars from uvbyβ Photometry", 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 de Pictoris beta". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 445 (3): 2169–2180. arXiv : 1409.2737 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.445.2169M . doi : 10.1093 / mnras / stu1894 .
  5. ^ Cuando los mundos chocan , revista Discover , 10 de agosto de 2009
  6. ^ Dos planetas chocan en el espacio profundo Archivado el 23 deoctubre de 2012en la Wayback Machine , Fox News, 10 de agosto de 2009
  7. ^ Clavin, Whitney (10 de agosto de 2009). "Planet Smash-Up envía roca vaporizada, lava caliente volando" . NASA .[ enlace muerto permanente ]
  8. ^ 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", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 499 (4): 5915–5931, arXiv : 2011.13168 , doi : 10.1093 / mnras / staa3195
  9. ^ "Copia archivada" . Archivado desde el original el 13 de agosto de 2009 . Consultado el 13 de agosto de 2009 .CS1 maint: copia archivada como título ( enlace )

enlaces externos

  • Cuando los mundos chocan . Phil Plait, sitio web Discover , Blogs / Bad Astronomy. 10 de agosto de 2009. Animación de la NASA de cómo pudo haber sido la colisión. Consultado el 11 de agosto de 2009.

Otras lecturas

  • Lisse, CM; Chen, CH; Wyatt, MC; Morlok, A .; Song, I .; Bryden, G .; Sheehan, P. (16 de junio de 2009). "Abundante polvo de sílice circunestelar y gas Sio creado por una colisión de hipervelocidad gigante en el sistema ~ 12 Myr HD172555" . Revista astrofísica . 701 (2): 984–997. arXiv : 0906.2536 . Código bibliográfico : 2009ApJ ... 701.2019L . doi : 10.1088 / 0004-637X / 701/2/2019 . S2CID  56108044 .
  • Chen, CH; Sargent, B. A; Bohac, C .; Kim, KH; Leibensperger, E .; Jura, M .; Najita, J .; Forrest, WJ; et al. (11 de mayo de 2006). "Espectroscopia de Spitzer IRS de discos de escombros descubiertos por IRAS" . Revista astrofísica . 166 (1): 351. arXiv : astro-ph / 0605277 . Código Bibliográfico : 2006ApJS..166..351C . doi : 10.1086 / 505751 . S2CID  14042387 .
  • Schütz, O .; Meeus, G .; Sterzik, MF (10 de septiembre de 2004). "Mid-IR observaciones de discos circunestelares. II. Estrellas de tipo Vega y un objeto de secuencia post-principal" . Astronomía y Astrofísica . 431 : 175-182. arXiv : 0904.4278 . Bibcode : 2005A & A ... 431..175S . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20041490 .
  • Hartmann, WK; Vail, SM (1986). "Impactadores gigantes - tamaños y poblaciones plausibles". En WK Hartmann; RJ Phillips; GJ Taylor (eds.). Proc. Conf. Origen de la Luna . Houston, TX: Instituto Lunar y Planetario . pag. 551.

Coordenadas : Mapa del cielo 18 h 45 m 26,9 s , −64 ° 52 ′ 16,5 ″

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