HD163296

HD163296

HD 163296 и окрестности Кредит : ESO/ Digitized Sky Survey 2; Благодарность: Davide De Martin
Данные наблюдений Эпоха J2000       Равноденствие J2000
Созвездие	Стрелец
прямое восхождение	17 ч 56 м 21,29 с
Склонение	−21° 57′ 21.87″
Видимая звездная величина  (V)	6.85 [1]
Характеристики
Эволюционная стадия	Звезда Хербига Ае
Спектральный тип	А3ВаекА1мА1 [2]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )	-4,00 ±3,3 [3]  км/с
Собственное движение (μ)	RA:  -7,586 ±0,041  мсек / год [4] Дес.:  -39,458 ±0,029  мсек / год [4]
Параллакс (π)	9,9043 ± 0,0408  мсек . дуги [4]
Расстояние	329 ± 1  св. лет (101,0 ± 0,4  пк )
Подробности [5]
Масса	1,95 ± 0,07  М ☉
Радиус	1,87 ± 0,05  Р ☉
Светимость	20.4+3,6 −3,0 Л ☉
Поверхностная гравитация (log  g )	4,10 ± 0,10  сГС
Температура	9000 ± 250  К
Возраст	6.03+0,28 −0,27 МИР
Другие обозначения
BD -21 4779, CPD-21 6508, EM* MWC 275, HIP  87819, IRAS  17533-2156, 2MASS  J17562128-2157218, PDS 473, TYC  6262-2131-1,
Ссылки на базы данных
СИМБАД	данные

HD 163296 — молодая звезда типа Ае Хербига , окруженная протопланетным диском . ^[6] Диск является популярным объектом для изучения состава диска ^{[7] [8] [9]} , и в нескольких работах предполагалось наличие протопланет внутри промежутков диска. ^{[10] [11]}

HD 163296 была впервые идентифицирована в каталоге Генри Дрейпера . Впервые звезда была идентифицирована как имеющая пекулярные линии излучения водорода в 1925 году на основе наблюдений в обсерватории Маунт-Вилсон Полом У. Мерриллом , Милтоном Л. Хьюмасоном и Корой Г. Бервелл . Звезда была классифицирована как имеющая спектральный тип A2e. ^[12] В 1984 году впервые было высказано предположение, что HD 163296 является звездой типа Ае Хербига из-за линий H-альфа и NaD, имеющих профиль P Лебедя . ^[13] В то время статус звезды типа Ае Хербига был поставлен под сомнение. Однако был сделан вывод, что она окружена пылевой оболочкой из- за избытка в ближнем инфракрасном диапазоне . ^[14] Позже, в 1989 году, было обнаружено, что линии магния и кальция имеют краткосрочную переменность по наблюдениям с помощью International Ultraviolet Explorer , что показало, что она похожа на звезду типа Ае Хербига AB Возничего . ^[15] Наблюдения с Hubble STIS показали туманность Хербига-Аро , которая часто ассоциируется со звездами Herbig Ae. Эти туманности называются HH 409 A/B/C. ^[16] Кроме того, с помощью STIS была обнаружена струя в излучении Lyman alpha и кремния , которая имела скорость 335-380 км/с. ^[17] Наблюдения с помощью рентгеновского телескопа Chandra показали, что рентгеновское излучение доминирует за счет аккреции материала с диска на поверхность звезды. Также было обнаружено рентгеновское излучение вместе со струей Ly-alpha. ^[18] Группа, анализирующая данные XMM-Newton, пришла к выводу, что рентгеновское излучение не исходит от аккреционной ударной волны, и группа предположила, что излучение исходит от ударной волны в основании струи и короны звезды. ^[19] Струя также была напрямую отображена с помощью VLT/ MUSE в линиях излучения H-alpha и серы . ^[20]

Первоначально возраст звезды был определен в 5 млн лет, ^{[21] [22],} но в некоторых более поздних работах возраст оценивается в 10 млн лет. ^{[23] [24]} В других недавних работах возраст определяется в пределах 6-7 млн ​​лет. ^{[25] [5]} Предполагается, что звезда движется вместе с молодым кандидатом на звездный объект 2MASS J17564004-2159530 на расстоянии 30 600 а. е. ^{[26] [27]} Также предполагается, что звезда может принадлежать к небольшой движущейся группе, состоящей из 13 звезд, которая называется HSC 103. Эта группа будет иметь HD 163296 и HD 166191 в качестве своих самых ярких членов. ^[28] Однако неясно, принадлежат ли эти звезды к одной и той же группе. ^[29]

Звезда испытала событие затемнения в 2001 году, в результате которого величина V-полосы упала на 0,8 ^[30] , а затем звезда стала ярче в 2002 году в ближнем инфракрасном диапазоне. ^[31] Это было воспроизведено путем моделирования струйного элемента и дискового ветра . Дисковый ветер создается взаимодействием звезды с внутренним краем диска, который выбрасывает пыль и газ из диска. Падение яркости было вызвано выбросом пылевого комка в дисковый ветер и блокировкой света в V-полосе, но увеличением яркости в ближнем инфракрасном диапазоне. ^[24]

Разрешенный околозвездный диск был впервые идентифицирован в 1997 году с помощью радиообсерватории Owens Valley . Первоначально большая полуось была оценена в 110 а.е. ^[32] Наблюдения с помощью STIS показали , что диск намного больше, с радиусом 450 а.е. и имеет наклон около60 ± 5 ° и имеет очищенную центральную зону. ^[16] Внешнее кольцо было обнаружено в рассеянном свете с помощью инструмента NACO Очень Большого Телескопа (VLT). Первоначально кольцо было видно как разорванное. ^[33] Более поздние наблюдения с помощью Gemini Planet Imager показали полное кольцо. Примечательно, что между положением звезды и контуром кольца есть смещение. Вероятно, это связано с тем, что свет рассеивается на поверхности диска. Расширяющийся наклонный диск заставит кольцо казаться смещенным. Изображения в рассеянном свете отслеживают мелкие пылинки. ^{[34] Наблюдения за пылью} с помощью Atacama Large Millimeter Array (ALMA) показали несколько колец. Наблюдения за пылью с помощью ALMA отслеживают более крупные пылинки средней плоскости диска. ^[35] Высокоразрешающие изображения пыли и CO с помощью ALMA были представлены в 2018 году командой DSHARP. Это новое изображение показало ранее известные кольца и внутреннее кольцо с разрывом, а также пылевой полумесяц около кольца B67. ^[6] Внешний диск показывает переменную освещенность между 2011 ( Subaru ) и 2016 ( VLT/SPHERE ). Это зависящее от времени изменение, вероятно, вызвано тенями, отбрасываемыми внутренним диском. ^[36] Новые наблюдения с STIS обнаружили внешнее кольцо на расстоянии 330 а.е., а также обнаружили переменные во времени изменения. ^[37] Диск имеет общую массу (газ + пыль), которая составляет менее 0,35 M _☉ , ^[38] или между 0,01 и 0,15 M _☉ . ^[6] Кольцо B67 имеет массу пыли 81 ± 13 M _E , а кольцо B100 имеет массу пыли82+26
−16 М. _Э. ^[39 ]

В 1999 году были опубликованы наблюдения в диапазоне от 3 до 15 мкм с помощью инфракрасного телескопа NASA . Спектр показал силикатное излучение, соответствующее смеси оливина и пироксена . Исследование предположило, что это является свидетельством наличия зерен, которые позже будут включены в экзокометы . ^[7] Наблюдения с помощью инфракрасной космической обсерватории были опубликованы в 2000 году. Группа обнаружила аморфные силикаты, водяной лед , оксид железа и небольшую долю очень крупных ( размером от мм до см ) кристаллических силикатов. ^{[40] [41] Наблюдения} Herschel / PACS обнаружили теплую воду и молекулу гидроксила . ^[8] Наблюдения с помощью субмиллиметрового массива показали, что ледяная линия оксида углерода начинается примерно в 155 а.е. ^[42] Позже ALMA наблюдала оксид углерода (CO) ^[43] и другие молекулы в более высоком разрешении. Линия снега CO была обнаружена с помощью DCO ⁺ ( дейтерированный альдегид ). ^[44] Другой анализ данных ALMA показал, что эмиссия N ₂ H ⁺ является лучшим индикатором линии снега CO, и эта линия расположена на расстоянии 90 а.е. (при 25 Кельвинах ). ^[45] Формальдегид был обнаружен по всему диску, но было обнаружено, что его концентрация повышена во внешнем диске. Это может быть связано с гидрогенизацией льдов CO на частицах пыли и сублимацией формальдегида из УФ- излучения. С другой стороны, формальдегид более эффективно производится в газовой фазе. ^[9] Метанол не был обнаружен в диске вокруг HD 163296. Содержание метанола ниже по сравнению с TW Hydrae , вероятно, из-за разницы в звездном излучении. ^[46] Верхний предел линии снега воды составляет 8-20 а.е. по наблюдениям ALMA. ^[47]

Предполагается, что пробелы в диске вокруг HD 163296 образованы недавно образовавшимися планетами. ^{[11] [10]} По состоянию на 2023 год предполагается наличие четырех планет в диске. ^[48] Ниже приведены пробелы и пояснения к кандидатам на роль планет в этих пробелах:

_{Разрыв D10 :} В одной из работ предполагается, что разрыв образован планетой с массой 0,35–0,71 МДж . ^[10]

D45 gap: Полумесяц в 55 а.е. может быть воссоздан планетой с массой 0,15 МДж в 54 а.е. ^[6] Другая работа оценила массу в 1,07-2,18 _МДж из-за размера щели. ^[10] Гидродинамическое моделирование предполагает массу 0,46 МДж . ^[11] Более позднее моделирование действительно показало, что асимметрию в форме полумесяца можно объяснить планетой с массой _{Юпитера в 48 а.е.} Полумесяц представляет собой пыль с массой от 10 до 15 МДж , захваченную в _точке Лагранжа L5 планеты. ^[49] Эмиссия углерода, локализованная в положении предполагаемой планеты в щели D45, может представлять собой приток/отток протопланеты или дисковые ветры. ^[50] Другая работа предполагает, что две планеты субсатурна находятся внутри щели D45 и в орбитальном резонансе 4:3 . Полумесяц виден как пыль, захваченная в точке L5 внешней планеты. ^[48]

D86 gap: возмущения газа CO могут быть объяснены планетой с массой Юпитера на расстоянии 83 а.е. ^[51] Одна работа предполагает, что эта планета может иметь массу 0,07-0,14 МДж . ^[10] Точечный источник на расстоянии 67 а.е. был идентифицирован по _{наблюдениям Кека как потенциальная протопланета с массой 6-7 МДж} . Он может быть менее массивным, если планета окружена околопланетным диском . ^[52] Точечный источник Кека не был обнаружен с помощью изображений SPHERE , что исключает его как массивную планету. Он все еще может быть планетой с меньшей массой, если спектр очень красный. ^{[53] Излом скорости в газе CO предполагает наличие планеты на расстоянии 94 ± 6} _а.е. с массой 1 МДж . ^[54]

D141 gap: Две экзопланеты с массой Сатурна были выведены из газового и пылевого истощения среднего и внешнего пылевых колец, обнаруженных ALMA. Эти планеты будут находиться на расстоянии 100 и 160 а.е. Однако возможно, что экзопланет нет и что другие эффекты вызывают это наблюдение. ^[35] Возмущения газа CO могут быть объяснены планетой с массой Юпитера на расстоянии 137 а.е. ^[51] Другая работа предполагает массу 0,46 М _Дж и расстояние 105 а.е. и еще одну планету на расстоянии 160 а.е. с массой 0,58 М _Дж . ^[11]

D270 gap: Другой кандидат был предложен из возмущения газа диска, предполагая планету с массой 2 _MJ на расстоянии около 260 а.е. ^[55] Этот кандидат не был обнаружен с помощью SPHERE, но не мог быть исключен. ^[53] Спиральная структура газа CO объясняется планетой, производящей планетарный след, генерируемый резонансами Линдблада . ^[56]