Ascensione retta | 04 h 31 m 38.437 s |
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Declinazione | 18 ° 13 ′ 57,65 ″ |
Costellazione | Toro |
Magnitudine apparente | 15.1 |
Posizione nella costellazione: Toro | |
Tipo spettrale |
Stella K9 pre-sequenza principale del tipo T Tauri |
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Indice BV | 0.92 |
Indice VR | 0.89 |
Indice JK | 3.21 |
Indice JH | 1.45 |
Variabilità | T Tauri |
Movimento pulito |
μ α = (8,0 ± 6,0) mas / a μ δ = (21,8 ± 5,8) mas / a |
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Parallasse | ≈ 7 mas |
Distanza |
450 al (140 pz ) |
Età | <1 M a |
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HL Tauri (abbreviato HL Tau ) è una giovanissima stella variabile di tipo T Tauri della costellazione del Toro , attorno alla qualeè stato osservato un disco protoplanetario , probabile sito di formazione di un pianeta .
HL Tauri si trova a circa 450 anni luce (140 parsec ) dalla Terra in Taurus Molecular Cloud 1 (TMC-1), nella costellazione del Toro .
HL Tauri è una stella variabile di tipo T Tauri molto giovane . La stella a un'età stimata inferiore a un milione di anni ; la sua luminosità e la sua temperatura effettiva implicano un'età inferiore a 100.000 anni .
HL Tauri ha una magnitudine apparente di 15,1, che lo rende troppo debole per essere visto ad occhio nudo.
HL Tauri è accompagnato dall'oggetto Herbig-Haro HH 151 , un getto stellare emesso lungo l' asse di rotazione del disco e che si scontra con la polvere e il gas interstellari circostanti.
HL Tauri è circondato da un disco protoplanetario composto da diversi anelli separati da bande scure che sono aree a priori svuotate della loro materia dai pianeti in formazione .
Le prime indicazioni di un disco protoplanetario furono ottenute nel 1975 grazie ad osservazioni nell'infrarosso a lunghezze d'onda comprese tra 2 e 4 micrometri . Queste osservazioni sono state rese possibili grazie alla recente invenzione di rivelatori a infrarossi a base di antimonuro di indio . Tra le 29 stelle molto giovani studiate, solo HL Tauri ha mostrato un forte assorbimento intorno a 3,07 micrometri, dove era previsto l'assorbimento di particelle di ghiaccio, che gli autori hanno attribuito alle frequenze di vibrazione ν 1 , ν 3 e 2ν 2 del legame OH . Nel 1982, un cielo sondaggio identificato HL Tauri come uno dei più polarizzato T Tauri stelle La nota accanto DG Tauri e V536 Aquilae .
Un disco di gas è stato scoperto grazie alle osservazioni interferometriche delle emissioni di monossido di carbonio (CO) nel 1986 . La massa del disco, sulla base dei dati di osservazione dal 1985 e il 1986 di Millimeter Saluto Interferometer della Radio dell'Osservatorio Valle di Owens è stato stimato tra 0,01 e 0,5 masse solari (circa 10 a 500 volte la massa di Giove ), il miglior adattamento essendo 0,1 solare massa (circa 100 volte la massa di Giove), e il suo raggio è stato stimato in circa 2.000 unità astronomiche . La temperatura del gas e dei grani del disco sono probabilmente dell'ordine di poche decine di Kelvin . È stato determinato che il gas è legato e orbita attorno a una stella di circa una massa solare. Getti polari di materiali come monossido di carbonio (CO), diidrogeno (H 2) e lo ione ferroso ( Fe II = Fe + ) sono stati osservati.
Il 6 novembre 2014, l' European Southern Observatory (ESO) pubblica l'immagine più precisa mai prodotta di un disco protoplanetario , in questo caso quella di HL Tauri . Questa immagine, eseguita grazie alle osservazioni effettuate con la grande rete di antenne millimetriche / submillimetriche di Atacama , ALMA , mostra una serie di anelli concentrici luminosi e assialsimmetrici separati da solchi probabilmente creati dalla presenza di ( proto ) pianeti addestrati . Il disco sembra molto più sviluppato di quanto suggerito dall'età del sistema, il che suggerisce che il fenomeno della formazione planetaria sta avvenendo più rapidamente di quanto si pensasse in precedenza. Secondo Catherine Vlahakis di ALMA, “Quando abbiamo visto questa immagine per la prima volta, siamo rimasti sbalorditi dallo spettacolare livello di dettaglio. HL Tauri non ha più di un milione di anni, ma il suo disco sembra già essere pieno di pianeti in formazione. Questa immagine da sola rivoluzionerà le teorie della formazione planetaria. " .
Poiché l'emissione dalle regioni interne del disco HL Tau era otticamente spessa a tutte le lunghezze d'onda ALMA, non è stato possibile determinare il profilo di densità superficiale e la distribuzione della dimensione dei grani. Le osservazioni sono state quindi effettuate con il Very Large Array Karl G. Jansky a una lunghezza d'onda di 7,0 millimetri e una risoluzione spaziale paragonabile alle immagini ALMA. A questa lunghezza d'onda l'emissione della polvere di HL Tauri è otticamente fine, il che consente di studiare in dettaglio il disco interno. La massa totale di polvere nel disco è quindi stimata essere compresa tra 0,001 e 0,003 massa solare (circa da 1 a 3 volte la massa di Giove , o da 300 a 1000 volte la massa terrestre ), a seconda del valore assunto per l'opacità e la temperatura. del disco. Secondo queste osservazioni, la crescita del grano è rapida, c'è frammentazione nel disco e formazione di densi "grumi" nelle parti interne più dense del disco. Ciò suggerisce che il disco HL Tau sarebbe proprio all'inizio del processo di formazione planetaria, con pianeti non ancora formati negli "spazi vuoti" ma nel processo di formazione futura negli anelli luminosi.
L'immagine del disco prodotta da ALMA mostra diversi solchi vuoti di materia, probabili segni di una formazione planetaria già in atto.
In un articolo pre-pubblicato su arXiv inmarzo 2016, Carlos Carrasco-Gonzalez ei suoi collaboratori rivelano di aver osservato, grazie al Very Large Array (VLA), un aggregato di polvere nel disco interno di HL Tauri . Si stima che questo aggregato abbia una massa compresa tra 3 e 8 volte quella della Terra , indicando che potrebbe formarsi una super-Terra .