Richtiger Aufstieg | 04 h 31 m 38,437 s |
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Deklination | 18 ° 13 '57 .65 '' |
Konstellation | Stier |
Scheinbare Größe | 15.1 |
Ort im Sternbild: Stier | |
Spektraltyp |
K9 -Stern vor der Hauptsequenz vom Typ T Tauri |
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BV- Index | 0,92 |
VR- Index | 0,89 |
JK Index | 3.21 |
JH- Index | 1.45 |
Variabilität | T Tauri |
Saubere Bewegung |
μ α = (8,0 ± 6,0) mas / a μ δ = (21,8 ± 5,8) mas / a |
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Parallaxe | ≈ 7 mas |
Entfernung |
450 al (140 pc ) |
Alter | <1 M a |
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HL Tauri (abgekürzt HL Tau ) ist ein sehr junger variabler Stern vom Typ T Tauri aus dem Sternbild Stier , um den eine protoplanetare Scheibe , der wahrscheinliche Ort der Bildung eines Planeten , beobachtet wurde .
HL Tauri befindet sich ungefähr 450 Lichtjahre (140 Parsec ) von der Erde entfernt in Taurus Molecular Cloud 1 (TMC-1) im Sternbild Stier .
HL Tauri ist ein sehr junger variabler Stern vom Typ T Tauri . Der Stern in einem geschätzten Alter von weniger als einer Million Jahren ; Seine Leuchtkraft und seine effektive Temperatur implizieren ein Alter unter 100.000 Jahren .
HL Tauri hat eine scheinbare Größe von 15,1, was es viel zu schwach macht, um mit bloßem Auge gesehen zu werden.
HL Tauri wird von dem Herbig-Haro-Objekt HH 151 begleitet , einem Sternstrahl , der entlang der Rotationsachse der Scheibe emittiert wird und mit dem umgebenden interstellaren Staub und Gas kollidiert.
HL Tauri wird von einem umgeben protoScheibe bestehend aus mehreren Ringen , getrennt durch dunkle Bänder, die a priori Bereichen ihrer Materie durch entleerte Planeten in Bildung .
Die ersten Hinweise auf eine protoplanetare Scheibe wurden 1975 dank Beobachtungen im Infrarot bei Wellenlängen zwischen 2 und 4 Mikrometern erhalten . Diese Beobachtungen wurden dank der jüngsten Erfindung von Infrarotdetektoren auf der Basis von Indiumantimonid ermöglicht . Unter 29 untersuchten sehr jungen Sternen zeigte nur HL Tauri eine starke Absorption um 3,07 Mikrometer, wobei die Absorption von Eispartikeln erwartet wurde, was die Autoren den Schwingungsfrequenzen ν 1 , ν 3 und 2ν 2 der OH-Bindung zuschrieben . Im Jahr 1982, ein Himmel Umfrage identifiziert HL Tauri als einer der am meisten polarisierten T - Tauri - sterne neben bekannten DG Tauri und V536 Aquilae .
Eine Gasplatte wurde durch entdeckt interferometrischen Beobachtungen von Kohlenmonoxid (CO) -Emissionen in 1986 . Die Masse der Scheibe, geschätzt aus Beobachtungsdaten von 1985 und 1986 des Millimeterwelleninterferometers des Observatoriums Radio Owens Valley, wurde auf 0,01 bis 0,5 Sonnenmasse (etwa 10- bis 500-fache Jupitermasse ) geschätzt , wobei die beste Anpassung 0,1 Sonnenmasse betrug Masse (ungefähr das 100-fache der Masse des Jupiter) und sein Radius wurden auf ungefähr 2.000 astronomische Einheiten geschätzt . Die Temperatur des Gases und die Körner der Scheibe liegen wahrscheinlich in der Größenordnung von einigen zehn Kelvin . Es wurde festgestellt, dass das Gas gebunden ist und einen Stern mit etwa einer Sonnenmasse umkreist . Polare Strahlen von Materialien wie Kohlenmonoxid (CO), Dihydrogen (H 2)) und das Eisenion ( Fe II = Fe + ) wurden beobachtet.
Das 6. November 2014Das European Southern Observatory (ESO) veröffentlicht das genaueste Bild, das jemals von einer protoplanetaren Scheibe erzeugt wurde , in diesem Fall das von HL Tauri . Dieses Bild, das dank der Beobachtungen mit dem großen Netzwerk von Antennen Millimeter / Submillimeter von Atacama , ALMA, aufgenommen wurde , zeigt eine Reihe von hellen konzentrischen Ringen und Achsensymmetrien, die durch Rillen getrennt sind, die wahrscheinlich durch das Vorhandensein von ( Proto- ) Planeten- Training erzeugt wurden . Die Scheibe scheint viel weiter entwickelt zu sein als es das Alter des Systems vermuten lässt, was darauf hindeutet, dass das Phänomen der Planetenbildung schneller auftritt als bisher angenommen. Catherine Vlahakis von ALMA erklärte: „Als wir dieses Bild zum ersten Mal sahen, waren wir erstaunt über die spektakuläre Detailgenauigkeit. HL Tauri ist nicht älter als eine Million Jahre, aber seine Scheibe scheint bereits voller Planeten zu sein. Dieses Bild allein wird die Theorien der Planetenbildung revolutionieren. " .
Da die Emission aus den inneren Bereichen der HL-Tau-Scheibe bei allen ALMA-Wellenlängen optisch dick war, konnten das Oberflächendichteprofil und die Korngrößenverteilung nicht bestimmt werden. Die Beobachtungen wurden dann mit dem Karl G. Jansky Very Large Array bei einer Wellenlänge von 7,0 Millimetern und einer mit den ALMA-Bildern vergleichbaren räumlichen Auflösung durchgeführt . Bei dieser Wellenlänge ist die Emission von HL-Tauri-Staub optisch fein, wodurch die interne Scheibe detailliert untersucht werden kann. Die Gesamtstaubmasse in der Scheibe wird daher auf 0,001 bis 0,003 Sonnenmasse geschätzt (ungefähr das 1- bis 3-fache der Jupitermasse oder das 300- bis 1000-fache der Erdmasse ), abhängig von dem für Opazität und Temperatur angenommenen Wert. der Scheibe. Nach diesen Beobachtungen ist das Kornwachstum schnell, es gibt eine Fragmentierung in der Scheibe und die Bildung dichter "Klumpen" in den dichteren inneren Teilen der Scheibe. Dies deutet darauf hin, dass sich die HL-Tau-Scheibe ganz am Anfang des Planetenbildungsprozesses befindet, wobei Planeten noch nicht in den "Lücken", sondern im Prozess der zukünftigen Bildung in den hellen Ringen gebildet werden.
Das von ALMA produzierte Bild der Scheibe zeigt mehrere leere Materierillen, wahrscheinliche Anzeichen einer bereits laufenden Planetenformation.
In einem vorveröffentlichten Artikel über arXiv inMärz 2016, Carlos Carrasco-Gonzalez offenbaren und seine Mitarbeiter beobachtet haben, dank des Very Large Array (VLA), ein Aggregat von Staub in der internen Festplatte von HL Tauri . Es wird geschätzt, dass dieses Aggregat eine Masse hat, die zwischen dem 3- und 8-fachen der Erde liegt , was darauf hinweist, dass sich möglicherweise eine Supererde bildet.