孔雀增一，即HD 172555，又名CP-64 3948，SAO 254358、HR 7012，是一颗位于凤凰座的恒星[1][2]，视星等为4.79，位于银经330.57，银纬-23.76，其B1900.0坐标为赤经18h 35m 37.9s，赤纬-64° -23.76′ 54″。它的光谱类型是 A5V，距离地球约95光年[6]。光谱证据显示它在最近曾经发生两颗体积相当于行星的天体相撞，且体积至少相当于月球的较小者被摧毁，而体积至少与水星相当的较大者也受到明显影响。行星相撞证据已经被 NASA 的斯皮策空间望远镜观测到[7]。
 艺术家笔下一个月球大小天体和另一个水星大小天体相撞的状况。当两者以超过每秒10公里速度相撞时，将会产生强大闪光，而天体岩石表面将会熔融甚至气化并将部分高温物质喷出。 | |
| 观测资料 历元 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | 孔雀座[1][2] |
| 星官 | 近南极星区 孔雀 |
| 赤经 | 18h 45m 26.9s[1][2] |
| 赤纬 | -64° 52′ 17″[1][2] |
| 视星等（V） | 4.79[1][2] |
| 特性 | |
| 光谱分类 | A5IV-V[1][2] |
| U−B 色指数 | 0.08[1][2] |
| B−V 色指数 | 0.2[1][2] |
| R−I 色指数 | [1][2] |
| 天体测定 | |
| 径向速度 (Rv) | 0.08 km/s |
| 自行 (μ) | 赤经：2 mas/yr 赤纬：- mas/yr |
| 视差 (π) | 0.035 mas |
| 距离 | 95.34 ± 1.86 ly (29.23 ± 0.57 pc) |
| 详细资料 | |
| 质量 | 2.0[3] M☉ |
| 亮度 | 9.5[3] L☉ |
| 温度 | 8,000[4] K |
| 自转速度 (v sin i) | 175[5] km/s |
| 年龄 | ~12[3] Myr |
| 其他命名 | |
| 参考数据库 | |
| SIMBAD | 资料 |
超高速巨大撞击残骸
1980年代红外线天文卫星首次发现孔雀增一在中红外线波段光度不寻常地高。之后 Schütz 等人于2004年以地面望远镜观测的结果和 Chen 等人同样于2004年以斯皮策空间望远镜观测的结果都确认在孔雀增一确实辐射比一般恒星表面更大量的红外线辐射。孔雀增一和老人增四同是绘架座β移动星群的成员星，并且两者都是该星群内同时期较著名的成员，两者年龄都大约1200万年，且都是高温的白色恒星，质量也大约是太阳的2倍，光度则大约是太阳的9.5倍[3]。和最近的行星形成理论和老人增四的系统比较之下，孔雀增一的系统可能是在以岩石为主的类地行星形成的早期阶段。不过孔雀增一的系统特殊的是侦测到不寻常地大量硅氧化物，即无定形的二氧化硅和一氧化硅气体，而非岩石中常见的硅酸盐矿物，例如在地球上可见的橄榄石和辉石[8]。
2009年美国约翰·霍普金斯大学应用物理实验室的卡里·里斯（Carey Lisse）使用斯皮策空间望远镜的红外线资料对星周盘物质进行了分析[9]，同时使用深度撞击号和星尘号彗星探测任务的资料。原子和矿物成分的分析、尘埃温度和重量显示有一群类似再次冻结的熔岩（黑曜岩）和新鲜的冻结岩浆（玻璃陨石），以及大量的蒸发岩（一氧化硅）、碎石（大颗粒的暗色尘埃）等大量的（相当于月球质量）温暖物质（约340 K）分布在距离孔雀增一5.8+/-0.6天文单位的范围（位于类地行星适合形成区域边缘，相当于太阳系的小行星带内部边缘）。这些物质可能是因为两个巨型天体以超高速撞击形成。如果两者相对速度小于10 km/s，将不会使寻常的橄榄石和辉时转换成二氧化硅和一氧化硅气体。这样的撞击速度将完全摧毁撞击物，并使被撞击物的整个表面熔化。
大量的无定形二氧化硅和一氧化硅气体被侦测到有以下的意义：
- 超高速巨大撞击在年轻的太阳系或行星系中会发生，太阳系中有多个撞击事件就是很好的例子（Hartmann & Vail 1986）：水星表面的大量撞击坑、金星的逆向自转、地球的月球、火星的南北半球撞击坑数量差异、灶神星的火成岩由来（Drake 2001）、天王星的自转轴位于黄道面附近，以及在各地找到的广泛撞击熔融地质证据，例如地球上的玻璃陨石和月球土壤中的玻璃珠（Warren 2008）。
- 岩石质原行星甚至行星在形成后约存在于孔雀增一旁1200万年。
- 如果这个撞击在之前数千年内发生，在孔雀增一的系统内就可能会有一个液态岩浆表面的原行星。这并不让人意外，一个地球重力结合能的简易计算显示结合能释放的能量相当于将地球表面熔化能量的10倍。
参见
参考文献
延伸阅读
外部链接
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