Epsilon Eridani
  | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Erydan |
| Wymowa | / _ r ɑː n / |
| Rektascensja | 03 godz. 32 m 55,84496 sek |
| Deklinacja | −09° 27′ 29,7312″ |
| Pozorna wielkość (V) | 3.736 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | K2V |
| Pozorna wielkość (B) | 4.61 |
| Pozorna wielkość (V) | 3,73 |
| Pozorna wielkość (J) | 2,228 ± 0,298 |
| Pozorna wielkość (H) | 1,880 ± 0,276 |
| Pozorna wielkość (K) | 1,776 ± 0,286 |
| Indeks koloru U-B | +0,571 |
| Indeks koloru B-V | +0,887 |
| Typ zmiennej | PRZEZ Dra |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | +15,5 ± 0,9 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: −975,17 mas / rok grudzień: 19,49 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 311,37 ± 0,11 mas |
| Dystans | 10,475 ± 0,004 ly (3,212 ± 0,001 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | 6.19 |
| Detale | |
| Masa | 0,82 ± 0,02 M ☉ |
| Promień | 0,735 ± 0,005 R ☉ |
| Jasność | 0,34 l ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 4,30 ± 0,08 cgs |
| Temperatura | 5084 ± 5,9 K |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,13 ± 0,04 dek |
| Obrót | 11,4 dni |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 2,4 ± 0,5 km/s |
| Wiek | 400–800 mln |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | Gwiazda |
| planeta b | |
| planeta c | |
Epsilon Eridani ( łac. od ε Eridani ), formalnie nazwana Ran , jest gwiazdą w południowej konstelacji Eridanus , nachylenia 9,46 ° na południe od równika niebieskiego . Dzięki temu jest widoczny z większości powierzchni Ziemi. W odległości 10,5 lat świetlnych (3,2 parseka ) od Słońca ma pozorną wielkość 3,73. Jest trzecią najbliższą pojedynczą gwiazdą lub układem gwiezdnym widocznym gołym okiem.
Szacuje się, że gwiazda ma mniej niż miliard lat. Ze względu na swoją względną młodość Epsilon Eridani ma wyższy poziom aktywności magnetycznej niż obecne Słońce, z wiatrem gwiazdowym 30 razy silniejszym. Jego rotacji na równiku wynosi 11,2 dnia. Epsilon Eridani jest mniejszy i mniej masywny niż Słońce i ma stosunkowo niższy poziom pierwiastków cięższych niż hel . Jest to gwiazda ciągu głównego klasy widmowej K2, co oznacza, że energia generowana w jądrze w wyniku syntezy jądrowej wodoru jest emitowana z powierzchni w temperaturze około 5000 K (8500 ° F ), nadając jej pomarańczowy odcień.
Oznaczenie Bayera ε Eridani (zlatynizowane jako Epsilon Eridani) zostało ustanowione w 1603 roku przez Johanna Bayera . Może należeć do Ruchomej Grupy Wielkiej Niedźwiedzicy, która porusza się podobnie w Drodze Mlecznej , co sugeruje, że te gwiazdy mają wspólne pochodzenie z gromady otwartej . Jej najbliższy sąsiad, układ gwiazd Luyten 726-8 , będzie miał bliskie spotkanie z Epsilon Eridani za około 31 500 lat, kiedy zostaną rozdzieleni o około 0,93 ly (0,29 pc). [ niewiarygodne źródło? ]
Ruch Epsilon Eridani wzdłuż linii wzroku do Ziemi, znany jako prędkość radialna , jest regularnie obserwowany od ponad dwudziestu lat. Okresowe zmiany jej wartości dostarczyły dowodów na istnienie gigantycznej planety Epsilon Eridani b krążącej wokół gwiazdy, co czyni ją jednym z najbliższych układów gwiezdnych z kandydatem na egzoplanetę . Odkrycie planety było kontrowersyjne ze względu na ilość szumu tła w danych dotyczących prędkości radialnej, szczególnie we wczesnych obserwacjach, ale większość astronomów uważa obecnie planetę za potwierdzoną. W 2016 roku nadano mu alternatywną nazwę AEgir [ sic ].
System Epsilon Eridani obejmuje również dwa pasy skalistych asteroid : około 3 AU i 20 AU od gwiazdy. Struktura orbity mogłaby być utrzymywana przez hipotetyczną drugą planetę, która w przypadku potwierdzenia nosiłaby nazwę Epsilon Eridani c. Epsilon Eridani jest gospodarzem rozległego zewnętrznego dysku szczątków pozostałości planetozymali pozostałych po formowaniu się systemu.
Jako jedna z najbliższych gwiazd podobnych do Słońca z planetą, Epsilon Eridani była celem kilku obserwacji w poszukiwaniu pozaziemskiej inteligencji . Epsilon Eridani pojawia się w science fiction i jest sugerowana jako cel podróży międzygwiezdnych . Z Epsilon Eridani Słońce pojawiłoby się jako gwiazda o jasności 2,4 magnitudo w Wężach .
Nomenklatura
ε Eridani , zlatynizowane na Epsilon Eridani , to oznaczenie gwiazdy firmy Bayer . Pomimo tego, że była stosunkowo jasną gwiazdą, pierwsi astronomowie nie nadali jej właściwej nazwy . Ma kilka innych oznaczeń katalogowych . Po odkryciu planeta została oznaczona jako Epsilon Eridani b, zgodnie ze zwykłym systemem oznaczania planet pozasłonecznych .
Planeta i jej gwiazda macierzysta zostały wybrane przez Międzynarodową Unię Astronomiczną (IAU) w ramach konkursu NameExoWorlds , mającego na celu nadanie nazw egzoplanetom i gwiazdom macierzystym dla niektórych systemów, które nie miały jeszcze nazw własnych. Proces obejmował nominacje grup edukacyjnych i publiczne głosowanie na proponowane nazwy. W grudniu 2015 r. IAU ogłosiła, że zwycięskie nazwy to Ran dla gwiazdy i AEgir [ sic ] dla planety. Nazwiska te zostały przesłane przez uczniów ósmej klasy w Mountainside Middle School w Colbert w stanie Waszyngton w Stanach Zjednoczonych. Oba imiona wywodzą się z mitologii nordyckiej : Rán jest boginią morza, a Ægir , jej mąż, jest bogiem oceanu.
Nazwy w tym momencie pozostały nieoficjalne, ale w 2016 roku IAU zorganizowała grupę roboczą ds. nazw gwiazd (WGSN) w celu skatalogowania i ujednolicenia nazw własnych gwiazd. W swoim pierwszym biuletynie z lipca 2016 r. WGSN wyraźnie rozpoznało nazwy egzoplanet i ich gwiazd macierzystych, które zostały wyprodukowane przez konkurencję. Epsilon Eridani jest teraz wymieniona jako Ran w Katalogu Nazw Gwiazd IAU. Nie jest jeszcze jasne, czy zawodowi astronomowie będą generalnie używać nowej nazwy, czy też nadal będą odnosić się do gwiazdy jako Epsilon Eridani; oba są teraz równie ważne.
W języku chińskim 天苑 ( Tiān Yuàn ), co oznacza Niebiańskie Łąki , odnosi się do asteryzmu składającego się z ε Eridani , γ Eridani , δ Eridani , π Eridani , ζ Eridani , η Eridani , π Ceti , τ 1 Eridani , τ 2 Eridani , τ 3 Eridani , τ 4 Eridani , τ 5 Eridani , τ 6 Eridani , τ 7 Eridani , τ 8 Eridani i τ 9 Eridani . W konsekwencji chińska nazwa samego ε Eridani to 天苑四 ( Tiān Yuàn sì , Czwarta [Gwiazda] Niebiańskich Łąk).
Historia obserwacji
Katalogowanie
Epsilon Eridani znana jest astronomom co najmniej od II wieku naszej ery, kiedy Klaudiusz Ptolemeusz ( grecki astronom z Aleksandrii w Egipcie ) umieścił ją w swoim katalogu ponad tysiąca gwiazd. Katalog został opublikowany jako część jego traktatu astronomicznego Almagest . Konstelacja Eridanus została nazwana przez Ptolemeusza ( starogrecki : Ποταμού , rzeka), a Epsilon Eridani została wymieniona jako jej trzynasta gwiazda. Ptolemeusz nazwał Epsilon Eridani ό τών δ προηγούμενος , co po grecku oznacza „ przedstawienie czterech ” (tutaj δ jest liczbą cztery). Odnosi się to do grupy czterech gwiazd w Eridanus: γ , π , δ i ε (10–13 miejsce na liście Ptolemeusza). ε jest najbardziej wysuniętym na zachód z nich, a zatem pierwszym z czterech w pozornym dziennym ruchu nieba ze wschodu na zachód. Współcześni badacze katalogu Ptolemeusza określają jego wpis jako „P 784” (w kolejności pojawiania się) i „Eri 13” . Ptolemeusz opisał wielkość gwiazdy jako 3.
Epsilon Eridani zostało zawarte w kilku katalogach gwiazd średniowiecznych islamskich traktatów astronomicznych, które były oparte na katalogu Ptolemeusza: w Księdze Gwiazd Stałych Al-Sufi , opublikowanej w 964, Kanonie Mas'ud Al-Biruniego , opublikowanym w 1030, i Ulugh Beg 's Zij-i Sultani , opublikowane w 1437. Al-Sufi oszacował wielkość Epsilon Eridani na 3. Al-Biruni cytuje wielkości z Ptolemeusza i Al-Sufi (dla Epsilon Eridani cytuje wartość 4 zarówno dla Ptolemeusza, jak i Al - wielkości Sufiego; pierwotne wartości obu tych wielkości to 3). Jego numer w kolejności pojawiania się to 786. Ulugh Beg przeprowadził nowe pomiary współrzędnych Epsilon Eridani w swoim obserwatorium w Samarkandzie i cytuje wielkości z Al-Sufi (3 dla Epsilon Eridani). Współczesne oznaczenia jego wpisu w katalogu Ulugh Bega to „U 781” i „Eri 13” (to ostatnie jest takie samo, jak oznaczenie katalogowe Ptolemeusza).
W 1598 r. Epsilon Eridani została włączona do katalogu gwiazd Tycho Brahe , ponownie opublikowanego w 1627 r. przez Johannesa Keplera jako część jego tablic rudolfińskich . Katalog ten został oparty na obserwacjach Tycho Brahe z lat 1577-1597, w tym na wyspie Hven w jego obserwatoriach Uraniborg i Stjerneborg . Numer porządkowy Epsilon Eridani w konstelacji Eridanus wynosił 10 i został określony jako Quae omnes quatuor antecedit , co po łacinie oznacza „który poprzedza wszystkie cztery”; znaczenie jest takie samo jak w opisie Ptolemeusza. Brahe przypisał jej wielkość 3.
Epsilon Eridani's Bayer powstało w 1603 roku jako część Uranometrii , katalogu gwiazd stworzonego przez niemieckiego kartografa niebieskiego Johanna Bayera . Jego katalog przypisał litery alfabetu greckiego do grup gwiazd należących do tej samej klasy jasności wizualnej w każdej konstelacji, zaczynając od alfa (α) dla gwiazdy z najjaśniejszej klasy. Bayer nie próbował uporządkować gwiazd według względnej jasności w ramach każdej klasy. Tak więc, chociaż Epsilon jest piątą literą alfabetu greckiego, gwiazda jest dziesiątą najjaśniejszą w Eridanus . Oprócz litery ε Bayer nadał mu numer 13 (taki sam jak numer katalogowy Ptolemeusza, podobnie jak wiele numerów Bayera) i opisał go jako Decima septima , po łacinie „siedemnasty”. Bayer przypisał Epsilon Eridani wielkość 3.
W 1690 roku Epsilon Eridani została wpisana do katalogu gwiazd Jana Heweliusza . Jego numer porządkowy w konstelacji Eridanus wynosił 14, jego oznaczenie to Tertia ( trzecia ) i przypisano mu wielkość 3 lub 4 (źródła różnią się). Katalog gwiazd angielskiego astronoma Johna Flamsteeda , opublikowany w 1712 r., nadał Epsilonowi Eridani oznaczenie Flamsteed 18 Eridani, ponieważ była to osiemnasta skatalogowana gwiazda w konstelacji Erydana według rosnącej kolejności rektascensji . W 1818 r. Epsilon Eridani została włączona do katalogu Friedricha Bessela , opartego na obserwacjach Jamesa Bradleya z lat 1750–1762 i przy jasności 4 magnitudo. Pojawiła się również w katalogu 398 głównych gwiazd Nicolasa Louisa de Lacaille'a , którego 307 gwiazd wersja została opublikowana w 1755 r. w Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765 , a jej pełna wersja została opublikowana w 1757 r. w Astronomiæ Fundamenta w Paryżu . W wydaniu Francisa Baily'ego z 1831 r . Epsilon Eridani ma numer 50. Lacaille przypisał mu wielkość 3.
W 1801 roku Epsilon Eridani został włączony do Histoire céleste française , katalogu Josepha Jérôme Lefrançois de Lalande , zawierającego około 50 000 gwiazd, na podstawie jego obserwacji z lat 1791–1800, w których obserwacje są ułożone w porządku czasowym. Zawiera trzy obserwacje Epsilon Eridani. W 1847 roku Francis Baily opublikował nowe wydanie katalogu Lalande'a, zawierające większość jego obserwacji, w których gwiazdy zostały ponumerowane w kolejności rektascensji . Ponieważ każda obserwacja każdej gwiazdy była numerowana, a Epsilon Eridani obserwowano trzy razy, otrzymała trzy numery: 6581, 6582 i 6583. (Dzisiaj numery z tego katalogu są używane z przedrostkiem „Lalande” lub „Lal”.) Przypisany Lalande Epsilon Eridani magnitudo 3. Również w 1801 r. znalazł się w katalogu Johanna Bodego , w którym około 17 000 gwiazd pogrupowano w 102 konstelacje i ponumerowano (Epsilon Eridani otrzymał numer 159 w konstelacji Eridanus). Katalog Bodego opierał się na obserwacjach różnych astronomów, w tym samego Bodego, ale głównie na obserwacjach Lalande'a i Lacaille'a (dotyczących nieba południowego). Bode przypisał Epsilon Eridani wielkość 3. W 1814 roku Giuseppe Piazzi opublikował drugie wydanie swojego katalogu gwiazd (jego pierwsze wydanie ukazało się w 1803 roku), oparte na obserwacjach przeprowadzonych w latach 1792-1813, w których ponad 7000 gwiazd pogrupowano w 24 godziny (0 –23). Epsilon Eridani ma numer 89 w godzinie 3. Piazzi przypisał jej jasność 4. W 1918 roku Epsilon Eridani pojawił się w Katalogu Henry'ego Drapera z oznaczeniem HD 22049 i wstępną klasyfikacją widmową K0.
Wykrywanie bliskości
Na podstawie obserwacji między 1800 a 1880 rokiem stwierdzono, że Epsilon Eridani ma duży ruch własny po sferze niebieskiej , który oszacowano na trzy sekundy kątowe rocznie ( prędkość kątowa ). Ten ruch sugerował, że znajdowała się stosunkowo blisko Słońca, co czyni ją gwiazdą interesującą do celów paralaksy gwiazd . Proces ten obejmuje rejestrację pozycji Epsilon Eridani, gdy Ziemia porusza się wokół Słońca, co pozwala oszacować odległość gwiazdy. W latach 1881-1883 amerykański astronom William L. Elkin używał heliometru w Królewskim Obserwatorium na Przylądku Dobrej Nadziei w RPA, aby porównać pozycję Epsilon Eridani z dwiema pobliskimi gwiazdami. Na podstawie tych obserwacji obliczono paralaksę 0,14 ± 0,02 sekundy kątowej . Do 1917 roku obserwatorzy udoskonalili swoje oszacowanie paralaksy do 0,317 sekundy kątowej. Współczesna wartość 0,3109 sekundy kątowej odpowiada odległości około 10,50 lat świetlnych (3,22 szt.).
Odkrycia okołogwiazdowe
Opierając się na widocznych zmianach pozycji Epsilon Eridani w latach 1938-1972, Peter van de Kamp zaproponował, że niewidoczny towarzysz z 25-letnim okresem orbitalnym powoduje zaburzenia grawitacyjne w swojej pozycji. Twierdzenie to zostało obalone w 1993 roku przez Wulffa-Dietera Heintza , a za fałszywe wykrycie obwiniono systematyczny błąd na kliszach fotograficznych .
Wystrzelony w 1983 roku teleskop kosmiczny IRAS wykrył emisje w podczerwieni z gwiazd bliskich Słońcu, w tym nadwyżkę emisji w podczerwieni z Epsilon Eridani. Obserwacje wykazały, że wokół gwiazdy krąży dysk drobnoziarnistego pyłu kosmicznego ; ten dysk szczątków był od tego czasu szeroko badany. Dowody na istnienie układu planetarnego zostały odkryte w 1998 roku poprzez obserwację asymetrii w tym pierścieniu pyłowym. Zbijanie się w rozkładzie pyłu można wytłumaczyć grawitacyjnymi interakcjami z planetą krążącą tuż wewnątrz pierścienia pyłowego.
W 1987 roku Bruce Campbell, Gordon Walker i Stephenson Yang ogłosili wykrycie orbitującego obiektu planetarnego. W latach 1980-2000 zespół astronomów kierowany przez Artiego P. Hatzesa prowadził obserwacje prędkości radialnej Epsilon Eridani, mierząc przesunięcie Dopplera gwiazdy wzdłuż linii wzroku . Znaleźli dowody na istnienie planety krążącej wokół gwiazdy w okresie około siedmiu lat. Chociaż istnieje wysoki poziom szumu w danych prędkości radialnej z powodu aktywności magnetycznej w jej fotosferze , oczekuje się, że jakakolwiek okresowość spowodowana tą aktywnością magnetyczną będzie wykazywać silną korelację ze zmianami linii emisyjnych zjonizowanego wapnia ( Ca II H i K linie ). Ponieważ nie znaleziono takiej korelacji, za najbardziej prawdopodobną przyczynę uznano towarzysza planetarnego. Odkrycie to zostało poparte astrometrycznymi Epsilon Eridani wykonanymi w latach 2001-2003 za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a , które wykazały dowody na perturbacje grawitacyjne Epsilon Eridani przez planetę.
Astrofizyk Alice C. Quillen i jej uczeń Stephen Thorndike przeprowadzili komputerowe symulacje struktury dysku pyłowego wokół Epsilon Eridani. Ich model sugerował, że zlepianie się cząstek pyłu można wytłumaczyć obecnością drugiej planety na ekscentrycznej orbicie, co ogłosili w 2002 roku.
SETI i proponowana eksploracja
W 1960 roku fizycy Philip Morrison i Giuseppe Cocconi zasugerowali, że cywilizacje pozaziemskie mogą używać sygnałów radiowych do komunikacji. Projekt Ozma , kierowany przez astronoma Franka Drake'a , wykorzystał Teleskop Tatel do poszukiwania takich sygnałów z pobliskich gwiazd podobnych do Słońca, Epsilon Eridani i Tau Ceti . Układy obserwowano przy częstotliwości emisji obojętnego wodoru 1420 MHz (21 cm). Nie wykryto żadnych sygnałów inteligentnego pochodzenia pozaziemskiego. Drake powtórzył eksperyment w 2010 roku, z tym samym negatywnym wynikiem. Pomimo tego braku sukcesu, Epsilon Eridani przez wiele lat trafiał do literatury science fiction i programów telewizyjnych po wiadomościach o początkowym eksperymencie Drake'a.
W Habitable Planets for Man , badaniu RAND Corporation z 1964 r. Przeprowadzonym przez naukowca kosmicznego Stephena H. Dole'a, prawdopodobieństwo, że planeta nadająca się do zamieszkania znajduje się na orbicie wokół Epsilon Eridani, oszacowano na 3,3%. Wśród znanych pobliskich gwiazd została wymieniona z 14 gwiazdami, co do których uważano, że najprawdopodobniej mają planetę nadającą się do zamieszkania.
William I. McLaughlin zaproponował nową strategię w poszukiwaniu pozaziemskiej inteligencji ( SETI ) w 1977 roku. Zasugerował, że szeroko obserwowalne wydarzenia, takie jak wybuchy nowych , mogą być wykorzystywane przez inteligentne istoty pozaziemskie do synchronizacji transmisji i odbioru ich sygnałów. Pomysł ten został przetestowany przez National Radio Astronomy Observatory w 1988 roku, które wykorzystało wybuchy Nova Cygni 1975 jako licznik czasu. Piętnaście dni obserwacji nie wykazało żadnych anomalnych sygnałów radiowych pochodzących z Epsilon Eridani.
Ze względu na bliskość i podobne do Słońca właściwości Epsilon Eridani, w 1985 roku fizyk i autor Robert L. Forward uznał układ za prawdopodobny cel podróży międzygwiezdnych . W następnym roku Brytyjskie Towarzystwo Międzyplanetarne zasugerowało Epsilon Eridani jako jeden z celów w swoim badaniu Projektu Daedalus . System nadal był jednym z celów takich propozycji, takich jak Projekt Icarus w 2011 roku.
Ze względu na swoją pobliską lokalizację Epsilon Eridani była jedną z gwiazd docelowych Projektu Phoenix , przeprowadzonego w 1995 roku mikrofalowego przeglądu sygnałów inteligencji pozaziemskiej. Do 2004 roku projekt sprawdził około 800 gwiazd, ale nie wykrył jeszcze żadnych sygnałów.
Nieruchomości
W odległości 10,50 ly (3,22 parseka) Epsilon Eridani jest 13. najbliższą znaną gwiazdą (i dziewiątą najbliższą samotną gwiazdą lub układem gwiezdnym ) Słońca od 2014 r. Jej bliskość czyni ją jedną z najlepiej zbadanych gwiazd swojego widma typ . Epsilon Eridani znajduje się w północnej części konstelacji Eridanus, około 3° na wschód od nieco jaśniejszej gwiazdy Delta Eridani . Przy deklinacji -9,46 ° Epsilon Eridani można oglądać z większości powierzchni Ziemi w odpowiednich porach roku. Jedynie na północ od 80° szerokości geograficznej północnej jest na stałe schowana pod horyzontem. Pozorna jasność 3,73 magnitudo może utrudniać obserwację gołym okiem z obszaru miejskiego, ponieważ nocne niebo nad miastami jest przesłonięte przez zanieczyszczenie świetlne .
Epsilon Eridani ma szacunkową masę 0,82 masy Słońca i promień 0,74 promienia Słońca . Świeci z jasnością zaledwie 0,34 jasności słonecznej . Szacowana efektywna temperatura wynosi 5084 K. Z klasyfikacją gwiazd K2 V jest drugą najbliższą gwiazdą ciągu głównego typu K (po Alpha Centauri B). Od 1943 roku widmo Epsilon Eridani służy jako jeden ze stabilnych punktów kontrolnych, według których klasyfikowane są inne gwiazdy. Jego metaliczność , frakcja pierwiastków cięższych od helu , jest nieco niższa niż Słońca. W chromosferze Epsilon Eridani , regionie zewnętrznej atmosfery tuż nad emitującą światło fotosferą , obfitość żelaza szacuje się na 74% wartości Słońca. Udział litu w atmosferze jest pięć razy mniejszy niż w Słońcu.
Klasyfikacja typu K Epsilona Eridaniego wskazuje, że widmo ma stosunkowo słabe linie absorpcji z absorpcji przez wodór ( linie Balmera ), ale silne linie neutralnych atomów i pojedynczo zjonizowanego wapnia (Ca II). Klasę jasności V (karły) przypisuje się gwiazdom, które w swoim jądrze przechodzą termojądrową fuzję wodoru. W przypadku gwiazdy ciągu głównego typu K ta fuzja jest zdominowana przez reakcję łańcuchową proton-proton , w której seria reakcji skutecznie łączy cztery jądra wodoru, tworząc jądro helu. Energia uwolniona w wyniku syntezy jądrowej jest transportowana na zewnątrz z rdzenia przez promieniowanie , co powoduje brak ruchu wypadkowego otaczającej plazmy. Poza tym obszarem, w powłoce, energia jest przenoszona do fotosfery przez konwekcję plazmy , gdzie następnie promieniuje w przestrzeń.
Aktywność magnetyczna
Epsilon Eridani ma wyższy poziom aktywności magnetycznej niż Słońce, dlatego zewnętrzne części jego atmosfery (chromosfera i korona ) są bardziej dynamiczne. Średnie natężenie pola magnetycznego Epsilon Eridani na całej powierzchni wynosi (1,65 ± 0,30) × 10-2 tesli , czyli ponad czterdzieści razy więcej niż (5-40) × 10-5 T natężenie pola magnetycznego w fotosfera. Właściwości magnetyczne można modelować, zakładając, że obszary o strumieniu magnetycznym około 0,14 T losowo pokrywają około 9% fotosfery, podczas gdy pozostała część powierzchni jest wolna od pól magnetycznych. Ogólna aktywność magnetyczna Epsilon Eridani wykazuje współistniejące cykle aktywności 2,95 ± 0,03 i 12,7 ± 0,3 roku. Zakładając, że jego promień nie zmienia się w tych przedziałach, wydaje się, że długoterminowe zmiany poziomu aktywności powodują zmianę temperatury o 15 K, co odpowiada zmianie wielkości wizualnej ( V ) o 0,014.
Pole magnetyczne na powierzchni Epsilon Eridani powoduje zmiany w hydrodynamicznym zachowaniu fotosfery. Skutkuje to większym jitterem podczas pomiarów jego prędkości radialnej . Zmierzono odchylenia 15 ms -1 w okresie 20 lat, co jest wartością znacznie wyższą niż niepewność pomiaru wynosząca 3 ms -1 . Utrudnia to interpretację okresowości prędkości radialnej Epsilon Eridani, takich jak te powodowane przez orbitującą planetę.
Epsilon Eridani jest klasyfikowany jako zmienna BY Draconis , ponieważ ma obszary o wyższej aktywności magnetycznej, które poruszają się w linii widzenia i poza nią, gdy się obraca. Pomiar tej modulacji obrotowej sugeruje, że jego region równikowy obraca się ze średnim okresem 11,2 dnia, czyli mniej niż połowę okresu obrotu Słońca. Obserwacje wykazały, że Epsilon Eridani zmienia się nawet o 0,050 w wielkości V z powodu plam gwiazdowych i innej krótkoterminowej aktywności magnetycznej. Fotometria wykazała również, że powierzchnia Epsilon Eridani, podobnie jak Słońce, podlega zróżnicowanej rotacji , tj. okres rotacji na równiku różni się od tego na dużych szerokościach geograficznych . Zmierzone okresy wahają się od 10,8 do 12,3 dni. Osiowe nachylenie Epsilon Eridani w kierunku linii wzroku z Ziemi jest wysoce niepewne: szacunki wahają się od 24 ° do 72 °.
Wysokie poziomy aktywności chromosferycznej, silne pole magnetyczne i stosunkowo szybkie tempo rotacji Epsilon Eridani są charakterystyczne dla młodej gwiazdy. Większość szacunków dotyczących wieku Epsilon Eridani umieszcza go w przedziale od 200 do 800 milionów lat. Niska obfitość ciężkich pierwiastków w chromosferze Epsilon Eridani zwykle wskazuje na starszą gwiazdę, ponieważ ośrodek międzygwiazdowy (z którego powstają gwiazdy) jest stale wzbogacany cięższymi pierwiastkami wytwarzanymi przez starsze generacje gwiazd. Ta anomalia może być spowodowana dyfuzji , który przetransportował niektóre cięższe pierwiastki z fotosfery do obszaru poniżej strefy konwekcyjnej Epsilon Eridani .
Jasność promieniowania rentgenowskiego Epsilon Eridani wynosi około 2 × 10 28 ergów /s ( 2 × 10 21 W ). Jest jaśniejszy w promieniach rentgenowskich niż Słońce w szczytowej aktywności . Źródłem tej silnej emisji promieniowania rentgenowskiego jest gorąca korona Epsilon Eridani. Korona Epsilon Eridani wydaje się być większa i gorętsza niż słoneczna, z temperaturą 3,4 × 10 6 K , zmierzoną na podstawie obserwacji emisji promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego korony. Pokazuje cykliczną zmianę emisji promieniowania rentgenowskiego, która jest zgodna z cyklem aktywności magnetycznej.
Wiatr gwiazdowy emitowany przez Epsilon Eridani rozszerza się, aż zderza się z otaczającym ośrodkiem międzygwiazdowym złożonym z rozproszonego gazu i pyłu, w wyniku czego powstaje bąbel ogrzanego gazowego wodoru (astrosfera , odpowiednik heliosfery otaczającej Słońce). Widmo absorpcji tego gazu zostało zmierzone za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a , co umożliwiło oszacowanie właściwości wiatru gwiazdowego. Gorąca korona Epsilon Eridani powoduje utratę masy w gwiezdnym wietrze Epsilon Eridani, która jest 30 razy większa niż w przypadku Słońca. Ten gwiezdny wiatr generuje astrosferę, która rozciąga się na około 8000 au (0,039 pc) i zawiera falę uderzeniową , która leży 1600 au (0,0078 pc) od Epsilon Eridani. W szacowanej odległości od Ziemi ta astrosfera rozciąga się na 42 minuty kątowe, czyli jest szersza niż pozorny rozmiar Księżyca w pełni.
Kinematyka
Epsilon Eridani ma duży ruch własny , poruszając się -0,976 sekundy łuku rocznie w rektascensji (niebiański odpowiednik długości geograficznej) i 0,018 sekundy łuku rocznie w deklinacji (niebiańska szerokość geograficzna), co daje łącznie 0,962 sekundy łuku rocznie. Gwiazda ma prędkość radialną +15,5 km / s (35 000 mil / h) (z dala od Słońca). Składowe prędkości przestrzennej Epsilon Eridani w galaktycznym układzie współrzędnych wynoszą (U, V, W) = (−3, +7, −20) km/s , co oznacza, że porusza się ona po Drodze Mlecznej ze średnią odległość galaktocentryczna 28,7 kly (8,79 kiloparseków) od jądra wzdłuż orbity o ekscentryczności 0,09 . Prędkość i kierunek Epsilon Eridani wskazują, że może to być członek Ruchomej Grupy Wielkiej Niedźwiedzicy , której członkowie dzielą wspólny ruch w przestrzeni. Takie zachowanie sugeruje, że poruszająca się grupa pochodzi z gromady otwartej , która od tego czasu uległa rozproszeniu. Szacunkowy wiek tej grupy to 500 ± 100 milionów lat, co mieści się w zakresie szacunków wieku dla Epsilon Eridani.
Uważa się, że w ciągu ostatniego miliona lat trzy gwiazdy znalazły się w odległości 7 lat (2,1 pc) od Epsilon Eridani. Ostatnie i najbliższe z tych spotkań miało miejsce z Gwiazdą Kapteyna , która zbliżyła się na odległość około 3 ly (0,92 szt.) około 12 500 lat temu. Dwa bardziej odległe spotkania miały miejsce z Syriuszem i Rossem 614 . Uważa się, że żadne z tych spotkań nie było wystarczająco bliskie, aby wpłynąć na dysk okołogwiazdowy krążący wokół Epsilon Eridani.
Epsilon Eridani zbliżył się najbliżej Słońca około 105 000 lat temu, kiedy dzieliło ich 7 ly (2,1 szt.). Opierając się na symulacji bliskich spotkań z pobliskimi gwiazdami, układ podwójny Luyten 726-8 , który obejmuje gwiazdę zmienną UV Ceti , napotka Epsilon Eridani za około 31 500 lat w minimalnej odległości około 0,9 ly (0,29 parseków). Będą oddalone od siebie o mniej niż 1 ly (0,3 parseka) przez około 4600 lat. Jeśli Epsilon Eridani ma obłok Oorta , Luyten 726-8 może zakłócać grawitacyjnie niektóre z jego komet z długimi okresami orbitalnymi . [ niewiarygodne źródło? ]
Układ planetarny
|
Towarzysz (w kolejności od gwiazdki) |
Masa |
Półoś wielka ( AU ) |
Okres orbitalny ( dni ) |
Ekscentryczność | Nachylenie | Promień |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Pas asteroid | ~ 1,5–2,0 (lub 3–4 au) j.a | — | — | |||
| b (AEgir) |
0,78 +0,38 -0,12 M J |
3,48 ± 0,02 | 2692 ± 26 |
0,07 + 0,06-0,05 |
89° ± 42 ° | — |
| Pas asteroid | ~ 8–20 j.a | — | — | |||
| c (niepotwierdzone) | 0,1 mln j | ~40 | 102270 | 0,3 | — | — |
| Dysk pyłu | 35–100 j.a | 34° ± 2 ° | — | |||
Dysk pyłu
Obserwacje za pomocą Teleskopu Jamesa Clerka Maxwella przy długości fali 850 μm pokazują rozszerzony strumień promieniowania do promienia kątowego 35 sekund kątowych wokół Epsilon Eridani. Szczytowa emisja występuje przy promieniu kątowym 18 sekund kątowych, co odpowiada promieniowi około 60 jednostek astronomicznych. Najwyższy poziom emisji występuje w promieniu 35–75 AU od Epsilon Eridani i jest znacznie zmniejszony w promieniu 30 AU. pasa Kuipera Układu Słonecznego : zwartej struktury dysku pyłowego otaczającego Epsilon Eridani. Z Ziemi pas ten widziany jest pod kątem około 25° do linii wzroku.
Pył i prawdopodobnie lód wodny z tego pasa migrują do wewnątrz z powodu oporu wiatru gwiazdowego i procesu, w którym promieniowanie gwiazdowe powoduje powolną spiralę ziaren pyłu w kierunku Epsilon Eridani, znaną jako efekt Poyntinga- Robertsona . Jednocześnie te cząsteczki pyłu mogą zostać zniszczone w wyniku wzajemnych zderzeń. Skala czasu, w którym cały pył w dysku zostanie usunięty przez te procesy, jest mniejsza niż szacowany wiek Epsilon Eridani. Dlatego obecny dysk pyłowy musiał powstać w wyniku zderzeń lub innych efektów większych ciał macierzystych, a dysk reprezentuje późny etap procesu formowania się planet. Wymagałoby to kolizji między ciałami macierzystymi o masie 11 mas Ziemi, aby utrzymać dysk w obecnym stanie przez szacowany wiek.
Dysk zawiera szacunkową masę pyłu równą jednej szóstej masy Księżyca, z pojedynczymi ziarnami pyłu o wielkości przekraczającej 3,5 μm w temperaturze około 55 K. Pył ten jest generowany przez zderzenia komet, których zasięg do 10 do 30 km średnicy i mają łączną masę od 5 do 9 razy większą od masy Ziemi. Jest to podobne do szacunkowych 10 mas Ziemi w pierwotnym pasie Kuipera. Dysk wokół Epsilon Eridani zawiera mniej niż 2,2 × 10 17 kg tlenku węgla . Ten niski poziom sugeruje niedostatek lotnych komet i lodowych planetozymali w porównaniu z pasem Kuipera.
Zbitą strukturę pasa pyłowego można wytłumaczyć perturbacją grawitacyjną planety, nazwanej Epsilon Eridani c. Skupiska pyłu występują na orbitach, które mają całkowity rezonans z orbitą podejrzanej planety. Na przykład obszar dysku, który wykonuje dwa okrążenia na każde trzy orbity planety, znajduje się w rezonansie orbitalnym 3:2 . W symulacjach komputerowych morfologię pierścienia można odtworzyć poprzez wychwytywanie cząstek pyłu w rezonansach orbitalnych 5:3 i 3:2 z planetą, której ekscentryczność orbity wynosi około 0,3. Alternatywnie, zbrylenie mogło być spowodowane kolizjami między mniejszymi planetami znanymi jako plutinos .
Kosmicznego Teleskopu Spitzera NASA sugerują, że Epsilon Eridani faktycznie ma dwa pasy asteroid i chmurę egzozodiakalnego pyłu . Ten ostatni jest analogiem zodiakalnego pyłu , który zajmuje płaszczyznę Układu Słonecznego . Jeden pas znajduje się w przybliżeniu w tym samym miejscu, co ten w Układzie Słonecznym, krążąc w odległości 3,00 ± 0,75 AU od Epsilon Eridani i składa się z ziaren krzemianu o średnicy 3 μm i łącznej masie około 10 18 kg. Jeśli planeta Epsilon Eridani b istnieje, jest mało prawdopodobne, aby pas ten miał źródło poza orbitą planety, więc pył mógł powstać w wyniku fragmentacji i kraterowania większych ciał, takich jak asteroidy . Drugi, gęstszy pas, najprawdopodobniej również zamieszkany przez asteroidy, leży pomiędzy pierwszym pasem a zewnętrznym dyskiem komety. Struktura pasów i dysku pyłowego sugeruje, że do utrzymania tej konfiguracji potrzebne są więcej niż dwie planety w układzie Epsilon Eridani.
W alternatywnym scenariuszu egzozodiakalny pył może być generowany w zewnętrznym pasie, który krąży między 55 a 90 AU od Epsilon Eridani i ma zakładaną masę 10-3 razy większą od masy Ziemi. Pył ten jest następnie transportowany do wewnątrz poza orbitę Epsilon Eridani b. Gdy weźmie się pod uwagę zderzenia między ziarnami pyłu, pył odtworzy obserwowane widmo i jasność w podczerwieni. Poza promieniem sublimacji lodu , położonym dalej niż 10 AU od Epsilon Eridani, gdzie temperatury spadają poniżej 100 K, najlepiej pasuje do obserwacji, gdy zakłada się mieszankę lodu i pyłu krzemianowego . Wewnątrz tego promienia pył musi składać się z ziaren krzemianu pozbawionych substancji lotnych .
Wewnętrzny obszar wokół Epsilon Eridani, od promienia 2,5 AU do wewnątrz, wydaje się być wolny od pyłu aż do granicy wykrywalności 6,5-metrowego teleskopu MMT . Ziarna pyłu w tym regionie są skutecznie usuwane przez wiatr gwiezdny, a obecność układu planetarnego może również pomóc w utrzymaniu tego obszaru w czystości. Nie wyklucza to jednak możliwości istnienia wewnętrznego pasa asteroid o łącznej masie nie większej niż pas asteroid w Układzie Słonecznym.
Planety długookresowe
_(pd).jpg)
Jako jedna z najbliższych gwiazd podobnych do Słońca, Epsilon Eridani była celem wielu prób poszukiwania planetarnych towarzyszy. Jej aktywność chromosferyczna i zmienność sprawiają, że znalezienie planet metodą prędkości radialnych jest trudne, ponieważ aktywność gwiazd może generować sygnały naśladujące obecność planet. Poszukiwania egzoplanet wokół Epsilon Eridani za pomocą bezpośredniego obrazowania zakończyły się niepowodzeniem.
Obserwacje w podczerwieni wykazały, że w tym układzie nie ma ciał o masie trzech lub więcej Jowisza , w odległości co najmniej 500 jednostek astronomicznych od gwiazdy macierzystej. Planety o podobnych masach i temperaturach jak Jowisz powinny być wykrywalne przez Spitzera z odległości powyżej 80 jednostek astronomicznych. Jedna długookresowa planeta mniej więcej wielkości Jowisza została wykryta zarówno metodą prędkości radialnej, jak i metodą prędkości astrometrycznej, ale nie została jeszcze w pełni scharakteryzowana przez tę drugą od 2021 r. Planety o masie ponad 150% masy Jowisza można wykluczyć w wewnętrzna krawędź dysku szczątków na 30–35 AU.
Planeta b (AEgir)
określana jako Epsilon Eridani b , została ogłoszona w 2000 roku, ale odkrycie pozostaje kontrowersyjne. Kompleksowe badanie przeprowadzone w 2008 roku nazwało wykrycie „wstępnym” i opisało proponowaną planetę jako „od dawna podejrzewaną, ale wciąż niepotwierdzoną”. Wielu astronomów uważało, że dowody są wystarczająco przekonujące, aby uznać odkrycie za potwierdzone. Odkrycie zostało zakwestionowane w 2013 roku, ponieważ program wyszukiwania w Obserwatorium La Silla nie potwierdził jego istnienia. Od 2021 r. Zarówno Encyklopedia planet pozasłonecznych, jak i Archiwum egzoplanet NASA wymieniają planetę jako „potwierdzoną”.
Opublikowane źródła nie zgadzają się co do podstawowych parametrów proponowanej planety. Wartości dla jego okresu orbitalnego wahają się od 6,85 do 7,2 lat. Szacunki wielkości jego eliptycznej orbity - półosi wielkiej - wahają się od 3,38 AU do 3,50 AU, a przybliżenia jego mimośrodu orbity wahają się od 0,25 ± 0,23 do 0,702 ± 0,039 .
Jeśli planeta istnieje, jej masa pozostaje nieznana, ale można oszacować dolną granicę na podstawie przesunięcia orbity Epsilon Eridani. Znana jest tylko składowa przemieszczenia wzdłuż linii wzroku względem Ziemi, która daje wartość wzoru m sin i , gdzie m to masa planety, a i to nachylenie orbity . Szacunki wartości m sin i wahają się od 0,60 mas Jowisza do 1,06 mas Jowisza, co wyznacza dolną granicę masy planety (ponieważ funkcja sinus ma maksymalną wartość 1). Biorąc m sin i w środku tego zakresu na 0,78 i oceniając nachylenie na 30 °, daje to wartość 1,55 ± 0,24 masy Jowisza dla masy planety.
Ze wszystkich zmierzonych parametrów dla tej planety wartość ekscentryczności orbity jest najbardziej niepewna. Ekscentryczność 0,7 sugerowana przez niektórych obserwatorów jest niezgodna z obecnością proponowanego pasa asteroid w odległości 3 AU. Gdyby ekscentryczność była tak duża, planeta przeszłaby przez pas asteroid i oczyściła go w ciągu około dziesięciu tysięcy lat. Jeśli pas istnieje dłużej niż ten okres, co wydaje się prawdopodobne, narzuca górną granicę ekscentryczności Epsilon Eridani b wynoszącą około 0,10–0,15. Jeśli zamiast tego dysk pyłowy jest generowany z zewnętrznego dysku szczątków, a nie z kolizji w pasie asteroid, to żadne ograniczenia dotyczące ekscentryczności orbity planety nie są potrzebne do wyjaśnienia rozkładu pyłu.
Planeta C
Symulacje komputerowe dysku pyłowego krążącego wokół Epsilon Eridani sugerują, że kształt dysku można wytłumaczyć obecnością drugiej planety, wstępnie nazwanej Epsilon Eridani c. Zlepianie się dysku pyłowego może wystąpić, ponieważ cząsteczki pyłu są uwięzione na orbitach, które mają rezonansowe okresy orbitalne z planetą na orbicie ekscentrycznej. Postulowany Epsilon Eridani c krążyłby w odległości 40 jednostek astronomicznych, z ekscentrycznością 0,3 i okresem 280 lat. Wewnętrzną wnękę dysku można wytłumaczyć obecnością dodatkowych planet. Obecne modele formowania się planet nie mogą łatwo wyjaśnić, w jaki sposób planeta mogła powstać w takiej odległości od Epsilon Eridani. Oczekuje się, że dysk rozproszył się na długo przed uformowaniem gigantycznej planety. Zamiast tego planeta mogła uformować się w odległości orbitalnej około 10 jednostek astronomicznych, a następnie migrować na zewnątrz z powodu interakcji grawitacyjnej z dyskiem lub innymi planetami w układzie.
Możliwość zamieszkania
Epsilon Eridani jest celem programów do wyszukiwania planet, ponieważ ma właściwości, które pozwalają na utworzenie planety podobnej do Ziemi. Chociaż system ten nie został wybrany jako główny kandydat do odwołanego obecnie Terrestrial Planet Finder , był gwiazdą docelową proponowanej przez NASA Misji Interferometrii Kosmicznej , mającej na celu poszukiwanie planet wielkości Ziemi. Bliskość, właściwości podobne do Słońca i przypuszczalne planety Epsilon Eridani również sprawiły, że jest ona przedmiotem wielu badań nad tym, czy sonda międzygwiezdna może zostać wysłana na Epsilon Eridani.
Promień orbity, przy którym strumień gwiazdowy z Epsilon Eridani odpowiada stałej słonecznej — gdzie emisja odpowiada mocy wyjściowej Słońca w odległości orbitalnej Ziemi — wynosi 0,61 jednostki astronomicznej (AU). To jest w maksymalnej nadającej się do zamieszkania strefie domniemanej planety podobnej do Ziemi krążącej wokół Epsilon Eridani, która obecnie rozciąga się od około 0,5 do 1,0 AU. Gdy Epsilon Eridani starzeje się przez okres 20 miliardów lat, jasność netto wzrośnie, powodując powolne rozszerzanie się tej strefy na zewnątrz do około 0,6–1,4 AU. Obecność dużej planety o wysoce eliptycznej orbicie w pobliżu strefy nadającej się do zamieszkania na Epsilon Eridani zmniejsza prawdopodobieństwo, że planeta typu ziemskiego będzie miała stabilną orbitę w strefie nadającej się do zamieszkania.
Młoda gwiazda, taka jak Epsilon Eridani, może wytwarzać duże ilości promieniowania ultrafioletowego , które może być szkodliwe dla życia, ale z drugiej strony jest chłodniejszą gwiazdą niż Słońce, więc na początku wytwarza mniej promieniowania ultrafioletowego. Promień orbity, w którym strumień UV odpowiada promieniowi na wczesnej Ziemi, wynosi nieco poniżej 0,5 jednostki astronomicznej. Ponieważ w rzeczywistości znajduje się ona nieco bliżej gwiazdy niż strefa nadająca się do zamieszkania, niektórzy badacze doszli do wniosku, że nie ma wystarczającej ilości energii z promieniowania ultrafioletowego docierającej do strefy nadającej się do zamieszkania, aby życie kiedykolwiek zaczęło się wokół młodego Epsilon Eridani.
Zobacz też
Notatki
Linki zewnętrzne
- Marcy, G.; i in. (12 lutego 2002), Planeta wokół Epsilon Eridani? , Exoplanets.org, zarchiwizowane z oryginału w dniu 9 lipca 2011 r. , pobrane 18 maja 2011 r .
- Personel (8 lipca 1998), „Astronomowie odkrywają pobliski układ gwiezdny, taki jak nasz własny Układ Słoneczny” , Joint Astronomy Center , The University of Hawaii, zarchiwizowane z oryginału w dniu 8 maja 2011 r ., pobrane 24 lutego 2011 r .
- Anonimowy, „Epsilon Eridani” , SolStation , The Sol Company , pobrane 28 listopada 2008 r .
- Tirion, Wil (2001), „Sky Map: Epsilon Eridani” , Planet Quest , Cambridge, UK: Cambridge University Press, zarchiwizowane z oryginału w dniu 26 lipca 2011 r. , pobrane 9 kwietnia 2011 r .
| Gwiazdy |
|
||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||
| |||||||||||||
| Galaktyki |
|
||||||||||||
| |||||||||||||
| |||||||||||||
- Obiekty astronomiczne znane od starożytności
- BY Draconis zmienne
- Obiekty firmy Bayer
- Obiekty z katalogu jasnych gwiazd
- Dyski okołogwiazdowe
- Durchmusterung obiektów
- Erydan (konstelacja)
- Obiekty Flamsteeda
- Obiekty Gliese i GJ
- Obiekty z katalogu Henry'ego Drapera
- obiektów Hipparcosa
- Gwiazdy ciągu głównego typu K
- Lokalna bańka
- Układy planetarne z jedną potwierdzoną planetą
- Gwiazdy typu słonecznego
- Gwiazdy z nazwami własnymi
- Grupa ruchowa Wielkiej Niedźwiedzicy