Epsilon Ind

Epsilon Ind

Położenie ε Indi (zakreślone)
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Konstelacja	Indus
Rektascensja	22 godz. 03 m 21,65423 sek
Deklinacja	−56° 47′ 09,5370″
Pozorna wielkość (V)	4,8310 ± 0,0005
Charakterystyka
Typ widmowy	K5V + T1 + T6
Indeks koloru U-B	1.00
Indeks koloru B-V	1,056 ± 0,016
Astrometria
ε Ind A
Prędkość radialna (R v )	−40,4 km/s
Ruch własny (μ)	RA: 3 967 0,039 ± 0,380 mas / rok Dec.: −2 535 0,758 ± 0,415 mas / rok
Paralaksa (π)	274,8431 ± 0,0956 mas
Dystans	11,867 ± 0,004 ly (3,638 ± 0,001 szt .)
Wielkość bezwzględna (M V )	6,89
ε Ind Ba/Bb
Paralaksa (π)	270,6580 ± 0,6896 mas
Dystans	12,05 ± 0,03 ly (3,695 ± 0,009 szt .)
Orbita
Podstawowy	ε Ind Ba
Towarzysz	ε Ind Bb
Okres (P)	11,0197 ± 0,0076 r
Półoś wielka (a)	661,58 ± 0,37 mas (2,4058 ± 0,0040 au)
Ekscentryczność (e)	0,54042 ± 0,00063
Nachylenie (i)	77,082 ± 0,032°
Długość geograficzna węzła (Ω)	147,959 ± 0,023°
Argument periastronu (ω) (drugorzędny)	328,27 ± 0,12°
Szczegóły
ε Ind A
Masa	0,754 ± 0,038 M ☉
Promień	0,711 ± 0,005 R ☉
Jasność	0,21 ± 0,02 litra ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	4,63 ± 0,01 cgs
Temperatura	4649 ± 84 K
Metaliczność [Fe/H]	−0,13 ± 0,06 dek
Obrót	23 dni
Prędkość obrotowa ( v sin i )	2,00 km/s
Wiek	1,3 3,7-5,7 3,5 +0,8 −1,0 żyr
ε Ind Ba/Bb
Masa	Ba: 66,92 mln Jup Bb: 53,25 mln Jup
Promień	Ba: ~0,080–0,081 R ☉ Bb: ~0,082–0,083 R ☉
Jasność	Ba: 0,00002000 L ☉ Bb: 0,000005861 L ☉
Ciężar powierzchniowy (log g )	Ba: 5,43 - 5,45 Bb: 5,27 - 5,33 cgs
Temperatura	Ba: 1352 - 1385 K Bb: 976 - 1011 K
Inne oznaczenia
UGP 544, ε Ind , CD -57°8464 , CPD -57°10015 , FK5 825, GJ 845, HD 209100, HIP 108870, HR 8387, SAO 247287, LHS 67
Odniesienia do bazy danych
SIMBAD	System
	Bab
	Bab
	(jako źródło promieniowania rentgenowskiego)

Epsilon Indi , zlatynizowany od ε Indi, to układ gwiezdny znajdujący się w odległości około 12 lat świetlnych od Ziemi w południowej konstelacji Indusu . Gwiazda ma pomarańczowy odcień i jest słabo widoczna gołym okiem z pozorną jasnością wizualną 4,83. Składa się z gwiazdy ciągu głównego typu K , ε Indi A, i dwóch brązowych karłów , ε Indi Ba i ε Indi Bb, na szerokiej orbicie wokół niej. Brązowe karły zostały odkryte w 2003 roku. ε Indi Ba to wczesny karzeł T (T1), a ε Indi Bb to późny karzeł T (T6), oddzielone o 0,6 sekundy łukowej, z przewidywaną odległością 1460 AU od ich głównej gwiazdy.

ε Indi A ma jedną znaną planetę, ε Indi Ab, o masie 3,3 masy Jowisza na orbicie prawie kołowej z okresem około 45 lat. ε Indi Ab jest drugą najbliższą egzoplanetą Jowisza , po ε Eridani b . System ε Indi stanowi punkt odniesienia dla badania powstawania gazowych olbrzymów i brązowych karłów.

Obserwacja

Konstelacja Indus (Indus) po raz pierwszy pojawiła się w atlasie nieba Uranometria Johanna Bayera w 1603 r. Atlas gwiazd Uranographia z 1801 r. , autorstwa niemieckiego astronoma Johanna Elerta Bode , umieszcza ε Indi jako jedną ze strzał trzymanych w lewej ręce Indianina .

W 1847 roku Heinrich Louis d'Arrest porównał pozycję tej gwiazdy w kilku katalogach z 1750 roku i odkrył, że posiada ona mierzalny ruch własny . Oznacza to, że odkrył, że gwiazda zmieniała pozycję na sferze niebieskiej w czasie. W latach 1882–3 paralaksa ε Indi została zmierzona przez astronomów Davida Gilla i Williama L. Elkina na Przylądku Dobrej Nadziei . Oszacowali paralaksę na 0,22 ± 0,03 sekundy kątowej . W 1923 roku Harlow Shapley z Obserwatorium Harvarda wyprowadził paralaksę o długości 0,45 sekundy kątowej.

W 1972 roku satelita Copernicus został wykorzystany do zbadania tej gwiazdy pod kątem emisji ultrafioletowych sygnałów laserowych. Ponownie wynik był negatywny. ε Indi prowadzi listę , sporządzoną przez Margaret Turnbull i Jill Tarter z Carnegie Institution w Waszyngtonie , zawierającą 17 129 pobliskich gwiazd, które najprawdopodobniej posiadają planety, na których może istnieć złożone życie.

Goddard Space Flight Center, gwiazda jest jednym z pięciu pobliskich paradygmatów jako gwiazdy typu K typu „sweet spot” pomiędzy gwiazdami analogicznymi do Słońca a gwiazdami typu M, jeśli chodzi o prawdopodobieństwo wyewoluowania życia .

Charakterystyka

ε Indi A jest gwiazdą ciągu głównego typu widmowego K5V. Gwiazda ma tylko około trzech czwartych masy Słońca i 71% promienia Słońca . Jego grawitacja powierzchniowa jest nieco wyższa niż grawitacja Słońca. Metaliczność gwiazdy to proporcja pierwiastków o liczbie atomowej większej niż hel, zwykle reprezentowana przez stosunek żelaza do wodoru w porównaniu z tym samym stosunkiem dla Słońca ; Stwierdzono, że ε Indi A zawiera około 87% udziału żelaza w fotosferze Słońca .

Korona ε Indi A jest podobna do Słońca, z jasnością promieniowania rentgenowskiego 2 × 10 ²⁷ ergs s ⁻¹ (2 × 10 ²⁰ W ) i szacowaną temperaturą korony 2 × 10 ⁶ K. gwiazda ta rozszerza się na zewnątrz, powodując falę uderzeniową w odległości 63 jednostek astronomicznych . Poniżej dziobu fala uderzeniowa dociera do 140 jednostek astronomicznych od gwiazdy.

Pozycja Słońca i α Centauri w Wielkiej Niedźwiedzicy widziana z ε Indi

Ta gwiazda ma trzeci najwyższy ruch własny ze wszystkich gwiazd widocznych gołym okiem, po Groombridge 1830 i 61 Cygni , i dziewiąty najwyższy w sumie. Ten ruch przesunie gwiazdę do konstelacji Tucana około 2640 r. n.e. ε Indi A ma prędkość przestrzenną względem Słońca 86 km/s , co jest niezwykle dużą wartością dla tego, co uważa się za młodą gwiazdę. Uważa się, że jest członkiem poruszającej się grupy ε Indi , składającej się z co najmniej szesnastu gwiazd populacji I. Jest to połączenie gwiazd, które mają podobne wektory prędkości przestrzennej , a zatem najprawdopodobniej powstały w tym samym czasie i miejscu. ε Indi zbliży się do Słońca najbliżej Słońca za około 17 500 lat, kiedy przejdzie przez peryhelium w odległości około 10,58 lat świetlnych (3,245 szt.).

Jak widać z ε Indi, Słońce jest gwiazdą o jasności 2,6 magnitudo w Wielkiej Niedźwiedzicy , w pobliżu misy Wielkiego Wozu .

Towarzysze

Artystyczna koncepcja systemu Epsilon Indi przedstawiająca Epsilon Indi A i jego binarnych towarzyszy z brązowymi karłami.

Brązowe karły

W styczniu 2003 roku astronomowie ogłosili odkrycie brązowego karła o masie od 40 do 60 mas Jowisza na orbicie wokół ε Indi A w odległości co najmniej 1500 AU . W sierpniu 2003 roku astronomowie odkryli, że ten brązowy karzeł był w rzeczywistości podwójnym brązowym karłem, z pozorną separacją 2,1 AU i okresem orbitalnym około 15 lat. Oba brązowe karły należą do klasy widmowej T ; bardziej masywna składowa ε Indi Ba jest typu widmowego T1–T1.5, a mniej masywna składowa ε Indi Bb jest typu widmowego T6.

Modele ewolucyjne zostały wykorzystane do oszacowania właściwości fizycznych tych brązowych karłów na podstawie pomiarów spektroskopowych i fotometrycznych . Dają one masy 47 ± 10 i 28 ± 7 razy większe od masy Jowisza i promienie 0,091 ± 0,005 i 0,096 ± 0,005 promieni słonecznych , odpowiednio dla ε Indi Ba i ε Indi Bb. Temperatury efektywne to 1300–1340 K i 880–940 K , podczas gdy log g (cm s ⁻¹ ) grawitacji powierzchniowej wynosi 5,50 i 5,25, a ich jasność wynosi 1,9 × 10 ⁻⁵ i 4,5 × 10 ⁻⁶ jasności Słońce . Mają szacowaną metaliczność [M/H] = –0,2.

Układ planetarny

Układ planetarny Epsilon Indi A

Towarzysz (w kolejności od gwiazdki)	Masa	Półoś wielka ( AU )	Okres orbitalny ( lata )	Ekscentryczność	Nachylenie	Promień
B	3,25 +0,39 -0,65 M J	11,55 + 0,98-0,86	45,20 +5,74 -4,77	0,26 + 0,07-0,03	64,25 +13,80 -6,09 °	—

Pomiary prędkości radialnej Epsilon Indi przez Endl et al. (2002) zdawał się wykazywać trend wskazujący na planetarnego towarzysza z okresem orbitalnym dłuższym niż 20 lat. Obiekt podgwiazdowy o minimalnej masie 1,6 masy Jowisza i separacji orbitalnej około 6,5 jednostki astronomicznej (analog Jowisza) mieścił się w parametrach bardzo przybliżonych danych.

Wyszukiwanie wizualne za pomocą należącego do ESO Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) znalazło jednego potencjalnego kandydata. Jednak późniejsze badanie przeprowadzone przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a NICMOS wykazało, że był to obiekt tła. Od 2009 roku poszukiwania niewidocznego towarzysza przy 4 μm nie pozwoliły wykryć orbitującego obiektu. Obserwacje te dodatkowo ograniczyły hipotetyczny obiekt do masy 5–20 razy większej od Jowisza, orbitującego między 10 a 20 jednostek astronomicznych i nachylenia większego niż 20 °. Alternatywnie może to być egzotyczna gwiezdna pozostałość.

Dłuższe badanie prędkości radialnej (do lub z Ziemi) przy użyciu spektrometru HARPS Echelle, będące kontynuacją ustaleń Endla, zostało opublikowane w artykule M. Zechmeistera i in. w 2013 r. Odkrycia potwierdzają, że cytując artykuł, „ε Ind A ma stały długoterminowy trend, który wciąż wyjaśnia planetarny towarzysz”. To udoskonaliło zaobserwowany trend prędkości radialnej i wskazało planetarnego towarzysza z okresem orbitalnym dłuższym niż 30 lat. Gazowy olbrzym o minimalnej masie 0,97 masy Jowisza i minimalnej separacji orbitalnej około 9,0 AU mógłby wyjaśnić obserwowany trend. 9,0 AU znajduje się mniej więcej w tej samej odległości co Saturn . To nie do końca kwalifikuje planetę jako prawdziwy odpowiednik Jowisza, ponieważ krąży ona znacznie dalej niż 5,0 AU. Nie tylko orbituje dalej, ale ε Indi A jest również ciemniejszy niż Słońce, więc otrzymałby mniej więcej taką samą ilość energii na metr kwadratowy, jak Uran otrzymuje od Słońca. Trend prędkości radialnej był obserwowany we wszystkich dotychczasowych obserwacjach wykonanych za pomocą spektrometru HARPS, ale ze względu na długi okres przewidywany tylko dla jednej orbity obiektu wokół ε Indi A, ponad 30 lat, pokrycie fazowe nie było jeszcze kompletne .

W marcu 2018 r. do arXiv wysłano przedruk , który potwierdził istnienie Epsilon Indi Ab za pomocą pomiarów prędkości radialnej . W grudniu 2019 roku potwierdzenie tej planety, wraz ze zaktualizowanymi parametrami prędkości radialnej i astrometrii , zostało opublikowane przez Fabo Feng et al. w comiesięcznych ogłoszeniach Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . Pokazują, że orbita jest nieco ekscentryczna, z półosią wielką około 11,6 AU i ekscentrycznością około 0,26. Masa planety wynosi 3,25 masy Jowisza, a jej okres obiegu wynosi około 45 lat. W odległości 3,3 sekundy kątowej od swojej gwiazdy macierzystej planowane jest bezpośrednie zobrazowanie tej planety za pomocą Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba .

Nie wykryto nadmiernego promieniowania podczerwonego , które wskazywałoby na dysk szczątkowy wokół ε Indi. Taki dysk szczątków mógłby powstać w wyniku zderzeń planetozymali , które przetrwały z wczesnego okresu dysku protoplanetarnego gwiazdy .

Zobacz też

• Lista najbliższych gwiazd

Linki zewnętrzne

• Odkrycie najbliższego znanego brązowego karła (eso0303: 13 stycznia 2003)
• „Najbliższy znany brązowy karzeł ma towarzysza” . SpaceRef.ca . 2003-09-19 . Źródło 2008-06-28 .
• „Epsilon Indie” . SolStation . Źródło 2008-06-28 .
• Kaler, Jim. „EPS IND” . GWIAZDY . Zarchiwizowane od oryginału w dniu 2006-12-06 . Źródło 2008-06-28 .
• Epsilon Indi Ab w Encyklopedii planet pozasłonecznych . Źródło 2018-07-02 .