Epsilon Eridani - Epsilon Eridani
  | |
| Data pozorování Epocha J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Souhvězdí | Eridanus |
| Výslovnost | / R ɑː n / |
| Pravý vzestup | 03 h 32 m 55,84496 s |
| Deklinace | −09 ° 27 ′ 29,7312 ″ |
| Zdánlivá velikost (V) | 3,736 |
| Charakteristika | |
| Spektrální typ | K2V |
| Zdánlivá velikost (B) | 4,61 |
| Zdánlivá velikost (V) | 3,73 |
| Zdánlivá velikost (J) | 2,228 ± 0,298 |
| Zdánlivá velikost (H) | 1,880 ± 0,276 |
| Zdánlivá velikost (K) | 1,776 ± 0,286 |
| Barevný index U -B | +0,571 |
| Index barev B - V | +0,887 |
| Variabilní typ | BY Dra |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R v ) | +15,5 ± 0,9 km/s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −975,17 mas / rok prosinec: 19,49 mas / rok |
| Paralaxa (π) | 311,37 ± 0,1 mas |
| Vzdálenost | 10,475 ± 0,003 ly (3,212 ± 0,001 ks ) |
| Absolutní velikost (M V ) | 6.19 |
| Podrobnosti | |
| Hmotnost | 0,82 ± 0,02 M ☉ |
| Poloměr | 0,735 ± 0,005 R ☉ |
| Zářivost | 0,34 L ☉ |
| Povrchová gravitace (log g ) | 4,30 ± 0,08 cgs |
| Teplota | 5 084 ± 5,9 K. |
| Metallicity [Fe/H] | −0,13 ± 0,04 dex |
| Otáčení | 11,2 dne |
| Rychlost otáčení ( v sin i ) | 2,4 ± 0,5 km/s |
| Stáří | 400–800 myr |
| Další označení | |
| Odkazy na databázi | |
| SIMBAD | Hvězda |
| planeta b | |
| planeta c | |
Epsilon Eridani ( Latinized z ε Eridani ), oficiálně pojmenovaný Ran , je hvězda v jižním souhvězdí z Eridanus při náklonu o 9,46 ° jižně od rovníku . Díky tomu je viditelný z většiny zemského povrchu. Ve vzdálenosti 10,5 světelných let (3,2 parsek ) od Slunce má zdánlivou velikost 3,73. Jedná se o třetí nejbližší jednotlivou hvězdu nebo hvězdný systém viditelný pouhým okem.
Hvězda je odhadována na méně než miliardu let. Vzhledem ke svému relativnímu mládí má Epsilon Eridani vyšší úroveň magnetické aktivity než dnešní Slunce s 30krát silnějším hvězdným větrem . Jeho rotace období je 11,2 dní na rovníku. Epsilon Eridani je menší a méně hmotný než Slunce a má poměrně nižší úroveň prvků těžších než helium . Je to hlavní, sekvenční hvězda ze spektrální třídy K2, což znamená, že energie vyrobená v jádru prostřednictvím jaderné fúze z vodíku je emitováno z povrchu při teplotě asi 5000 K (8500 ° F ), což je oranžový odstín.
Bayer označení ε Eridani (Latinised jako Epsilon Eridani) byla založena v 1603 Johann Bayer . Může to být člen Ursa Major Moving Group hvězd, které sdílejí podobný pohyb Mléčnou dráhou , což znamená, že tyto hvězdy sdílejí společný původ v otevřené hvězdokupě . Jeho nejbližší soused, binární hvězdný systém Luyten 726-8 , se s Epsilon Eridani setká v těsném kontaktu přibližně za 31 500 let, kdy je bude dělit asi 0,93 ly (0,29 ks).
Pohyb Epsilon Eridani podél linie pohledu na Zemi, známý jako radiální rychlost , je pravidelně pozorován již více než dvacet let. Pravidelné změny její hodnoty poskytly důkaz o obří planetě obíhající kolem hvězdy, což z ní činí jeden z nejbližších hvězdných systémů s kandidátskou exoplanetou . Objev planety byl kontroverzní kvůli množství šumu v pozadí v datech o radiální rychlosti, zejména v raných pozorováních, ale mnoho astronomů nyní považuje planetu za potvrzenou. V roce 2016 dostal alternativní název AEgir [ sic ].
Systém Epsilon Eridani také obsahuje dva pásy skalních asteroidů : asi 3 AU a 20 AU od hvězdy. Orbitální strukturu by mohla udržovat hypotetická druhá planeta, která by v případě potvrzení byla Epsilon Eridani c. Epsilon Eridani hostí rozsáhlý disk s vnějšími úlomky zbytků planetesimálů, které zbyly z formace systému.
Jako jedna z nejbližších hvězd podobných planetě Slunci s planetou byla Epsilon Eridani cílem několika pozorování při hledání mimozemské inteligence . Epsilon Eridani se objevuje ve sci -fi příbězích a byla navržena jako destinace pro mezihvězdné cestování . Z Epsilon Eridani by Slunce vypadalo jako hvězda o velikosti 2,4 v Serpens .
Nomenklatura
ε Eridani , Latinised to Epsilon Eridani , je označení Bayer hvězdy . Přestože to byla relativně jasná hvězda, první astronomové jí nedali správné jméno . Má několik dalších katalogových označení . Po svém objevu byla planeta označena jako Epsilon Eridani b, podle obvyklého systému označení pro extrasolární planety .
Planeta a její hostitelská hvězda byla vybrána Mezinárodní astronomickou unií (IAU) v rámci soutěže NameExoWorlds o pojmenování exoplanet a jejich hostitelských hvězd vlastními jmény, u některých systémů, které ještě neměly vlastní jména. Tento proces zahrnoval nominace vzdělávacích skupin a hlasování veřejnosti o navrhovaných jménech. V prosinci 2015 IAU oznámila, že vítězná jména byla Ran pro hvězdu a AEgir [ sic ] pro planetu. Tato jména byla předložena žáky 8. ročníku na střední škole Mountainside v Colbert, Washington , Spojené státy americké. Obě jména pocházejí ze severské mytologie : Rán je bohyně moře a Ægir , její manžel, je bůh oceánu.
Jména v té době zůstala neoficiální, ale v roce 2016 IAU uspořádala pracovní skupinu pro názvy hvězd (WGSN), která katalogizovala a standardizovala vlastní jména hvězd. Ve svém prvním bulletinu z července 2016 WGSN výslovně rozpoznala jména exoplanet a jejich hostitelských hvězd, které byly vytvořeny soutěží. Epsilon Eridani je nyní uveden jako Ran v katalogu hvězdných jmen IAU. Zatím není jasné, zda profesionální astronomové budou nový název obecně používat, nebo budou hvězdu nadále označovat jako Epsilon Eridani; oba nyní platí stejně.
V čínských ,天苑( Tian Yuan ), což znamená, nebeských Meadows , se vztahuje na asterismu sestávající z epsilon Eridani, γ Eridani , δ Eridani , π Eridani , ζ Eridani , η Eridani , n Ceti , ▼ se 1 Eridani , ▼ se 2 Eridani , ▼ se 3 Eridani , τ 4 Eridani , τ 5 Eridani , τ 6 Eridani , τ 7 Eridani , τ 8 Eridani a τ 9 Eridani . V důsledku toho je čínské jméno pro ε Eridani samotné天 苑 四( Tiān Yuàn sì , čtvrtá [hvězda] nebeských luk.)
Pozorovací historie
Katalogizace
Epsilon Eridani je známo, že astronomové přinejmenším od 2. století našeho letopočtu, kdy Claudius Ptolemaios (a řecký astronom z Alexandrie , Egypt ) jej zařadila do svého katalogu více než tisíc hvězd. Katalog byl vydán jako součást jeho astronomického pojednání Almagest . Souhvězdí Eridanus pojmenoval Ptolemaios ( starověký Řek : Ποταμού , řeka) a Epsilon Eridani byla uvedena jako jeho třináctá hvězda. Ptolemaios nazýval Epsilon Eridani ό τών δ προηγούμενος , řecky „ předcházející ze čtyř “ (zde δ je číslo čtyři). To se týká skupiny čtyř hvězd v Eridanu: γ , π , δ a ε (10. – 13. V Ptolemaiově seznamu). ε je nejzápadnější z nich, a tedy první ze čtyř ve zdánlivém denním pohybu oblohy od východu na západ. Moderní učenci Ptolemaiova katalogu označují jeho zápis jako „P 784“ (v pořadí podle vzhledu) a „Eri 13“ . Ptolemaios popsal velikost hvězdy jako 3.
Epsilon Eridani byla zařazena do několika hvězdných katalozích středověkých islámských astronomických pojednání, které byly založeny na Ptolemaiově katalogu: v Al-Sufi ‚s Book of stálic , která byla zveřejněna v 964, Aliboron ‘ s Mas'ud Canon , která byla zveřejněna v roce 1030, a Ulugh Beg 's Zij-i Sultani , publikované v roce 1437. Al-Sufiho odhad velikosti Epsilon Eridani byl 3. Al-Biruni cituje veličiny z Ptolemaia a Al-Sufi (pro Epsilon Eridani cituje hodnotu 4 pro Ptolemaia i Al -Sufiho magnitudy; původní hodnoty obou těchto magnitud jsou 3). Jejich počet v pořadí podle vzhledu je 786. Ulugh Beg provedl ve své observatoři v Samarkandu nová měření souřadnic Epsilona Eridaniho a uvádí veličiny z Al-Sufi (3 pro Epsilon Eridani). Moderní označení jeho zápisu do katalogu Ulugh Bega je „U 781“ a „Eri 13“ (druhé jmenované je stejné jako katalogové označení Ptolemaia).
V roce 1598 byl Epsilon Eridani zařazen do hvězdného katalogu Tycho Brahe , který v roce 1627 publikoval Johannes Kepler jako součást svých rudolfínských tabulek . Tento katalog byl založen na pozorováních Tycha Brahe z let 1577–1597, včetně pozorování na ostrově Hven v jeho observatořích Uraniborg a Stjerneborg . Pořadové číslo Epsilon Eridani v souhvězdí Eridanus bylo 10 a bylo označeno Quae omnes quatuor antecedit , latinsky „které předchází všem čtyřem“; význam je stejný jako Ptolemaiova popisu. Brahe jí přidělil magnitudu 3.
Označení Bayer Epsilon Eridani bylo založeno v roce 1603 jako součást Uranometria , hvězdného katalogu, který vytvořil německý nebeský kartograf Johann Bayer . Jeho katalog přiřazoval písmena z řecké abecedy skupinám hvězd patřících do stejné třídy vizuální velikosti v každé konstelaci, počínaje alfa (α) pro hvězdu v nejjasnější třídě. Bayer se nepokusil uspořádat hvězdy podle relativního jasu v každé třídě. Přestože je tedy Epsilon pátým písmenem řecké abecedy, hvězda je v Eridanu desátá nejjasnější . Kromě písmene ε mu Bayer dal číslo 13 (stejné jako katalogové číslo Ptolemaia, stejně jako mnoho Bayerových čísel) a popsal ho jako Decima septima , latinsky „sedmnáctý“. Bayer přidělil magnitudě Epsilon Eridani 3.
V roce 1690 byla Epsilon Eridani zařazena do hvězdného katalogu Johannesa Heveliuse . Jeho pořadové číslo v souhvězdí Eridanus bylo 14, jeho označení bylo Tertia ( třetí ) a byla mu přiřazena magnituda 3 nebo 4 (zdroje se liší). Hvězdný katalog anglického astronoma Johna Flamsteeda , vydaný v roce 1712, dal Epsilonu Eridanimu označení Flamsteed 18 Eridani, protože to byla osmnáctá katalogizovaná hvězda v souhvězdí Eridana podle pořadí rostoucího vzestupu doprava . V roce 1818 byla Epsilon Eridani zařazena do katalogu Friedricha Bessela na základě pozorování Jamese Bradleyho z let 1750–1762 a o velikosti 4. Objevila se také v katalogu 398 hlavních hvězd Nicolase Louise de Lacaille , jehož 307 hvězd verze vyšla v roce 1755 v Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765 a jejíž plná verze byla vydána v roce 1757 v Astronomiæ Fundamenta v Paříži . Ve svém vydání z roku 1831 od Francise Bailyho má Epsilon Eridani číslo 50. Lacaille mu přidělil magnitudu 3.
V roce 1801 Epsilon Eridani byla zařazena do Histoire céleste française , Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande je katalog asi 50.000 hvězd, založený na jeho pozorováních 1791-1800, v němž jsou pozorování uspořádány v časovém sledu. Obsahuje tři pozorování Epsilon Eridani. V roce 1847 vydal Francis Baily nové vydání Lalandeho katalogu, obsahující většinu jeho pozorování, ve kterých byly hvězdy očíslovány podle pravého vzestupu . Protože každé pozorování každé hvězdy bylo očíslováno a Epsilon Eridani byla pozorována třikrát, získala tři čísla: 6581, 6582 a 6583. (Dnes se čísla z tohoto katalogu používají s předponou „Lalande“ nebo „Lal“.) Přiřazeno Lalande Epsilon Eridani o velikosti 3. Také v roce 1801 byl zařazen do katalogu Johanna Bodeho , ve kterém bylo seskupeno a očíslováno asi 17 000 hvězd do 102 souhvězdí (Epsilon Eridani dostal číslo 159 v souhvězdí Eridanus). Bodeho katalog byl založen na pozorováních různých astronomů, včetně samotného Bodeho, ale většinou na Lalande a Lacaille (pro jižní oblohu). Bode přidělil magnitudu Epsilon Eridani 3. V roce 1814 vydal Giuseppe Piazzi druhé vydání svého hvězdného katalogu (jeho první vydání vyšlo v roce 1803) na základě pozorování v letech 1792–1813, ve kterém bylo seskupeno více než 7 000 hvězd do 24 hodin (0 –23). Epsilon Eridani má číslo 89 v hodině 3. Piazzi mu přidělil velikost 4. V roce 1918 se Epsilon Eridani objevil v katalogu Henry Draper s označením HD 22049 a předběžnou spektrální klasifikací K0.
Detekce blízkosti
Na základě pozorování mezi lety 1800 a 1880 bylo zjištěno, že Epsilon Eridani má velký správný pohyb po nebeské sféře , který byl odhadován na tři obloukové sekundy za rok ( úhlová rychlost ). Tento pohyb naznačoval, že je relativně blízko ke Slunci, což z něj činí hvězdu zájmu pro účely měření hvězdné paralaxy . Tento proces zahrnuje zaznamenávání polohy Epsilon Eridani při pohybu Země kolem Slunce, což umožňuje odhad vzdálenosti hvězdy. V letech 1881 až 1883 americký astronom William L. Elkin pomocí heliometru na Královské observatoři na mysu Dobré naděje v Jižní Africe porovnal polohu Epsilon Eridani se dvěma blízkými hvězdami. Z těchto pozorování byla vypočítána paralaxa 0,14 ± 0,02 arcsekundy . Do roku 1917 pozorovatelé zpřesnili svůj odhad paralaxy na 0,317 arcsekundy. Moderní hodnota 0,3109 obloukových sekund odpovídá vzdálenosti asi 10,50 světelných let (3,22 ks).
Circumstellar objevy
Na základě zjevných změn v poloze Epsilon Eridani v letech 1938 až 1972 Peter van de Kamp navrhl, aby neviditelný společník s oběžnou dobou 25 let způsoboval gravitační poruchy ve své poloze. Toto tvrzení vyvrátil v roce 1993 Wulff-Dieter Heintz a falešná detekce byla obviňována ze systematické chyby na fotografických deskách .
Vesmírný dalekohled IRAS, spuštěný v roce 1983, detekoval infračervené emise z hvězd blízko Slunce, včetně přebytečné infračervené emise z Epsilon Eridani. Pozorování naznačila, že kolem hvězdy obíhá disk jemnozrnného kosmického prachu ; tento odpadkový disk byl od té doby rozsáhle studován. Důkazy pro planetární systém byly objeveny v roce 1998 pozorováním asymetrií v tomto prachovém prstenci. Shlukování distribuce prachu lze vysvětlit gravitačními interakcemi s planetou obíhající těsně uvnitř prachového prstence.
V roce 1987 oznámili detekci obíhajícího planetárního objektu Bruce Campbell, Gordon Walker a Stephenson Yang. Od roku 1980 do roku 2000, tým astronomů pod vedením Artie P. Hatzes také radiální rychlosti pozorování Epsilon Eridani, měření Dopplerova posunu hvězdy podél zorného paprsku . Našli důkazy o planetě obíhající kolem hvězdy s periodou asi sedm let. Ačkoli je v datech radiální rychlosti v důsledku magnetické aktivity v její fotosféře vysoká hladina šumu, očekává se, že jakákoli periodicita způsobená touto magnetickou aktivitou bude vykazovat silnou korelaci se změnami emisních čar ionizovaného vápníku ( Ca II H a K linky ). Protože nebyla nalezena žádná taková korelace, byl za nejpravděpodobnější příčinu považován planetární společník. Tento objev byl podpořen astrometrickými měřeními Epsilon Eridani provedenými v letech 2001 až 2003 pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu , které ukázaly důkazy pro gravitační poruchu Epsilon Eridani planetou.
Astrofyzička Alice C. Quillenová a její student Stephen Thorndike provedli počítačové simulace struktury prachového disku kolem Epsilon Eridani. Jejich model naznačil, že shlukování prachových částic lze vysvětlit přítomností druhé planety na excentrické oběžné dráze, kterou oznámili v roce 2002.
SETI a navrhovaný průzkum
V roce 1960 fyzici Philip Morrison a Giuseppe Cocconi navrhli, aby mimozemské civilizace využívaly ke komunikaci rádiové signály. Projekt Ozma , vedený astronomem Frankem Drakem , použil Tatelův teleskop k hledání takových signálů z blízkých hvězd podobných slunci Epsilon Eridani a Tau Ceti . Systémy byly pozorovány při emisní frekvenci neutrálního vodíku , 1 420 MHz (21 cm). Nebyly zjištěny žádné signály inteligentního mimozemského původu. Drake zopakoval experiment v roce 2010 se stejným negativním výsledkem. Navzdory tomuto neúspěchu se Epsilon Eridani po zprávách o Drakeově počátečním experimentu dostal na mnoho let do sci -fi literatury a televizních pořadů .
V Habitable Planets for Man , 1964 RAND Corporation studii vesmírného vědce Stephena H. Doleho, byla pravděpodobnost obyvatelné planety na oběžné dráze kolem Epsilon Eridani odhadována na 3,3%. Mezi známými blízkými hvězdami bylo uvedeno 14 hvězd, u nichž se předpokládalo, že mají pravděpodobně obyvatelnou planetu.
William I. McLaughlin navrhl novou strategii při hledání mimozemské inteligence ( SETI ) v roce 1977. Navrhl, aby široce pozorovatelné události, jako jsou výbuchy novy, mohly inteligentní mimozemšťané využít k synchronizaci přenosu a příjmu svých signálů. Tuto myšlenku testovala National Radio Astronomy Observatory v roce 1988, která používala výboje Nova Cygni 1975 jako časovač. Patnáct dní pozorování neukázalo žádné neobvyklé rádiové signály pocházející z Epsilon Eridani.
Vzhledem k blízkosti a slunečním vlastnostem Epsilon Eridani v roce 1985 fyzik a autor Robert L. Forward považoval systém za věrohodný cíl pro mezihvězdné cestování . Následující rok navrhla Britská meziplanetární společnost Epsilon Eridani jako jeden z cílů ve své studii Project Daedalus . Systém nadále patří mezi cíle takových návrhů, jako je projekt Icarus v roce 2011.
Na základě svého blízkého umístění byl Epsilon Eridani mezi cílovými hvězdami projektu Phoenix , mikrovlnného průzkumu signálů z mimozemské inteligence z roku 1995 . Do roku 2004 projekt zkontroloval asi 800 hvězd, ale dosud nezjistil žádné signály.
Vlastnosti
Ve vzdálenosti 10,50 ly (3,22 parsek) je Epsilon Eridani 13. nejbližší známou hvězdou (a devátou nejbližší osamělou hvězdou nebo hvězdnou soustavou ) ke Slunci od roku 2014. Jeho blízkost z něj činí jednu z nejvíce studovaných hvězd spektrálního spektra. typ . Epsilon Eridani se nachází v severní části souhvězdí Eridanus, asi 3 ° východně od o něco jasnější hvězdy Delta Eridani . S deklinací -9,46 ° lze na Epsilon Eridani pohlížet z velké části zemského povrchu ve vhodných ročních obdobích. Pouze na sever od 80 ° severní šířky je trvale skrytý pod horizontem. Zdánlivá velikost of 3.73 může být obtížné pozorovat z městského provozu s pouhým okem, protože noční nebe nad městy jsou zakryty světelného znečištění .
Epsilon Eridani má odhadovanou hmotnost 0,82 sluneční hmotnosti a poloměr 0,74 slunečního poloměru . Svítí se svítivostí pouze 0,34 sluneční svítivosti . Odhadovaná efektivní teplota je 5 084 K. S hvězdnou klasifikací K2 V je to druhá nejbližší hvězda hlavní sekvence typu K (po Alpha Centauri B). Od roku 1943 slouží spektrum Epsilon Eridani jako jeden ze stabilních kotevních bodů, podle kterých jsou klasifikovány další hvězdy. Jeho kovovost , zlomek prvků těžších než helium , je o něco nižší než u Slunce. V chromosféře Epsilon Eridani , oblasti vnější atmosféry těsně nad světelnou fotosférou , je množství železa odhadováno na 74% hodnoty Slunce. Podíl lithia v atmosféře je pětkrát menší než ve Slunci.
Klasifikace E-typu Epsilon Eridani naznačuje, že spektrum má relativně slabé absorpční linie z absorpce vodíkem ( Balmerovy linie ), ale silné linie neutrálních atomů a jednotlivě ionizovaný vápník (Ca II). Třída svítivosti V (trpaslík) je přiřazena hvězdám, které v jádru procházejí termonukleární fúzí vodíku. U hvězdy s hlavní sekvencí typu K této fúzi dominuje řetězová reakce proton – proton , ve které řada reakcí efektivně spojuje čtyři vodíková jádra a vytváří jádro helia. Energie uvolněná fúzí je transportována ven z jádra prostřednictvím záření , což má za následek žádný čistý pohyb okolní plazmy. Mimo tuto oblast, v obálce, je energie přenášena do fotosféry plazmovou konvekcí , kde pak vyzařuje do prostoru.
Magnetická aktivita
Epsilon Eridani má vyšší úroveň magnetické aktivity než Slunce, a proto jsou vnější části jeho atmosféry ( chromosféra a koróna ) dynamičtější. Průměrná síla magnetického pole Epsilon Eridani na celém povrchu je (1,65 ± 0,30) × 10 −2 tesla , což je více než čtyřicetkrát větší než síla magnetického pole (5–40) × 10 −5 T ve slunečním fotosféra. Magnetické vlastnosti lze modelovat za předpokladu, že oblasti s magnetickým tokem asi 0,14 T náhodně pokrývají přibližně 9% fotosféry, zatímco zbytek povrchu je bez magnetických polí. Celková magnetická aktivita Epsilon Eridani ukazuje současně existující2,95 ± 0,03 aAktivní cykly 12,7 ± 0,3 roku. Za předpokladu, že se jeho poloměr v těchto intervalech nemění, zdá se, že dlouhodobá změna úrovně aktivity vytváří teplotní změnu 15 K, což odpovídá změně vizuální velikosti (V) 0,014.
Magnetické pole na povrchu Epsilon Eridani způsobuje variace v hydrodynamickém chování fotosféry. To má za následek větší chvění při měření jeho radiální rychlosti . Variace 15 ms -1 byly měřeny po dobu 20 let, což je mnohem vyšší, než je nejistota měření o 3 ms -1 . To ztěžuje interpretaci periodicit v radiální rychlosti Epsilon Eridani, jako jsou ty způsobené obíhající planetou.
Epsilon Eridani je klasifikován jako proměnná BY Draconis, protože má oblasti s vyšší magnetickou aktivitou, které se při otáčení pohybují do zorného pole a mimo něj. Měření této rotační modulace naznačuje, že se její rovníková oblast otáčí s průměrnou periodou 11,2 dne, což je méně než polovina rotační periody Slunce. Pozorování ukázala, že Epsilon Eridani se mění až o 0,050 ve velikosti V kvůli hvězdným skvrnám a jiné krátkodobé magnetické aktivitě. Fotometrie také ukázala, že povrch Epsilon Eridani, stejně jako Slunce, prochází diferenciální rotací, tj. Perioda rotace na rovníku se liší od té na vysoké zeměpisné šířce . Naměřená období se pohybují od 10,8 do 12,3 dnů. Axiální naklonění z Epsilon Eridani ke směru pohledu ze Země je velmi nejistá: odhady se pohybují od 24 ° do 72 °.
Pro mladou hvězdu jsou charakteristické vysoké úrovně chromosférické aktivity, silné magnetické pole a relativně vysoká rychlost rotace Epsilon Eridani. Většina odhadů stáří Epsilon Eridani jej uvádí v rozmezí od 200 milionů do 800 milionů let. Nízký výskyt těžkých prvků v chromosféře Epsilon Eridani obvykle naznačuje starší hvězdu, protože mezihvězdné médium (z něhož se tvoří hvězdy) je neustále obohaceno těžšími prvky produkovanými staršími generacemi hvězd. Tato anomálie může být způsobena difuzním procesem, který transportoval některé těžší prvky z fotosféry do oblasti pod konvekční zónou Epsilon Eridani .
RTG svítivost Epsilon Eridani je asi 2 x 10 28 ergs / s ( 2 x 10 21 W ). V rentgenových paprscích je svítivější než Slunce při špičkové aktivitě . Zdrojem této silné rentgenové emise je horká koróna Epsilon Eridani. Epsilon Eridani koróna se objeví větší a teplejší než sluneční, s teplotou 3,4 x 10 6 K , měřeno od pozorování ultrafialového a rentgenového záření koronového je. Zobrazuje cyklickou změnu emisí rentgenového záření, která je v souladu s cyklem magnetické aktivity.
Hvězdný vítr emitované Epsilon Eridani rozšiřuje, až se srazí s okolním mezihvězdném rozptýleného plynu a prachu, což vede v bublině ohřátého plynného vodíku (o astrosphere , ekvivalent k heliosphere , který obklopuje Slunce). Absorpční spektrum z tohoto plynu byla měřena s HST , umožňující vlastnosti hvězdného větru třeba odhadnout. Horká koróna Epsilon Eridani má za následek hmotnostní ztrátu hvězdného větru Epsilon Eridani, která je 30krát vyšší než u Slunce. Tento hvězdný vítr generuje astrosféru, která zabírá asi 8 000 au (0,039 ks) a obsahuje luk, který leží 1 600 au (0,0078 ks) od Epsilon Eridani. Ve své odhadované vzdálenosti od Země tato astrosféra zabírá 42 úhlových minut, což je širší než zdánlivá velikost úplňku.
Kinematika
Epsilon Eridani má vysoký vlastní pohyb , pohybující se - 0,976 arcsekundy za rok v pravém vzestupu (nebeský ekvivalent zeměpisné délky) a 0,018 arcsekund ročně v deklinaci (nebeská zeměpisná šířka), dohromady tedy 0,962 arcsekund za rok. Hvězda má radiální rychlost +15,5 km/s (35 000 mph) (daleko od Slunce). Tyto prostorová rychlost složky Epsilon Eridani v galaktického systému souřadnic jsou (U, V, W) = (-3, +7, -20) km / s , což znamená, že je na cestách v rámci Mléčné dráhy na střední galaktocentrická vzdálenost 28,7 kly (8,79 kiloparsecu) od jádra po oběžné dráze, která má excentricitu 0,09. Rychlosti a směru z Epsilon Eridani naznačují, že to může být členem Ursa Major Moving Group , jejíž členové sdílejí společný pohyb v prostoru. Toto chování naznačuje, že pohybující se skupina pochází z otevřeného klastru, který se od té doby rozptýlil. Odhadovaný věk této skupiny je 500 ± 100 milionů let, což leží v rozmezí odhadů věku pro Epsilon Eridani.
Předpokládá se, že během posledních milionů let se do 7 ly (2,1 ks) od Epsilon Eridani dostaly tři hvězdy. Nejnovější a nejbližší z těchto setkání bylo s Kapteynovou hvězdou , která se přiblížila na vzdálenost asi 3 ly (0,92 ks) zhruba před 12 500 lety. Další dvě vzdálená setkání byla se Siriusem a Rossem 614 . Předpokládá se, že žádné z těchto setkání nebylo natolik blízko, aby ovlivnilo cirkumstelární disk obíhající kolem Epsilon Eridani.
Epsilon Eridani se přiblížil ke Slunci zhruba před 105 000 lety, kdy je dělilo 7 ly (2,1 ks). Na základě simulace blízkých setkání s blízkými hvězdami se binární hvězdný systém Luyten 726-8 , který zahrnuje proměnnou hvězdu UV Ceti , setká s Epsilon Eridani přibližně za 31 500 let při minimální vzdálenosti asi 0,9 ly (0,29 parseků). Budou od sebe vzdáleni méně než 1 ly (0,3 parsek) asi 4600 let. Pokud má Epsilon Eridani Oortův mrak , Luyten 726-8 by mohl gravitačně narušit některé své komety s dlouhými oběžnými periodami .
Planetární systém
| Společník (v pořadí od hvězdy) |
Hmotnost |
Osa semimajoru ( AU ) |
Oběžná doba ( dny ) |
Excentricita | Sklon | Poloměr |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Pás asteroidů | ~ 1,5−2,0 (nebo 3–4 au) AU | - | - | |||
| b (AEgir) |
0,780,38 -0,12 M J |
3,48 ± 0,02 | 2692 ± 26 |
0,070,06 -0,05 |
89 ° ± 42 ° | - |
| Pás asteroidů | ~ 8–20 AU | - | - | |||
| c (nepotvrzeno) | 0,1 M J | ~ 40 | 102 270 | 0,3 | - | - |
| Disk proti prachu | 35–100 AU | 34 ° ± 2 ° | - | |||
Disk proti prachu
Pozorování pomocí dalekohledu Jamese Clerka Maxwella na vlnové délce 850 μm ukazují rozšířený tok záření ven do úhlového poloměru 35 obloukových sekund kolem Epsilon Eridani. Špičková emise se vyskytuje v úhlovém poloměru 18 arcsekund, což odpovídá poloměru asi 60 AU. Nejvyšší úroveň emisí se vyskytuje v poloměru 35–75 AU od Epsilon Eridani a je podstatně snížena uvnitř 30 AU. Tato emise je interpretována jako pocházející z mladého analogu Kuiperova pásu sluneční soustavy : kompaktní prašné diskové struktury obklopující Epsilon Eridani. Ze Země je tento pás pozorován se sklonem zhruba 25 ° k zornému poli.
Prach a případně vodní led z tohoto pásu migrují dovnitř kvůli odporu hvězdného větru a procesu, při kterém hvězdné záření způsobuje, že se zrnka prachu pomalu spirálovitě přibližují k Epsilon Eridani, známému jako Poynting -Robertsonův efekt . Současně lze tyto prachové částice ničit vzájemnými kolizemi. Časová škála, kdy je veškerý prach na disku odstraněn těmito procesy, je menší než odhadovaný věk Epsilon Eridani. Současný prachový disk tedy musel vzniknout kolizemi nebo jinými efekty větších mateřských těles a disk představuje pozdní fázi procesu formování planety. K udržení disku v jeho aktuálním stavu po jeho odhadovaný věk by to vyžadovalo kolize mezi 11 hmotami hmoty Země.
Disk obsahuje odhadovanou hmotnost prachu rovnající se šestině hmotnosti Měsíce, přičemž jednotlivá zrnka prachu přesahují velikost 3,5 μm při teplotě asi 55 K. Tento prach vzniká při srážce komet, které dosahují až o průměru 10 až 30 km a jejich celková hmotnost je 5 až 9krát větší než na Zemi. To je podobné odhadovaným 10 hmotám Země v prapůvodním Kuiperově pásu. Disk kolem Epsilon Eridani obsahuje méně než 2,2 x 10 17 kg z oxidu uhelnatého . Tato nízká úroveň naznačuje nedostatek komet těkavých ložisek a ledových planetesimálů ve srovnání s Kuiperovým pásem.
Hrubou strukturu prachového pásu lze vysvětlit gravitační poruchou z planety, nazvané Epsilon Eridani b. Shluky prachu se vyskytují na oběžných drahách, které mají celočíselnou rezonanci s oběžnou dráhou podezřelé planety. Například oblast disku, která dokončí dva oběžné dráhy pro každé tři oběžné dráhy planety, je v orbitální rezonanci 3: 2 . V počítačových simulacích lze morfologii prstenů reprodukovat zachycením prachových částic v orbitálních rezonancích 5: 3 a 3: 2 s planetou, která má orbitální excentricitu asi 0,3. Alternativně mohla být hrudkovitost způsobena kolizemi mezi menšími planetami známými jako plutinos .
Pozorování ze Spitzerova vesmírného teleskopu NASA naznačují, že Epsilon Eridani má ve skutečnosti dva pásy asteroidů a oblak exozodiakálního prachu . Ten je analogem zvěrokruhového prachu, který zaujímá rovinu sluneční soustavy . Jeden pás sedí přibližně ve stejné poloze jako ten ve sluneční soustavě, obíhá ve vzdálenosti 3,00 ± 0,75 AU od Epsilon Eridani a sestává ze silikátových zrn o průměru 3 μm a kombinované hmotnosti asi 10 18 kg. Pokud existuje planeta Epsilon Eridani b, pak tento pás pravděpodobně nebude mít zdroj mimo oběžnou dráhu planety, takže prach mohl vzniknout fragmentací a kráterováním větších těles, jako jsou asteroidy . Druhý, hustší pás, pravděpodobně také osídlený asteroidy, leží mezi prvním pásem a vnějším diskem komety. Struktura pásů a prachového disku naznačuje, že k udržení této konfigurace jsou zapotřebí více než dvě planety v systému Epsilon Eridani.
V alternativním případě se exozodiacal prach mohou být generovány ve vnějším pásu, který obíhá mezi 55 a 90 AU od Epsilon Eridani a má předpokládané množství 10 -3 -násobku hmotnosti Země. Tento prach je poté transportován dovnitř kolem oběžné dráhy Epsilon Eridani b. Když se vezmou v úvahu kolize mezi zrny prachu, prach reprodukuje pozorované infračervené spektrum a jas. Mimo poloměr sublimace ledu , který se nachází nad 10 AU od Epsilon Eridani, kde teploty klesají pod 100 K, nejlépe vyhovuje pozorování, když se předpokládá směs ledu a silikátového prachu. Uvnitř tohoto poloměru musí prach sestávat ze silikátových zrn, která postrádají těkavé látky .
Vnitřní oblast kolem Epsilon Eridani, od poloměru 2,5 AU dovnitř, se zdá být bez prachu až po hranici detekce 6,5 m dalekohledu MMT . Zrna prachu v této oblasti jsou účinně odstraňována přetažením od hvězdného větru, zatímco přítomnost planetárního systému může také pomoci udržet tuto oblast bez trosek. Přesto to nevylučuje možnost, že může být přítomen vnitřní pás asteroidů s kombinovanou hmotností ne větší než pás asteroidů ve sluneční soustavě.
Dlouhodobé planety
_(pd).jpg)
Jako jedna z nejbližších hvězd podobných Slunci byla Epsilon Eridani terčem mnoha pokusů o hledání planetárních společníků. Jeho chromosférická aktivita a variabilita znamenají, že hledání planet metodou radiální rychlosti je obtížné, protože hvězdná aktivita může vytvářet signály, které napodobují přítomnost planet. Hledání exoplanet v okolí Epsilon Eridani s přímým zobrazováním bylo neúspěšné.
Infračervené pozorování ukázalo, že v tomto systému nejsou žádná těla tří nebo více hmotností Jupiteru , alespoň do vzdálenosti 500 AU od hostitelské hvězdy. Planety s podobnou hmotností a teplotami jako Jupiter by měl Spitzer detekovat na vzdálenost přesahující 80 AU. Metoda radiální i astrometrické rychlosti byla detekována zhruba jedna planeta s dlouhou periodou velikosti Jupitera, která však dosud nebyla plně charakterizována od roku 2021. Planety o více než 150% hmotnější než Jupiter lze vyloučit při vnitřní okraj disku na odpadky při 30–35 AU.
Planeta b (AEgir)
Tato planeta, označovaná jako Epsilon Eridani b , byla oznámena v roce 2000, ale objev zůstal kontroverzní. Komplexní studie z roku 2008 označila detekci za „předběžnou“ a navrhovanou planetu označila za „dlouho podezřelou, ale stále nepotvrzenou“. Mnoho astronomů věří, že důkazy jsou dostatečně přesvědčivé, takže považují objev za potvrzený. Objev byl zpochybněn v roce 2013, protože vyhledávací program na observatoři La Silla nepotvrdil, že existuje. Jak 2021, Extrasolar Planets Encyclopaedia a NASA Exoplanet Archive uvádí planetu jako 'potvrzenou'.
Publikované zdroje zůstávají v nesouhlasu ohledně základních parametrů navrhované planety. Hodnoty pro jeho oběžnou dobu se pohybují od 6,85 do 7,2 let. Odhady velikosti jeho eliptické oběžné dráhy - semimajorové osy - se pohybují od 3,38 AU do 3,50 AU a aproximace rozsahu její orbitální excentricity od 0,25 ± 0,23 do 0,702 ± 0,039 .
Pokud planeta existuje, její hmotnost zůstává neznámá, ale spodní hranici lze odhadnout na základě orbitálního posunu Epsilon Eridani. Je známa pouze složka posunutí podél přímky pohledu na Zemi, což dává hodnotu pro vzorec m sin i , kde m je hmotnost planety a i je orbitální sklon . Odhady hodnoty m sin i se pohybují od 0,60 hmotnosti Jupitera do 1,06 hmotnosti Jupitera, což určuje dolní mez hmotnosti planety (protože sinusová funkce má maximální hodnotu 1). Když vezmeme m sin i uprostřed tohoto rozsahu na 0,78 a odhadneme sklon na 30 °, získá to pro hmotnost planety hodnotu 1,55 ± 0,24 hmotnosti Jupitera.
Ze všech měřených parametrů pro tuto planetu je nejistější hodnota orbitální excentricity. Některými pozorovateli navrhovaná excentricita 0,7 je v rozporu s přítomností navrhovaného pásu asteroidů ve vzdálenosti 3 AU. Pokud by byla excentricita tak vysoká, planeta by prošla pásem asteroidů a vyčistila by ji asi do deseti tisíc let. Pokud pás existuje déle než toto období, což se jeví jako pravděpodobné, ukládá horní hranici excentricity Epsilon Eridani b přibližně 0,10–0,15. Pokud je místo toho prachový disk generován z vnějšího diskového disku, spíše než ze srážek v pásu asteroidů, pak k vysvětlení rozložení prachu nejsou nutná žádná omezení orbitální excentricity planety.
Planeta c
Počítačové simulace prašného disku obíhajícího kolem Epsilon Eridani naznačují, že tvar disku lze vysvětlit přítomností druhé planety, předběžně nazvané Epsilon Eridani c. Shlukování prachového disku může nastat, protože prachové částice jsou chyceny na oběžných drahách, které mají rezonanční oběžné doby s planetou na excentrické oběžné dráze. Předpokládaný Epsilon Eridani c by obíhal na vzdálenost 40 AU, s excentricitou 0,3 a obdobím 280 let. Vnitřní dutina disku může být vysvětlena přítomností dalších planet. Současné modely formování planet nemohou snadno vysvětlit, jak mohla být planeta vytvořena v této vzdálenosti od Epsilon Eridani. Očekává se, že se disk rozptýlí dlouho předtím, než mohla vzniknout obří planeta. Místo toho se planeta mohla vytvořit v orbitální vzdálenosti asi 10 AU, poté migrovala ven kvůli gravitační interakci s diskem nebo s jinými planetami v systému.
Potenciální obyvatelnost
Epsilon Eridani je cílem programů pro hledání planet, protože má vlastnosti, které umožňují vznik planety podobné Zemi. Ačkoli tento systém nebyl vybrán jako primární kandidát pro nyní zrušený Terrestrial Planet Finder , byl cílovou hvězdou pro misi Space Interferometry navrženou NASA k hledání planet velikosti Země. Blízkost, vlastnosti podobné Slunci a podezřelé planety Epsilon Eridani z něj také učinily předmět více studií o tom, zda lze mezihvězdnou sondu vyslat do Epsilon Eridani.
Poloměr oběžné dráhy, při kterém se hvězdný tok z Epsilon Eridani shoduje se sluneční konstantou - kde se emise shoduje s výkonem Slunce na orbitální vzdálenosti Země - je 0,61 astronomických jednotek (AU). To je v maximální obytné zóně domnělé planety podobné Zemi obíhající kolem Epsilon Eridani, která se v současné době rozprostírá od asi 0,5 do 1,0 AU. Jak Epsilon Eridani stárne po dobu 20 miliard let, čistá svítivost se zvýší, což způsobí, že se tato zóna pomalu rozšiřuje směrem ven asi na 0,6–1,4 AU. Přítomnost velké planety s vysoce eliptickou oběžnou dráhou v blízkosti obyvatelné zóny Epsilon Eridani snižuje pravděpodobnost, že by pozemská planeta měla v obývatelné zóně stabilní oběžnou dráhu.
Mladá hvězda, jako je Epsilon Eridani, může produkovat velké množství ultrafialového záření, které může být škodlivé pro život, ale na druhou stranu je to chladnější hvězda než naše Slunce, a proto pro začátek produkuje méně ultrafialového záření. Poloměr oběžné dráhy, kde se UV tok shoduje s raným zářením na Zemi, leží těsně pod 0,5 AU. Protože je to ve skutečnosti o něco blíže ke hvězdě než obyvatelná zóna, vedlo to některé vědce k závěru, že do obyvatelné zóny se nedostává dostatek energie z ultrafialového záření, aby mohl život začít kolem mladé Epsilon Eridani.
Viz také
- Epsilon Eridani v beletrii
- Seznam exoplanetárních hostitelských hvězd
- Seznamy planet
- Seznam nejbližších hvězd a hnědých trpaslíků
Poznámky
Reference
externí odkazy
- Marcy, G .; a kol. (12. února 2002), Planeta kolem Epsilon Eridani? , Exoplanets.org, archivováno z originálu 9. července 2011 , vyvoláno 18. května 2011 .
- Zaměstnanci (8. července 1998) „Astronomové objevují blízký hvězdný systém stejně jako naše vlastní sluneční soustava“ , Joint Astronomy Center , The University of Hawaii, archivováno z originálu 8. května 2011 , vyvoláno 24. února 2011 .
- Anonymous, „Epsilon Eridani“ , SolStation , The Sol Company , vyvoláno 28. listopadu 2008 .
- Tirion, Wil (2001), „Sky Map: Epsilon Eridani“ , Planet Quest , Cambridge, UK: Cambridge University Press, archivováno z originálu 26. července 2011 , vyvoláno 9. dubna 2011 .
Souřadnice : 
03 h 32 m 55,8442 s , −09 ° 27 ′ 29,744 ″