Epsilon Eridani

Epsilon Eridani
Observationsdata
Epok: J2000
StjärnbildEridanus
Rektascension3t 32m 55,84496s[1]
Deklination-9° 27′ 29,7312″[1]
Skenbar magnitud ()+3,736[2]
Stjärntyp
SpektraltypK2V[3]
U–B0,571[2]
B–V0,881 ± 0,007[4]
VariabeltypBY Draconis (BY)[5]
Astrometri
Radialhastighet ()+15,5 ± 0,9[6] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -975,17[1] mas/år
Dek.: 19,49[1] mas/år
Parallax ()311,37 ± 0,9[7]
Avstånd10,475 ± 0,003 lå (3,212 ± 0,001 pc)
Absolut magnitud ()+6,192[8]
Detaljer
Massa0,82 ± 0,02[9] M☉
Radie0,735 ± 0,005[10] R☉
Luminositet0,34[11] L☉
Temperatur5 084 ± 0,005[12] K
Metallicitet−0,13 ± 0,04[13] dex
Vinkelhastighet11,1 dygn[14]
Ålder400 – 800 [15] miljoner år
Andra beteckningar
Ran, 18 Eridani, HD 22049, HR 1084, BD-09°697, GEN# +1.00022049, NLTT 11207, SAO 130564, GJ 144.0, 8pc 310.75, SKY# 5366, GJ 144, PLX 742, SPOCS 171, MBA 1A, PLX 742.00, TD1 2301, BLA 2, HIC 16537, PMC 90-93 91, TYC 5296-1533-1, 1AXG J033256-0926, HIP 16537, PM 03306-0938, UBV 3410, PPM 185905, UBV M 9580, CCDM J03329-0927A, IRAS 03305-0937, RAFGL 497, uvby98 100022049, Ci 20 241, IRC -10048, RBS 439, WDS J03329-0927A, 1E 0330.5-0937, JP11 792, 2RE J033253-092646, WDS J03329-0927Aa,Ab, 2E 788, LFT 291, 2RE J0332-092, WEB 3160, 2E 0330.5-0937, LHS 1557, RE J0332-092, YZ 0 4513, 2EUVE J0332-09.4, LPM 158, RE J033255-092717, YZ 99 836, EUVE J0332-09.4, LTT 1675, ROT 531, Zkh 51, FK5 127, 2MASS J03325591-0927298, RX J0332.9-0927, FS2003 0134, GC 4244, N30 726, 1RXS J033256.4-092727, GCRV 1962, SACS 76[3]

Ran eller Epsilon Eridani (ε Eri / ε Eridani / Epsilon i Floden Eridanus) är en huvudseriestjärna och en roterande variabel av BY Dra-typ (BY)[5]i stjärnbilden Eridanus. Den är den tredje närmsta stjärnan som kan iakttas med blotta ögat. Den har 85 % av solens massa, nästan lika stor diameter och 28 % av solens luminositet. Exoplaneten Epsilon Eridani b kretsar kring stjärnan.

Stjärnan har visuell magnitud +3,73 och varierar i amplitud 0,05 utan någon påvisad periodicitet.[5]

Dess optiska spektrum är väldigt variabelt, med många emissionslinjer. Den har ett väldigt starkt magnetfält, och roterar en gång vart 11:e dygn. Anledningen till allt detta är att stjärnan är mycket ung: bara en halv miljard år. Detta är en anledning till att det är osannolikt att det finns intelligent liv i dess system. Tau Ceti är en mycket bättre kandidat men i likhet med Epsilon Eridani är den relativt järnfattig. En planet som kretsade Epsilon Eridani på ett avstånd runt 0,53 AE skulle ha temperaturer lämpliga för flytande vatten.

Dess närmsta granne är Luyten 726-8 (UV Ceti och BL Ceti), belägna på 5,22 ljusårs (1,60 parseks) avstånd.

Stoftskiva

1988 upptäcktes en fragmentskiva runt stjärnan, på samma ungefärliga avstånd som Kuiperbältet har till vår sol. Bruce Campbell och andra tolkade dopplermätningar som klumpar i stoftskivan som tyder på att en annan planet kretsar runt stjärnan, och orsakar klumparna på grund av resonans. Stoftskivan innehåller ungefär 1000 gånger mer rymdstoft än vad som nu finns i den inre delen av solsystemet, vilket kan betyda att det finns ungefär 1000 gånger så många kometer runt Epsilon Eridani än runt solen.[16][17]

I området inom 35 AE från stjärnan finns det betydligt mindre stoft, vilket kan tyda på att systemet har bildat planeter som har rensat ut stoftet i området. Detta är i enlighet med nuvarande teorier om hur vårt eget solsystem formades, och kan därför betyda att det kan finnas jordliknande planeter där.

Planetsystem

Eftersom Epsilon Eridani är en av de närmsta belägna sol-liknande stjärnorna har många försök att hitta kretsande planeter gjorts. Dock har stjärnans stora aktivitet och föränderlighet gjort användandet av radialhastighetsmetoden svårt.


Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.


Noter

  1. ^ [a b c d] van Leeuwen, Floor (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357. Note: see VizieR catalogue I/311.
  2. ^ [a b] Cousins, A. W. J. (1984), "Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards", South African Astronomical Observatory Circulars, 8: 59, Bibcode:1984SAAOC...8...59C.
  3. ^ [a b] ”Basic data: V* Eps Eri – Variable of BY Dra type” (på engelska). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Eps+Eri&submit=SIMBAD+search. Läst 10 februari 2018. 
  4. ^ van Leeuwen (2007). ”Hipparcos, the New Reduction” (på engelska). http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/311/hip2&HIP=16537. Läst 10 februari 2018. 
  5. ^ [a b c] ”Eps Eri” (på engelska). The International Variable Star Index. AAVSO – American Association of Variable Star Observers. https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=14216. Läst 10 februari 2018. 
  6. ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, eds., "The revision of the general catalogue of radial velocities", Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30, University of Toronto: International Astronomical Union, 30, p. 57, Bibcode:1967IAUS...30...57E.
  7. ^ Benedict, G. Fritz; et al. (November 2006), "The extrasolar planet e Eridani b – orbit and mass", The Astronomical Journal, 132 (5): 2206–2218, arXiv:astro-ph/0610247, Bibcode:2006AJ....132.2206B, doi:10.1086/508323.
  8. ^ Staff (June 8, 2007), The one hundred nearest star systems, Research Consortium on Nearby Stars, hämtad 29 november 2007
  9. ^ Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (April 2010), "Parent stars of extrasolar planets – X. Lithium abundances and v sini revisited", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403 (3): 1368–1380, arXiv:0912.1621, Bibcode:2010MNRAS.403.1368G, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x. See table 3.
  10. ^ Demory, B.-O.; et al. (October 2009), "Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI", Astronomy and Astrophysics, 505 (1): 205–215, arXiv:0906.0602, Bibcode:2009A&A...505..205D, doi:10.1051/0004-6361/200911976. See Table B.1
  11. ^ Saumon, D.; et al. (April 1996), "A theory of extrasolar giant planets", The Astrophysical Journal, 460: 993, arXiv:astro-ph/9510046, Bibcode:1996ApJ...460..993S, doi:10.1086/177027. See Table A1, p. 21.
  12. ^ Kovtyukh, V. V.; et al. (December 2003), "High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios", Astronomy and Astrophysics, 411 (3): 559–564, arXiv:astro-ph/0308429, Bibcode:2003A&A...411..559K, doi:10.1051/0004-6361:20031378.
  13. ^ Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (March 2004), "Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation", Astronomy and Astrophysics, 415 (3): 1153–1166, arXiv:astro-ph/0311541, Bibcode:2004A&A...415.1153S, doi:10.1051/0004-6361:20034469.—the percentage of iron is given by 10 − 0,13 = 0,74, or 74%
  14. ^ Fröhlich, H.-E. (December 2007), "The differential rotation of Epsilon Eri from MOST data", Astronomische Nachrichten, 328 (10): 1037–1039, arXiv:0711.0806, Bibcode:2007AN....328.1037F, doi:10.1002/asna.200710876.
  15. ^ Janson, Markus; et al. (February 2015), "High-contrast imaging with Spitzer: deep observations of Vega, Fomalhaut, and ε Eridani", Astronomy & Astrophysics, 574: 10, arXiv:1412.4816, Bibcode:2015A&A...574A.120J, doi:10.1051/0004-6361/201424944, A120.
  16. ^ Davis, G. R.; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; et al. (februari 2005). ”Structure in the ε Eridani debris disk” (på engelska). The Astrophysical Journal 619 (2): sid. L187–L190. doi:10.1086/428348. Läst 10 februari 2018. 
  17. ^ Morbidelli, A.; Brown, M. E.; Levison, H. F. (juni 2003). ”The Kuiper Belt and its primordial sculpting” (på engelska). Earth, Moon, and Planets 92 (1): sid. 1–27. doi:10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80. Läst 10 februari 2018. 


Externa länkar


v • r
Stjärnor i Eridanus
Bayer
Flamsteed
Variabler
HD
Övriga