Эпсилон Эридана
Звезда в созвездии Эридана

ε Эридана
Местоположение ε Эридана (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеЭридан
Произношение/ ˈ р ɑː н /
прямое восхождение03 ч 32 м 55,84496 с [1]
Склонение−09° 27′ 29.7312″ [1]
Видимая звездная величина  (V)3.736 [2]
Характеристики
Спектральный типК2В [3]
Видимая величина  (B)4.61 [4]
Видимая звездная величина  (V)3.73 [4]
Видимая звездная величина  (J)2,228 ± 0,298 [5]
Видимая звездная величина  (H)1,880 ± 0,276 [5]
Видимая звездная величина  (К)1,776 ± 0,286 [5]
Цветовой индекс U−B+0,571 [2]
Цветовой индекс B−V+0,887 [2]
Тип переменнойBY Dra [4] [6]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )+16,376 ± 0,0019 [7]  км/с
Собственное движение (μ) RA:  −975,17 [1]  мсек / год
Декабрь:  19,49 [1]  мсек / год
Параллакс (π)311,37 ± 0,11  мсд [8]
Расстояние10,475 ± 0,004  световых лет
(3,212 ± 0,001  пк )
Абсолютная величина  (M V )6.19 [9]
Подробности
Масса0,82 ± 0,02 [10] [11]  М ☉
Радиус0,738 ± 0,003 [12]  Р ☉
Светимость0,32 ± 0,01 [12]  Л ☉
Поверхностная гравитация (log  g )4,63 ± 0,01 [13]  сгс
Температура5049 ± 48 [12]  К
Металличность [Fe/H]−0,08 ± 0,01 [13]  декс
Вращение11,4 дня [14]
Скорость вращения ( v  sin  i )2,4 ± 0,5 [15]  км/с
Возраст400–800 [16]  млн. лет
Другие обозначения
Ran, ε Eri , 18 Эридана , BD −09°697 , GJ  144, HD  22049, HIP  16537, HR  1084, SAO  130564, WDS J03330-0928 , LHS  1557 [4]
Ссылки на базы данных
СИМБАДЗвезда
планета б
планета с

Эпсилон Эридана ( латинизировано от ε Eridani ), собственное имя Ран , [17] — звезда в южном созвездии Эридана . При склонении −9,46° она видна с большей части поверхности Земли. Расположенная на расстоянии 10,5 световых лет (3,2 парсека ) от Солнца , она имеет видимую величину 3,73, что делает ее третьей по близости отдельной звездой (или звездной системой ), видимой невооруженным глазом .

Возраст звезды оценивается менее чем в миллиард лет. [18] Эта относительная молодость дает Эпсилон Эридана более высокий уровень магнитной активности, чем у Солнца , со звездным ветром в 30 раз сильнее. Период вращения звезды составляет 11,2 дня на экваторе. Эпсилон Эридана меньше и менее массивен, чем Солнце, и имеет более низкий уровень элементов тяжелее гелия . [19] Это звезда главной последовательности спектрального класса K2 с эффективной температурой около 5000  К (8500  °F ), что придает ей оранжевый оттенок. Она является кандидатом в члены движущейся группы звезд Большой Медведицы , которые имеют схожее движение через Млечный Путь , что подразумевает, что эти звезды имеют общее происхождение в рассеянном скоплении .

Периодические изменения лучевой скорости Эпсилон Эридана дали доказательства существования гигантской планеты, вращающейся вокруг нее, обозначенной как Эпсилон Эридана b . [20] Первоначально открытие планеты было спорным, [21] но большинство астрономов теперь считают планету подтвержденной. В 2015 году планете было дано собственное имя AEgir [ sic ]. [22] Планетная система Эпсилон Эридана также включает в себя диск обломков, состоящий из аналога пояса Койпера в 70 а.е. от звезды и теплой пыли между 3 а.е. и 20 а.е. от звезды. [23] [24] Разрыв в диске обломков между 20 и 70 а.е. подразумевает вероятное существование внешних планет в системе.

Как одна из ближайших звезд, подобных Солнцу , [25] Эпсилон Эридана была объектом нескольких наблюдений в поисках внеземного разума . Эпсилон Эридана появляется в научно-фантастических рассказах и предлагалась в качестве пункта назначения для межзвездных путешествий . [26] Из Эпсилон Эридана Солнце будет выглядеть как звезда в созвездии Змеи с видимой величиной 2,4. [примечание 1]

Номенклатура

ε Eridani , латинизированная как Epsilon Eridani , является обозначением звезды по Байеру . Несмотря на то, что это относительно яркая звезда, ранние астрономы не дали ей собственного имени . У нее есть несколько других каталожных обозначений . После ее открытия планета была обозначена Epsilon Eridani b , следуя обычной системе обозначений для внесолнечных планет .

Планета и ее звезда-хозяин были выбраны Международным астрономическим союзом (МАС) в рамках конкурса NameExoWorlds по присвоению собственных имен экзопланетам и их звездам-хозяевам, для некоторых систем, у которых еще не было собственных имен. [27] [28] Процесс включал в себя выдвижение кандидатур образовательными группами и публичное голосование за предложенные имена. [29] В декабре 2015 года МАС объявил победившими именами: Ран для звезды и AEgir [ sic ] для планеты. [22] Эти имена были представлены учениками 8-го класса средней школы Mountainside в Колберте, штат Вашингтон , США. Оба имени происходят из скандинавской мифологии : Ран — богиня моря, а Эгир , ее муж, — бог океана. [30]

В 2016 году МАС организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [31] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. В своем первом бюллетене от июля 2016 года [32] WGSN явно признала названия экзопланет и их звезд-хозяев, которые были получены в результате конкурса. Эпсилон Эридана теперь указан как Ран в Каталоге названий звезд МАС. [17] Профессиональные астрономы в основном продолжают называть эту звезду Эпсилон Эридана. [33]

В китайском языке天苑( Tiān Yuàn ), означающее Небесные Луга , относится к астеризму, состоящему из ε Эридана, γ Эридана , δ Эридана , π Эридана , ζ Эридана , η Эридана , π Кита , τ 1 Эридана , τ 2 Эридана , τ 3 Эридана , τ 4 Эридана , τ 5 Эридана , τ 6 Эридана , τ 7 Эридана , τ 8 Эридана и τ 9 Эридана . [34] Следовательно, китайское название самой ε Эридана —天苑四( Tian Yuàn sì , Четвертая [Звезда] Небесных Лугов.) [35]

История наблюдений

Верхняя фотография показывает область множества точечных звезд с цветными линиями, обозначающими созвездия. Нижнее изображение показывает несколько звезд и две белые линии.
Выше северная часть созвездия Эридана обозначена зеленым цветом, а Орион показан синим. Ниже увеличенный вид области в белом поле показывает местоположение Эпсилон Эридана на пересечении двух линий.

Каталогизация

Эпсилон Эридана был известен астрономам по крайней мере со II века нашей эры, когда Клавдий Птолемей ( греческий астроном из Александрии , Египет ) включил его в свой каталог из более чем тысячи звезд. Каталог был опубликован как часть его астрономического трактата Альмагест . Созвездие Эридан было названо Птолемеем – Ποταμού ( древнегреческое слово , означающее «река»), а Эпсилон Эридана был указан как его тринадцатая звезда. Птолемей назвал Эпсилон Эридана ό τών δ προηγούμενος ( древнегреческое слово , означающее «предшествующий из четырех») (здесь δ — число четыре). Это относится к группе из четырех звезд в Эридане: γ , π , δ и ε (10–13-я в списке Птолемея). ε является самой западной из них, и, таким образом, первой из четырех в видимом ежедневном движении неба с востока на запад. Современные исследователи каталога Птолемея обозначают ее запись как «P 784» (в порядке появления) и «Eri 13» . Птолемей описал звездную величину как 3. [36] [37]

Эпсилон Эридана был включен в несколько звездных каталогов средневековых исламских астрономических трактатов, которые были основаны на каталоге Птолемея: в «Книгу неподвижных звезд » ас-Суфи , опубликованную в 964 году, «Канон Масуда» аль-Бируни , опубликованный в 1030 году, и « Зидж -и Султани» Улугбека , опубликованный в 1437 году. Оценка ас-Суфи звездной величины Эпсилон Эридана была равна 3. Аль-Бируни цитирует звездные величины из Птолемея и ас-Суфи (для Эпсилон Эридана он приводит значение 4 как для величин Птолемея, так и для величин ас-Суфи; первоначальные значения обеих этих величин равны 3). Его номер в порядке появления - 786. [38] Улугбек провел новые измерения координат Эпсилон Эридана в своей обсерватории в Самарканде и приводит величины из Аль-Суфи (3 для Эпсилон Эридана). Современные обозначения его записи в каталоге Улугбека - "U 781" и "Eri 13" (последнее совпадает с обозначением каталога Птолемея). [36] [37]

В 1598 году Эпсилон Эридана был включен в звездный каталог Тихо Браге , переизданный в 1627 году Иоганном Кеплером как часть его «Таблиц Рудольфинов» . Этот каталог основан на наблюдениях Тихо Браге 1577–1597 годов, в том числе на острове Хвен в его обсерваториях Ураниборг и Стьернеборг . Порядковый номер Эпсилона Эридана в созвездии Эридана был 10, и он был обозначен Quae omnes quatuor antecedit ( на латыни «который предшествует всем четырем»); смысл тот же, что и описание Птолемея. Браге присвоил ему 3-ю звездную величину. [36] [39]

Обозначение Эпсилон Эридана Байером было установлено в 1603 году как часть Uranometria , звездного каталога, созданного немецким небесным картографом Иоганном Байером . Его каталог назначал буквы греческого алфавита группам звезд, принадлежащим к одному и тому же классу визуальной величины в каждом созвездии, начиная с альфа (α) для звезды в самом ярком классе. Байер не пытался упорядочить звезды по относительной яркости внутри каждого класса. Таким образом, хотя Эпсилон является пятой буквой в греческом алфавите, [40] звезда является десятой по яркости в Эридане . [41] В дополнение к букве ε Байер дал ей номер 13 (такой же, как и номер каталога Птолемея, как и многие числа Байера) и описал ее как Decima septima ( по-латыни «семнадцатая»). [примечание 2] Байер присвоил Эпсилон Эридана звездную величину 3. [42]

В 1690 году Эпсилон Эридана был включен в звездный каталог Яна Гевелия . Его порядковый номер в созвездии Эридана был 14, его обозначение было Tertia ( по-латыни «третий»), и ему была присвоена звездная величина 3 или 4 (источники различаются). [36] [43] В звездном каталоге английского астронома Джона Флемстида , опубликованном в 1712 году, Эпсилон Эридана получил обозначение Флемстида 18 Эридана, поскольку он был восемнадцатой каталогизированной звездой в созвездии Эридана в порядке увеличения прямого восхождения . [4] В 1818 году Эпсилон Эридана был включен в каталог Фридриха Бесселя , основанный на наблюдениях Джеймса Брэдли с 1750 по 1762 год, и имел звездную величину 4. [44] Он также появился в каталоге Николя Луи де Лакайля из 398 главных звезд, чья 307-звездная версия была опубликована в 1755 году в Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765 , [45] и чья полная версия была опубликована в 1757 году в Astronomiæ Fundamenta , Париж. [46] В издании 1831 года Фрэнсиса Бейли Эпсилон Эридана имеет номер 50. [47] Лакайль присвоил ему звездную величину 3. [45] [46] [47]

В 1801 году Эпсилон Эридана был включен в Histoire céleste française , каталог Жозефа Жерома Лефрансуа де Лаланда , содержащий около 50 000 звезд, основанный на его наблюдениях 1791–1800 годов, в котором наблюдения расположены во временном порядке. Он содержит три наблюдения Эпсилон Эридана. [примечание 3] [48] В 1847 году Фрэнсис Бейли опубликовал новое издание каталога Лаланда, содержащее большинство его наблюдений, в котором звезды были пронумерованы в порядке прямого восхождения . Поскольку каждое наблюдение каждой звезды было пронумеровано, а Эпсилон Эридана наблюдался три раза, он получил три номера: 6581, 6582 и 6583. [49] (Сегодня номера из этого каталога используются с префиксом «Лаланд» или «Лал». [50] ) Лаланд присвоил Эпсилон Эридана звездную величину 3. [48] [49] Также в 1801 году он был включен в каталог Иоганна Боде , в котором около 17 000 звезд были сгруппированы в 102 созвездия и пронумерованы (Эпсилон Эридана получил номер 159 в созвездии Эридана). Каталог Боде был основан на наблюдениях разных астрономов, включая самого Боде, но в основном на наблюдениях Лаланда и Лакайля (для южного неба). Боде присвоил Эпсилону Эридана величину 3. [51] В 1814 году Джузеппе Пиацци опубликовал второе издание своего звездного каталога (первое издание было опубликовано в 1803 году), основанное на наблюдениях в течение 1792–1813 годов, в котором более 7000 звезд были сгруппированы в 24 часа (0–23). Эпсилон Эридана имеет номер 89 в часе 3. Пиацци присвоил ему величину 4. [52] В 1918 году Эпсилон Эридана появился в Каталоге Генри Дрейпера с обозначением HD 22049 и предварительной спектральной классификацией K0. [53]

Обнаружение близости

На основе наблюдений между 1800 и 1880 годами было обнаружено, что Эпсилон Эридана имеет большое собственное движение по небесной сфере , которое оценивалось в три угловые секунды в год ( угловая скорость ). [54] Это движение означало, что она была относительно близка к Солнцу, [55] что делало ее звездой, представляющей интерес для целей измерения звездного параллакса . Этот процесс включает в себя регистрацию положения Эпсилон Эридана по мере того, как Земля движется вокруг Солнца, что позволяет оценить расстояние до звезды. [54] С 1881 по 1883 год американский астроном Уильям Л. Элкин использовал гелиометр в Королевской обсерватории на мысе Доброй Надежды , Южная Африка, чтобы сравнить положение Эпсилон Эридана с двумя близлежащими звездами. Из этих наблюдений был рассчитан параллакс в 0,14 ± 0,02 угловых секунды . [56] [57] К 1917 году наблюдатели уточнили свою оценку параллакса до 0,317 угловых секунд. [58] Современное значение 0,3109 угловых секунд эквивалентно расстоянию около 10,50 световых лет (3,22 пк). [1]

Околозвездные открытия

Неровное, разноцветное кольцо, расположенное вокруг пятиконечной звезды в середине, с самой сильной концентрацией ниже центра. Меньший овал, показывающий масштаб орбиты Плутона, находится в правом нижнем углу.
Изображение кольца пылевых частиц вокруг Эпсилон Эридана (вверху в центре) в субмиллиметровом диапазоне. Самые яркие области указывают на регионы с самой высокой концентрацией пыли.

Основываясь на очевидных изменениях в положении Эпсилон Эридана между 1938 и 1972 годами, Питер ван де Камп предположил, что невидимый компаньон с орбитальным периодом 25 лет вызывал гравитационные возмущения в его положении. [59] Это утверждение было опровергнуто в 1993 году Вульфом-Дитером Хайнцем , а ложное обнаружение было объяснено систематической ошибкой в ​​фотографических пластинках . [60]

Запущенный в 1983 году космический телескоп IRAS обнаружил инфракрасное излучение от звезд, близких к Солнцу, [61] включая избыточное инфракрасное излучение от Эпсилон Эридана. [62] Наблюдения показали, что диск мелкозернистой космической пыли вращается вокруг звезды; [62] этот диск мусора с тех пор был тщательно изучен. Доказательства существования планетной системы были обнаружены в 1998 году путем наблюдения асимметрии в этом пылевом кольце. Сгущение в распределении пыли можно объяснить гравитационным взаимодействием с планетой, вращающейся прямо внутри пылевого кольца. [63]

В 1987 году Брюс Кэмпбелл, Гордон Уокер и Стивенсон Янг объявили об обнаружении вращающегося планетарного объекта. [64] [65] С 1980 по 2000 год группа астрономов под руководством Арти П. Хатзеса проводила наблюдения лучевой скорости Эпсилон Эридана, измеряя доплеровское смещение звезды вдоль луча зрения . Они обнаружили доказательства того, что планета вращается вокруг звезды с периодом около семи лет. [20] Хотя в данных о лучевой скорости наблюдается высокий уровень шума из-за магнитной активности в ее фотосфере , [66] ожидается, что любая периодичность, вызванная этой магнитной активностью, будет демонстрировать сильную корреляцию с вариациями в линиях излучения ионизированного кальция ( линии Ca II H и K ). Поскольку такая корреляция не была обнаружена, наиболее вероятной причиной считался планетарный компаньон. [67] Это открытие было подтверждено астрометрическими измерениями Эпсилон Эридана, проведенными между 2001 и 2003 годами с помощью космического телескопа Хаббл , которые показали доказательства гравитационного возмущения Эпсилон Эридана планетой. [8]

SETI и предлагаемые исследования

В 1960 году физики Филип Моррисон и Джузеппе Коккони предположили, что внеземные цивилизации могут использовать радиосигналы для связи. [68] Проект Ozma , возглавляемый астрономом Фрэнком Дрейком , использовал телескоп Tatel для поиска таких сигналов от близлежащих звезд, подобных Солнцу, Эпсилон Эридана и Тау Кита . Системы наблюдались на частоте излучения нейтрального водорода , 1420 МГц (21 см). Никаких сигналов разумного внеземного происхождения обнаружено не было. [69] Дрейк повторил эксперимент в 2010 году с тем же отрицательным результатом. [68] Несмотря на отсутствие успеха, Эпсилон Эридана на протяжении многих лет оставался в научно-фантастической литературе и телевизионных шоу после новостей о первоначальном эксперименте Дрейка. [70]

В исследовании корпорации RAND Corporation 1964 года «Обитаемые планеты для человека» , проведенном ученым-космонавтом Стивеном Х. Доулом, вероятность нахождения пригодной для жизни планеты на орбите Эпсилон Эридана оценивалась в 3,3%. Среди известных близлежащих звезд она была указана среди 14 звезд, которые, как считалось, с наибольшей вероятностью имеют пригодную для жизни планету. [71]

Уильям И. Маклафлин предложил новую стратегию поиска внеземного разума ( SETI ) в 1977 году. Он предположил, что широко наблюдаемые события, такие как взрывы новых звезд , могут использоваться разумными инопланетянами для синхронизации передачи и приема своих сигналов. Эта идея была проверена Национальной радиоастрономической обсерваторией в 1988 году, которая использовала вспышки Новой Лебедя 1975 года в качестве таймера. Пятнадцать дней наблюдений не показали никаких аномальных радиосигналов, исходящих от Эпсилон Эридана. [72]

Из-за близости и свойств Эпсилон Эридана, подобных свойствам Солнца, в 1985 году физик и писатель Роберт Л. Форвард рассматривал систему как вероятную цель для межзвездных путешествий . [73] В следующем году Британское межпланетное общество предложило Эпсилон Эридана в качестве одной из целей в своем исследовании проекта Дедал . [74] Система продолжала оставаться среди целей таких предложений, как проект Икар в 2011 году. [26]

Благодаря своему близкому расположению Эпсилон Эридана была среди целевых звезд для проекта «Феникс» — микроволнового исследования 1995 года на предмет сигналов от внеземного разума. [75] К 2004 году в рамках проекта было проверено около 800 звезд, но никаких сигналов обнаружено не было. [76]

Характеристики

Светящийся оранжевый шар на левой половине и чуть больший светящийся желтый шар на правой половине на черном фоне.
Иллюстрация относительных размеров Эпсилон Эридана (слева) и Солнца (справа)

Находясь на расстоянии 10,50 световых лет (3,22 парсека), Эпсилон Эридана является 13-й ближайшей известной звездой (и девятой ближайшей одиночной звездой или звездной системой ) к Солнцу по состоянию на 2014 год. [9] Ее близость делает ее одной из наиболее изученных звезд своего спектрального типа . [77] Эпсилон Эридана расположена в северной части созвездия Эридан, примерно в 3° к востоку от немного более яркой звезды Дельта Эридана . При склонении −9,46° Эпсилон Эридана можно наблюдать с большей части поверхности Земли в подходящее время года. Только к северу от широты 80° N она постоянно скрыта за горизонтом. [78] Видимая звездная величина 3,73 может затруднить наблюдение из городской местности невооруженным глазом, поскольку ночное небо над городами закрыто световым загрязнением . [79]

Эпсилон Эридана имеет предполагаемую массу 0,82 солнечных масс [10] [11] и радиус 0,738 солнечных радиусов . [12] Он светит со светимостью всего 0,34 солнечных светимостей . [80] Оценочная эффективная температура составляет 5084 К. [81] Имея звездную классификацию K2 V, это вторая по близости звезда главной последовательности класса K (после Альфы Центавра B). [9] С 1943 года спектр Эпсилон Эридана служил одной из стабильных опорных точек, по которой классифицируются другие звезды. [82] Его металличность , доля элементов тяжелее гелия , немного ниже, чем у Солнца. [83] В хромосфере Эпсилон Эридана , области внешней атмосферы, расположенной прямо над излучающей свет фотосферой , содержание железа оценивается в 74% от солнечного значения. [83] Доля лития в атмосфере в пять раз меньше, чем в Солнце . [84]

Классификация Эпсилон Эридана по типу K указывает на то, что спектр имеет относительно слабые линии поглощения от поглощения водородом ( линии Бальмера ), но сильные линии нейтральных атомов и однократно ионизированного кальция (Ca II). Класс светимости V (карликовый) присваивается звездам, которые претерпевают термоядерный синтез водорода в своем ядре. Для звезды главной последовательности типа K этот синтез доминирует протон-протонная цепная реакция , в которой серия реакций эффективно объединяет четыре ядра водорода, образуя ядро ​​гелия. Энергия, высвобождаемая при синтезе, переносится наружу из ядра посредством излучения , что приводит к отсутствию чистого движения окружающей плазмы. За пределами этой области, в оболочке, энергия переносится в фотосферу посредством конвекции плазмы , откуда она затем излучается в космос. [85]

Магнитная активность

Эпсилон Эридана имеет более высокий уровень магнитной активности , чем Солнце, и поэтому внешние части его атмосферы ( хромосфера и корона ) более динамичны. Средняя напряженность магнитного поля Эпсилон Эридана по всей поверхности составляет(1,65 ± 0,30) × 10−2 тесла  , [86] что более чем в сорок раз больше, чем (5–40) × 10−5 Тл напряженности магнитного поля в фотосфере Солнца. [87] Магнитные свойства можно смоделировать, предположив, что области с магнитным потоком около 0,14 Тл случайным образом покрывают приблизительно 9% фотосферы, тогда как остальная часть поверхности свободна от магнитных полей. [88] Общая магнитная активность Эпсилон Эридана показывает сосуществование2,95 ± 0,03 и12,7 ± 0,3 года циклов активности. [84] Если предположить, что его радиус не меняется в течение этих интервалов, то долгосрочное изменение уровня активности, по-видимому, приводит к изменению температуры на 15 К, что соответствует изменению визуальной величины (V) на 0,014. [89]

Магнитное поле на поверхности Эпсилон Эридана вызывает изменения в гидродинамическом поведении фотосферы. Это приводит к большему дрожанию во время измерений ее лучевой скорости . Изменения в 15 мс −1 были измерены в течение 20-летнего периода, что намного выше погрешности измерения в 3 мс −1 . Это затрудняет интерпретацию периодичностей в лучевой скорости Эпсилон Эридана, например, вызванных вращающейся планетой. [66]

Кривая блеска для Эпсилон Эридана, показывающая средние значения звездных величин в полосах b и y между 2014 и 2021 годами. [14] На врезке показано периодическое изменение за период вращения 12,3 дня. [90]

Эпсилон Эридана классифицируется как переменная BY Дракона , потому что у нее есть области более высокой магнитной активности, которые входят и выходят из линии видимости по мере ее вращения. [6] Измерение этой вращательной модуляции предполагает, что ее экваториальная область вращается со средним периодом 11,2 дня, [15] что составляет менее половины периода вращения Солнца. Наблюдения показали, что Эпсилон Эридана изменяется на величину до 0,050 по V из-за звездных пятен и другой кратковременной магнитной активности. [90] Фотометрия также показала, что поверхность Эпсилон Эридана, как и Солнце, претерпевает дифференциальное вращение , т. е. период вращения на экваторе отличается от такового на высоких широтах . Измеренные периоды варьируются от 10,8 до 12,3 дня. [89] [примечание 4] Осевой наклон Эпсилон Эридана по направлению к линии видимости с Земли весьма неопределенен: оценки варьируются от 24° до 72°. [15]

Высокий уровень хромосферной активности, сильное магнитное поле и относительно высокая скорость вращения Эпсилон Эридана характерны для молодой звезды. [91] Большинство оценок возраста Эпсилон Эридана помещают его в диапазон от 200 миллионов до 800 миллионов лет. [18] Низкое содержание тяжелых элементов в хромосфере Эпсилон Эридана обычно указывает на более старую звезду, поскольку межзвездная среда (из которой образуются звезды) постоянно обогащается более тяжелыми элементами, произведенными более старыми поколениями звезд. [92] Эта аномалия может быть вызвана процессом диффузии , который перенес некоторые из более тяжелых элементов из фотосферы в область ниже конвективной зоны Эпсилон Эридана . [93]

Рентгеновская светимость Эпсилон Эридана составляет около2 × 10 28  эрг · с –1 (2 × 10 21  Вт ). Он более яркий в рентгеновских лучах, чем Солнце в пике активности . Источником этого сильного рентгеновского излучения является горячая корона Эпсилон Эридана. [94] [95] Корона Эпсилон Эридана кажется больше и горячее, чем у Солнца, с температурой3,4 × 10 6  K , измерено путем наблюдения за ультрафиолетовым и рентгеновским излучением короны. [96] Он демонстрирует циклическое изменение рентгеновского излучения, которое согласуется с циклом магнитной активности. [97]

Звездный ветер , испускаемый Эпсилон Эридана, расширяется до тех пор, пока не столкнется с окружающей межзвездной средой из диффузного газа и пыли, в результате чего образуется пузырь нагретого водородного газа ( астросфера , эквивалент гелиосферы , окружающей Солнце). Спектр поглощения этого газа был измерен с помощью космического телескопа Хаббл , что позволило оценить свойства звездного ветра. [96] Горячая корона Эпсилон Эридана приводит к скорости потери массы в звездном ветре Эпсилон Эридана, которая в 30 раз выше, чем у Солнца. Этот звездный ветер создает астросферу, охватывающую около 8000 а.е. (0,039 пк) и содержащую ударную волну , которая находится в 1600 а.е. (0,0078 пк) от Эпсилон Эридана. На своем расчетном расстоянии от Земли эта астросфера охватывает 42 угловые минуты, что шире видимого размера полной Луны. [98]

Кинематика

Эпсилон Эридана имеет высокое собственное движение , двигаясь со скоростью −0,976 угловых секунд в год по прямому восхождению (небесный эквивалент долготы) и 0,018 угловых секунд в год по склонению (небесная широта), что в общей сложности составляет 0,962 угловых секунд в год. [1] [примечание 5] Звезда имеет лучевую скорость +15,5 км/с (35 000 миль в час) (от Солнца). [100] Компоненты пространственной скорости Эпсилон Эридана в галактической системе координат составляют (U, V, W) = (−3, +7, −20) км/с , что означает, что она движется в пределах Млечного Пути на среднем галактоцентрическом расстоянии 28,7 тысяч световых лет (8,79 килопарсеков) от ядра по орбите с эксцентриситетом 0,09. [101] Положение и скорость Эпсилон Эридана указывают на то, что он может быть членом Движущейся группы Большой Медведицы , члены которой разделяют общее движение в пространстве. Такое поведение предполагает, что движущаяся группа возникла в открытом скоплении , которое с тех пор рассеялось. [102] Предполагаемый возраст этой группы составляет 500±100 миллионов лет, [103] что находится в пределах оценок возраста Эпсилон Эридана.

За последний миллион лет, как полагают, три звезды приблизились на расстояние 7 световых лет (2,1 пк) к Эпсилон Эридана. Самым последним и близким из этих столкновений было со звездой Каптейна , которая приблизилась на расстояние около 3 световых лет (0,92 пк) примерно 12 500 лет назад. Два более далеких столкновения были с Сириусом и Россом 614. Ни одно из этих столкновений, как полагают, не было достаточно близким, чтобы повлиять на околозвездный диск, вращающийся вокруг Эпсилон Эридана. [104]

Эпсилон Эридана приблизился к Солнцу на максимально близкое расстояние около 105 000 лет назад, когда их разделяло 7 световых лет (2,1 пк). [105] На основе моделирования близких сближений с близлежащими звездами, двойная звездная система Люйтен 726-8 , включающая переменную звезду UV Кита , столкнется с Эпсилон Эридана примерно через 31 500 лет на минимальном расстоянии около 0,9 световых лет (0,29 парсека). Они будут находиться на расстоянии менее 1 светового года (0,3 парсека) друг от друга в течение примерно 4600 лет. Если у Эпсилон Эридана есть облако Оорта , Люйтен 726-8 может гравитационно возмущать некоторые из его комет с длинными орбитальными периодами . [106] [ ненадежный источник? ]

Планетная система

Планетная система Эпсилон Эридана [107] [23] [24] [108]
Компаньон
(в порядке от звезды)		МассаБольшая полуось
( AU )		Орбитальный период
( дни )		ЭксцентриситетНаклонРадиус
Пояс астероидов~1,5−2,0 (или 3–4) AU——
б (АЭгир) [109]0,76+0,14
−0,11 М Дж		3,53 ± 0,062,688.60+16.17
−16.51		0,26 ± 0,04166.48+6,63
−6,66°		—
Пояс астероидов~8–20 а.е.——
Главный пояс65–75 АЕ33,7° ± 0,5 °—

Диск обломков

Звезда видна в центре, а кольцо показывает главный пояс осколочного диска, который находится в 70 астрономических единицах от звезды. Пояс выглядит эллиптическим, поскольку он слегка наклонен от плоскости. Помимо звезды, на изображении видны еще два точечных источника (один совпадает с поясом). Это фоновые галактики, не входящие в систему эпсилон Эридана.
Изображение системы эпсилон Эридана, полученное с помощью Атакамской большой миллиметровой/субмиллиметровой антенной решетки (ALMA) на длине волны 1,3 мм. [24]

Инфракрасный избыток вокруг Эпсилон Эридана был обнаружен IRAS [62] , что указывает на присутствие околозвездной пыли. Наблюдения с помощью телескопа Джеймса Клерка Максвелла (JCMT) на длине волны 850 мкм показывают расширенный поток излучения до углового радиуса 35 угловых секунд вокруг Эпсилон Эридана, впервые разрешая диск обломков. С тех пор были получены изображения с более высоким разрешением с помощью Atacama Large Millimeter Array , показывающие, что пояс расположен в 70 а.е. от звезды и имеет ширину всего 11 а.е. [110] [24] Диск наклонен на 33,7° от плоскости, что делает его эллиптическим.

Пыль и, возможно, водяной лед из этого пояса мигрируют внутрь из-за сопротивления звездного ветра и процесса, посредством которого звездное излучение заставляет пылинки медленно двигаться по спирали к Эпсилон Эридана, известного как эффект Пойнтинга-Робертсона . [111] В то же время эти частицы пыли могут быть разрушены посредством взаимных столкновений. Масштаб времени для того, чтобы вся пыль в диске была очищена этими процессами, меньше, чем предполагаемый возраст Эпсилон Эридана. Следовательно, текущий пылевой диск должен был быть создан столкновениями или другими эффектами более крупных родительских тел, и диск представляет собой позднюю стадию в процессе формирования планеты. Для поддержания диска в его текущем состоянии в течение его предполагаемого возраста потребовались бы столкновения между родительскими телами массой в 11 масс Земли. [107]

На двух верхних иллюстрациях показаны коричневые овальные полосы для поясов астероидов и овальные линии для известных планетных орбит со светящейся звездой в центре. Вторая коричневая полоса уже первой. На двух нижних иллюстрациях показаны серые полосы для поясов комет, овальные линии для планетарных орбит и светящиеся звезды в центре. Нижняя серая полоса намного шире верхней серой полосы.
Сравнение планет и поясов обломков в Солнечной системе с системой Эпсилон Эридана. Вверху — пояс астероидов и внутренние планеты Солнечной системы. Вторые сверху — предполагаемый внутренний пояс астероидов и планета b Эпсилон Эридана. Нижние иллюстрации показывают соответствующие особенности для внешних систем двух звезд.

Диск содержит предполагаемую массу пыли, равную одной шестой массы Луны, с отдельными пылевыми зернами размером более 3,5 мкм при температуре около 55 К. Эта пыль образуется в результате столкновения комет, диаметр которых составляет от 10 до 30 км, а общая масса в 5–9 раз больше массы Земли. Это похоже на предполагаемые 10 масс Земли в первичном поясе Койпера. [112] [113] Диск вокруг Эпсилон Эридана содержит менее 2,2 × 10 17 кг оксида углерода . Этот низкий уровень предполагает малое количество летучих комет и ледяных планетезималей по сравнению с поясом Койпера. [114]

Изображения JCMT показывают признаки комковатой структуры в поясе, что может быть объяснено гравитационным возмущением от планеты, названной Эпсилон Эридана c. Предполагается, что комки в пыли возникают на орбитах, которые имеют целочисленный резонанс с орбитой предполагаемой планеты. Например, область диска, которая завершает две орбиты за каждые три орбиты планеты, находится в орбитальном резонансе 3:2 . [115] Планета, предположительно вызывающая эти возмущения, по прогнозам, имеет большую полуось от 40 до 50 а.е. [116] [117] [24] Однако с тех пор самые яркие комки были идентифицированы как фоновые источники, а существование остальных комков остается предметом споров. [118]

Пыль также присутствует ближе к звезде. Наблюдения с космического телескопа НАСА Spitzer показывают, что Эпсилон Эридана на самом деле имеет два пояса астероидов и облако экзозодиакальной пыли . Последнее является аналогом зодиакальной пыли , которая занимает плоскость Солнечной системы . Один пояс находится примерно в том же положении, что и пояс в Солнечной системе, вращаясь на расстоянии 3,00 ± 0,75 а.е. от Эпсилон Эридана, и состоит из силикатных зерен диаметром 3  мкм и общей массой около 10 18  кг. Если планета Эпсилон Эридана b существует, то этот пояс вряд ли имел источник за пределами орбиты планеты, поэтому пыль могла быть создана путем фрагментации и кратерирования более крупных тел, таких как астероиды . [119] Второй, более плотный пояс, скорее всего, также населенный астероидами, находится между первым поясом и внешним кометным диском. Структура поясов и пылевого диска предполагает, что для поддержания этой конфигурации необходимо более двух планет в системе Эпсилон Эридана. [107] [120]

В альтернативном сценарии экзозодиакальная пыль может быть образована во внешнем поясе. Затем эта пыль переносится внутрь мимо орбиты Эпсилон Эридана b. Если принять во внимание столкновения между пылевыми частицами, пыль будет воспроизводить наблюдаемый инфракрасный спектр и яркость. За пределами радиуса сублимации льда , расположенного за пределами 10 а.е. от Эпсилон Эридана, где температуры падают ниже 100 К, наилучшее соответствие наблюдениям происходит, когда предполагается смесь льда и силикатной пыли. Внутри этого радиуса пыль должна состоять из силикатных частиц, в которых отсутствуют летучие вещества . [111]

Внутренняя область вокруг Эпсилон Эридана, от радиуса 2,5 а.е. внутрь, кажется, свободна от пыли вплоть до предела обнаружения телескопа MMT 6,5 м . Пылинки в этой области эффективно удаляются за счет сопротивления звездного ветра, в то время как наличие планетной системы также может помочь сохранить эту область свободной от мусора. Тем не менее, это не исключает возможности того, что может присутствовать внутренний пояс астероидов с общей массой, не превышающей массу пояса астероидов в Солнечной системе. [121]

Долгопериодические планеты

Яркий источник света справа окружен кометами и двумя овальными поясами мусора. Слева — желто-оранжевый полумесяц планеты.
Представление художника, показывающее два пояса астероидов и планету, вращающуюся вокруг Эпсилон Эридана.

Как одна из ближайших к Солнцу звезд, Эпсилон Эридана была целью многих попыток поиска планетарных компаньонов. [20] [18] Ее хромосферная активность и изменчивость означают, что поиск планет методом лучевых скоростей затруднен, поскольку звездная активность может создавать сигналы, имитирующие присутствие планет. [122] Поиски экзопланет вокруг Эпсилон Эридана с помощью прямых изображений оказались безуспешными. [67] [123]

Инфракрасные наблюдения показали, что в этой системе нет тел с массой в три или более масс Юпитера , по крайней мере, на расстоянии 500 а.е. от родительской звезды. [18] Планеты с массой и температурой, схожими с массой и температурой Юпитера, должны быть обнаружены Spitzer на расстояниях более 80 а.е. Одна долгопериодическая планета размером примерно с Юпитер была обнаружена и охарактеризована как методами лучевой скорости, так и астрометрическими методами. [108] Планеты, более чем на 150% массивнее Юпитера, могут быть исключены на внутреннем крае диска обломков на расстоянии 30–35 а.е. [16]

Планета b (AEgir)

Называемая Эпсилон Эридана b , эта планета была объявлена ​​в 2000 году, но открытие оставалось спорным в течение примерно следующих двух десятилетий. Всестороннее исследование в 2008 году назвало обнаружение «предварительным» и описало предложенную планету как «давно подозреваемую, но все еще неподтвержденную». [107] Многие астрономы считали, что доказательства достаточно убедительны, чтобы они считали открытие подтвержденным. [18] [111] [119] [123] Открытие было подвергнуто сомнению в 2013 году, поскольку программа поиска в обсерватории Ла Силья не подтвердила его существование. [124] Дальнейшие исследования с 2018 года постепенно подтвердили существование планеты с помощью комбинации лучевой скорости и астрометрии. [125] [126] [127] [128] [108]

Слева — затененный сферический красный объект, окруженный кольцом, с меньшим полумесяцем в нижнем центре, изображающим луну. Справа — светящийся источник, разделенный пополам линией, представляющей диск обломков.
Художественное представление Эпсилон Эридана b, вращающегося в зоне, очищенной от пыли. Вокруг планеты находятся предполагаемые кольца и луны.

Опубликованные источники по-прежнему расходятся во мнениях относительно основных параметров планеты. Последние значения ее орбитального периода варьируются от 7,3 до 7,6 лет, [108] оценки размера ее эллиптической орбиты — большой полуоси — варьируются от 3,38 а.е. до 3,53 а.е., [129] [130] и приближения ее орбитального эксцентриситета варьируются от 0,055 до 0,26. [108]

Первоначально масса планеты была неизвестна, но нижний предел можно было оценить на основе орбитального смещения Эпсилон Эридана. Была известна только составляющая смещения вдоль линии визирования на Землю, что дает значение для формулы m  sin  i , где m — масса планеты, а i — наклонение орбиты . Оценки значения m sin i варьировались от 0,60 масс Юпитера до 1,06 масс Юпитера, [129] [130] что устанавливает нижний предел для массы планеты (поскольку функция синуса имеет максимальное значение 1). Взяв m sin i в середине этого диапазона на уровне 0,78 и оценив наклонение в 30°, как было предложено астрометрией Хаббла , это дает значение 1,55 ± 0,24 масс Юпитера для массы планеты. [8] Более поздние астрометрические исследования обнаружили меньшие массы, в диапазоне от 0,63 до 0,78 масс Юпитера. [108]

Из всех измеренных параметров этой планеты значение орбитального эксцентриситета является наиболее неопределенным. Эксцентриситет 0,7, предложенный некоторыми более старыми исследованиями [8], не согласуется с наличием предполагаемого пояса астероидов на расстоянии 3 а.е. Если бы эксцентриситет был таким высоким, планета прошла бы через пояс астероидов и очистила бы его примерно за десять тысяч лет. Если пояс существовал дольше этого периода, что кажется вероятным, это накладывает верхний предел на эксцентриситет Эпсилон Эридана b около 0,10–0,15. [119] [120] Если пылевой диск вместо этого образуется из внешнего диска обломков, а не из-за столкновений в поясе астероидов, то для объяснения распределения пыли не нужны никакие ограничения на орбитальный эксцентриситет планеты. [111]

Потенциальная пригодность для обитания

Эпсилон Эридана является целью для программ по поиску планет, поскольку обладает свойствами, которые позволяют сформироваться планете, похожей на Землю. Хотя эта система не была выбрана в качестве основного кандидата для ныне отмененного Terrestrial Planet Finder , она была целевой звездой для предложенной NASA миссии Space Interferometry Mission по поиску планет размером с Землю. [131] Близость, свойства, подобные солнцу, и предполагаемые планеты Эпсилон Эридана также сделали ее предметом многочисленных исследований на тему, можно ли отправить межзвездный зонд к Эпсилон Эридана. [73] [74] [132]

Радиус орбиты, на котором звездный поток от Эпсилон Эридана соответствует солнечной постоянной — где излучение соответствует выходу Солнца на орбитальном расстоянии Земли — составляет 0,61 а.е. [133] Это находится в пределах максимальной обитаемой зоны предполагаемой планеты земного типа, вращающейся вокруг Эпсилон Эридана, которая в настоящее время простирается примерно от 0,5 до 1,0 а.е. По мере того, как Эпсилон Эридана стареет в течение периода в 20 миллиардов лет, чистая светимость будет увеличиваться, заставляя эту зону медленно расширяться наружу примерно до 0,6–1,4 а.е. [134] Наличие большой планеты с сильно эллиптической орбитой вблизи обитаемой зоны Эпсилон Эридана снижает вероятность того, что планета земного типа будет иметь стабильную орбиту в пределах обитаемой зоны. [135]

Молодая звезда, такая как Эпсилон Эридана, может производить большое количество ультрафиолетового излучения, которое может быть вредным для жизни, но, с другой стороны, это более холодная звезда, чем Солнце, и поэтому изначально производит меньше ультрафиолетового излучения. [21] [136] Радиус орбиты, где поток ультрафиолетового излучения соответствует потоку на ранней Земле, составляет чуть менее 0,5 а.е. [21] Поскольку это на самом деле немного ближе к звезде, чем обитаемая зона, это привело некоторых исследователей к выводу, что энергии от ультрафиолетового излучения, достигающего обитаемой зоны, недостаточно для того, чтобы жизнь когда-либо зародилась вокруг молодой Эпсилон Эридана. [136]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ От Эпсилон Эридана Солнце будет появляться на диаметрально противоположной стороне неба в точке с координатами RA= 15 ч 32 м 55,84496 с , Dec=+09° 27′ 29,7312″, которая находится вблизи Альфы Змеи . Абсолютная величина Солнца составляет 4,83, [a] поэтому на расстоянии 3,212 парсека Солнце будет иметь видимую величину: , [b] предполагая пренебрежимо малое поглощение (A V ) для близлежащей звезды. Ссылка: м = М в + 5 ⋅ бревно 10 ⁡ ( 3.212 / 10 ) + А В = 2.36 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}m=M_{v}+5\cdot \log _{10}(3,212/10)+A_{V}=2,36\end{smallmatrix}}}
    1. Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998), Галактическая астрономия, Princeton University Press, стр. 56, ISBN 0-691-02565-7
    2. Карттунен, Ханну; и др. (2013), Фундаментальная астрономия, Springer Science & Business Media, стр. 103, ISBN 978-3-662-03215-2
  2. ^ Это потому, что Байер обозначил 21 звезду в северной части Эридана, предшествующую вдоль «реки» с востока на запад, начиная с β ( Supra pedem Orionis in flumine, prima , что означает над стопой Ориона в реке, первая ) до двадцать первой, σ ( Vigesima prima , то есть двадцать первая ). Эпсилон Эридана была семнадцатой в этой последовательности. Эти 21 звезда : β, λ, ψ, b, ω, μ, c, ν, ξ, ο (две звезды), d, A, γ, π, δ, ε, ζ, ρ, η, σ. [42]
  3. ↑ 1796 17 сентября (стр. 246), 1796 3 декабря (стр. 248) и 1797 13 ноября (стр. 307)
  4. ^ Период вращения P β на широте β определяется по формуле:
    п β = P eq /(1 - k sin β )
    где P eq — период экваториального вращения, а k — параметр дифференциального вращения. Значение этого параметра оценивается в диапазоне:
    0,03 ≤ к ≤ 0,10 [15]
  5. ^ Полное собственное движение μ можно вычислить из:
    μ 2 = (μ α cos δ) 2 + μ δ 2
    где μ α — собственное движение по прямому восхождению, μ δ — собственное движение по склонению, а δ — склонение. [99] Это дает:
    µ 2 = (−975,17 · cos(−9,458°)) 2 + 19,49 2 = 925658,1
    или μ равно 962,11.

Ссылки

  1. ^ abcdef van Leeuwen, Floor (ноябрь 2007 г.), «Проверка новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752v1 , Bibcode : 2007A&A...474..653V, doi : 10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600. Примечание: см. каталог VizieR I/311.
  2. ^ abc Cousins, AWJ (1984), «Стандартизация широкополосной фотометрии экваториальных стандартов», Южноафриканские астрономические обсерватории , 8 : 59, Bibcode : 1984SAAOC...8...59C.
  3. ^ Грей, РО и др. (июль 2006 г.), «Вклад в проект «Близлежащие звезды» (NStars): спектроскопия звезд, появившихся раньше M0 в пределах 40 пк — Южная выборка», The Astronomical Journal , 132 (1): 161–170, arXiv : astro-ph/0603770 , Bibcode : 2006AJ....132..161G, doi : 10.1086/504637, S2CID  119476992.
  4. ^ abcde «V* eps Eri – переменная типа BY Dra», SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , получено 5 ноября 2010 г.
  5. ^ abc Cutri, RM; et al. (июнь 2003 г.), "Каталог точечных источников всего неба IRSA 2MASS, инфракрасный научный архив NASA/IPAC", Каталог точечных источников всего неба IRSA 2MASS , Bibcode : 2003tmc..book.....C.
  6. ^ ab "GCVS query=eps Eri", Генеральный каталог переменных звезд , Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга , Москва, Россия , дата обращения 20 мая 2009 г.
  7. ^ Субиран, К.; Ясневич Г.; Шемин, Л.; Зурбах, К.; Бруйе, Н.; Пануццо, П.; Сарторетти, П.; Кац, Д.; Ле Кампион, Ж.-Ф.; Маршал, О.; Хестроффер, Д.; Тевенен, Ф.; Крифо, Ф.; Удри, С.; Кроппер, М.; Сиброк, Г.; Виала, Ю.; Бенсон, К.; Бломм, Р.; Жан-Антуан, А.; Хакл, Х.; Смит, М.; Бейкер, С.Г.; Дамерджи, Ю.; Долдинг, К.; Фрема, Ю.; Госсет, Э.; Герье, А.; Гай, LP; Хайгрон, Р.; Янсен, К.; Плам, Г.; Фабр, К.; Ласне, Ю.; Пайллер, Ф.; Панем, К.; Риклет, Ф.; Ройер, Ф.; Тауран, Г.; Цвиттер, Т.; Геген, А.; Турон, К. (2018). «Выпуск данных Гайи 2». Астрономия и астрофизика . 616 . EDP-науки: A7. arXiv : 1804.09370 . Бибкод : 2018A&A...616A...7S. дои : 10.1051/0004-6361/201832795. ISSN  0004-6361. S2CID  247759802.
  8. ^ abcd Бенедикт, Г. Фриц; и др. (Ноябрь 2006 г.), «Внесолнечная планета ɛ Эридана b: Орбита и масса», The Astronomical Journal , 132 (5): 2206–2218, arXiv : astro-ph/0610247 , Bibcode : 2006AJ....132.2206B, doi :10.1086/508323, S2CID  18603036.
  9. ^ abc Staff (8 июня 2007 г.), Сто ближайших звездных систем, Исследовательский консорциум по ближайшим звездам , получено 29 ноября 2007 г.
  10. ^ ab Гонсалес, Г.; Карлсон, МК; Тобин, РВ (апрель 2010 г.), «Родительские звезды внесолнечных планет – X. Lithium plenty of 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 , S2CID  118520284.См. таблицу 3.
  11. ^ ab Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas (2011), «Подтверждение фундаментальных параметров экзопланетной звезды-хозяина эпсилон Эридана с использованием оптического интерферометра ВМС», The Astrophysical Journal , 748 (1): 72, arXiv : 1112.0447 , Bibcode : 2012ApJ...748...72B, doi : 10.1088/0004-637X/748/1/72, S2CID  124270967.
  12. ^ abcd Rains, Adam D.; Ireland, Michael J.; White, Timothy R.; Casagrande, Luca; Karovicova, I. (1 апреля 2020 г.). «Точные угловые диаметры для 16 южных звезд с VLTI/PIONIER». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 493 (2): 2377–2394. arXiv : 2004.02343 . doi : 10.1093/mnras/staa282 . ISSN  0035-8711.
  13. ^ аб Субиран, К.; Криви, OL; Лагард, Н.; Бруйе, Н.; Жофре, П.; Касамикела, Л.; Хейтер, У.; Агилера-Гомес, К.; Виталий С.; Уорли, К.; де Брито Сильва, Д. (1 февраля 2024 г.). «Эталонные звезды Gaia FGK: фундаментальный Teff и log g третьей версии». Астрономия и астрофизика . 682 : А145. arXiv : 2310.11302 . Бибкод : 2024A&A...682A.145S. дои : 10.1051/0004-6361/202347136. ISSN  0004-6361.
  14. ^ ab Roettenbacher, Rachael M.; Cabot, Samuel HC; Fischer, Debra A.; Monnier, John D.; Henry, Gregory W.; Harmon, Robert O.; Korhonen, Heidi; Brewer, John M.; Llama, Joe; Petersburg, Ryan R.; Zhao, Lily L.; Kraus, Stefan; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Anugu, Narsireddy; Davies, Claire L.; Gardner, Tyler; Lanthermann, Cyprien; Schaefer, Gail; Setterholm, Benjamin; Clark, Catherine A.; Jorstad, Svetlana G.; Kuehn, Kyler; Левин, Стивен (январь 2022 г.), «EXPRES. III. Выявление сигнатуры радиальной скорости звездной активности ϵ Эридана с помощью фотометрии и интерферометрии», The Astronomical Journal , 163 (1): 19, arXiv : 2110.10643 , Bibcode : 2022AJ....163...19R, doi : 10.3847/1538-3881/ac3235 , S2CID  239049996.
  15. ^ abcd Фрелих, Х.-Э. (декабрь 2007 г.), «Дифференциальное вращение Эпсилон Эри по данным MOST», Astronomische Nachrichten , 328 (10): 1037–1039, arXiv : 0711.0806 , Bibcode : 2007AN....328.1037F, doi :10.1002/asna.200710876, S2CID  11263751.
  16. ^ ab Janson, Markus; et al. (февраль 2015 г.), «Высококонтрастные изображения с Spitzer: глубокие наблюдения Веги, Фомальгаута и ε Эридана», Astronomy & Astrophysics , 574 : 10, arXiv : 1412.4816 , Bibcode : 2015A&A...574A.120J, doi : 10.1051/0004-6361/201424944, S2CID  118656652, A120.
  17. ^ ab "Каталог звездных имен МАС" . Получено 28 июля 2016 г.
  18. ^ abcde Janson, M.; et al. (сентябрь 2008 г.), «Комплексное исследование системы ε Эридана. Проверка подхода к получению высококонтрастных изображений с узкополосным диапазоном 4 мкм для поиска планет», Astronomy and Astrophysics , 488 (2): 771–780, arXiv : 0807.0301 , Bibcode : 2008A&A...488..771J, doi : 10.1051/0004-6361:200809984, S2CID  119113471.
  19. ^ Ди Фолко, Э. и др. (ноябрь 2004 г.), «Интерферометрические наблюдения звезд типа Веги в ближнем ИК-диапазоне на VLTI. Радиус и возраст α PsA, β Leo, β Pic, ε Eri и τ Cet», Astronomy and Astrophysics , 426 (2): 601–617, Bibcode : 2004A&A...426..601D, doi : 10.1051/0004-6361:20047189 .
  20. ^ abc Hatzes, Арти П.; и др. (декабрь 2000 г.), «Доказательства существования долгопериодической планеты, вращающейся вокруг ε Эридана», The Astrophysical Journal , 544 (2): L145–L148, arXiv : astro-ph/0009423 , Bibcode : 2000ApJ...544L.145H, doi :10.1086/317319, S2CID  117865372.
  21. ^ abc Buccino, AP; Mauas, PJD; Lemarchand, GA (июнь 2003 г.), R. Norris; F. Stootman (ред.), «УФ-излучение в различных звездных системах», Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, Труды симпозиума IAU № 213 , том 213, Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана, стр. 97, Bibcode : 2004IAUS..213...97B.
  22. ^ ab Опубликованы окончательные результаты публичного голосования NameExoWorlds, Международный астрономический союз, 15 декабря 2015 г. , получено 15 декабря 2015 г.
  23. ^ ab Su, Кейт YL; и др. (2017), "Распределение внутренних обломков 25 а.е. в системе ϵ Eri", The Astronomical Journal , 153 (5): 226, arXiv : 1703.10330 , Bibcode : 2017AJ....153..226S, doi : 10.3847/1538-3881/aa696b , Мы обнаружили, что излучение 24 и 35 мкм согласуется с распределением пыли in situ, создаваемым либо одним планетезимальным поясом на расстоянии 3–21 а.е. (например, Greaves et al. 2014), либо двумя планетезимальными поясами на расстоянии 1,5–2 а.е. (или 3–4 а.е.) и 8–20 а.е. (например, слегка измененная форма предложения в Backman et al. 2009) ... Любой планетезимальный пояс в Внутренняя область системы эпсилон Эри должна располагаться внутри 2 а.е. и/или снаружи 5 а.е., чтобы быть динамически стабильной с предполагаемым эпсилон Эри b.
  24. ^ abcde Бут, Марк; Пирс, Тим Д; Кривов, Александр В; Вятт, Марк С; Дент, Уильям РФ; Хейлз, Антонио С; Лестрейд, Жан-Франсуа; Крус-Саенс де Миера, Фернандо; Фарамаз, Вирджиния С; Лёне, Торстен; Чавес-Дагостино, Мигель (30 марта 2023 г.). «Крупчатая структура диска обломков ϵ Эридана, вновь посещенная ALMA». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 521 (4). Издательство Оксфордского университета (OUP): 6180–6194. arXiv : 2303.13584 . Бибкод : 2023MNRAS.521.6180B. doi : 10.1093/mnras/stad938 . ISSN  0035-8711.
  25. ↑ Виллар, Рэй (декабрь 2007 г.), «Существует ли жизнь на этой экзопланете?», Астрономия , 35 (12): 44–47, Bibcode : 2007Ast....35l..44V.
  26. ^ ab Long, KF; Obousy, RK; Hein, A. (25 января 2011 г.), « Проект Икар : оптимизация ядерного синтеза для межзвездных миссий», Acta Astronautica , 68 (11–12): 1820–1829, Bibcode : 2011AcAau..68.1820L, doi : 10.1016/j.actaastro.2011.01.010.
  27. ↑ NameExoWorlds: Всемирный конкурс МАС по наименованию экзопланет и их звезд, Международный астрономический союз, 9 июля 2014 г. , получено 5 сентября 2015 г.
  28. ^ "The Exoworlds", NameExoWorlds , Международный астрономический союз, заархивировано из оригинала 31 декабря 2016 г. , извлечено 5 сентября 2015 г.
  29. ^ «Процесс», NameExoWorlds , Международный астрономический союз, 7 августа 2015 г., архивировано из оригинала 15 августа 2015 г. , извлечено 5 сентября 2015 г.
  30. ^ NameExoWorlds The Approved Names, архивировано из оригинала 1 февраля 2018 г. , извлечено 7 сентября 2016 г.
  31. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)" . Получено 22 мая 2016 г. .
  32. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по названиям звезд, № 1" (PDF) . Получено 28 июля 2016 г.
  33. ^ «Запрос объекта для 'HD 22049'», Astrophysics Data System , получено 15 марта 2023 г.
  34. ^ (на китайском языке) 中國星座神話, автор 陳久金. Опубликовано 台灣書房出版有限公司, 2005 г., ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  35. ^ (на китайском языке)香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表 Архивировано 19 августа 2010 года в Wayback Machine , Гонконгский музей космонавтики. Доступ онлайн 23 ноября 2010 г.
  36. ^ abcd Бейли, Фрэнсис (1843), «Каталоги Птолемея, Улугбея, Тихо Браге, Галлея, Гевелия, выведенные из лучших авторитетных источников. С различными примечаниями и исправлениями, а также предисловием к каждому каталогу. К которому добавлен синоним каждой звезды в каталогах Флемстида Лакайля, насколько это можно установить», Мемуары Королевского астрономического общества , 13 :1, Bibcode : 1843MmRAS..13....1B. (Эпсилон Эридана: каталог Птолемея см. на стр. 60, Улугбека – на стр. 109, Тихо Браге – на стр. 156, Гевелия – на стр. 209) .
  37. ^ ab Verbunt, F.; van Gent, RH (2012), «Звездные каталоги Птолемея и Улугбека. Машиночитаемые версии и сравнение с современным каталогом Hipparcos», Astronomy & Astrophysics , 544 : A31, arXiv : 1206.0628 , Bibcode : 2012A&A...544A..31V, doi : 10.1051/0004-6361/201219596, S2CID  54017245.
  38. ^ Звёздный каталог ал-Бируни с приложением каталогов Хайяма и ат-Туси . djvu. Архивировано 4 марта 2016 г. в Wayback Machine . (Эпсилон Эридана: см. стр. 135) .
  39. ^ Verbunt, F.; van Gent, RH (2010), «Три издания звездного каталога Тихо Браге. Машиночитаемые версии и сравнение с современным каталогом Hipparcos», Astronomy & Astrophysics , 516 : A28, arXiv : 1003.3836 , Bibcode : 2010A&A...516A..28V, doi : 10.1051/0004-6361/201014002, S2CID  54025412.
  40. ↑ Swerdlow, NM (август 1986 г.), «Звездный каталог, используемый Иоганнесом Байером», Журнал истории астрономии , 17 (50): 189–197, Bibcode : 1986JHA....17..189S, doi : 10.1177/002182868601700304, S2CID  118829690.См. стр. 192.
  41. ↑ Hoffleit, D.; Warren Jr., WH (1991), Каталог ярких звезд (5-е изд.), Обсерватория Йельского университета , получено 5 июля 2010 г.
  42. ^ аб Байер, Иоганн (1603). «Уранометрия: схемы omnium asterismorum continens, nova Methodo delineata, aereis laminis expressa» . Уранометрия в библиотеке Линды Холл : ссылка. Архивировано 24 июля 2018 года в Wayback Machine . Страницы о созвездии Эридана : Таблица [ постоянная мертвая ссылка ] , Карта. Архивировано 17 сентября 2020 года в Wayback Machine .
  43. ^ Verbunt, F.; van Gent, RH (2010), «Звездный каталог Гевелия. Машиночитаемая версия и сравнение с современным каталогом Hipparcos», Astronomy & Astrophysics , 516 : A29, arXiv : 1003.3841 , Bibcode : 2010A&A...516A..29V, doi : 10.1051/0004-6361/201014003.
  44. ^ Бессель, Фридрих Вильгельм (1818). «Fundamenta astronomiae pro anno MDCCLV deducta ex Observationibus viri incomparabilis Джеймса Брэдли в астрономическом спекуле Grenovicensi per annos 1750–1762 institutis». Пятница. Николовиус. Идентификатор Google Книги : UHRYAAAAcAAJ. Страница с Эпсилоном Эридана: 158.
  45. ^ Аб Лакайль, Николя Луи де . (1755). «Эфемериды небесных движений, pour dix années, depuis 1755 jusqu'en 1765, et pour le meridien de la ville de Paris». Париж. Идентификатор Google Книги : CGHtdxdcc5UC. (Эпсилон Эридана: см. страницу LV «Введения») .
  46. ^ Аб Лакайль, Николя Луи де . (1757). «Фундамента астрономии». Париж. Идентификатор Google Книги : -VQ_AAAAcAAJ. (Эпсилон Эридана: см. стр. 233 (в каталоге), см. также стр. 96, 153–154, 189, 231) .
  47. ^ ab Бейли, Фрэнсис (1831), «О каталоге 398 звезд Лакайля», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 2 (5): 33–34, Bibcode : 1831MNRAS...2...33B, doi : 10.1093/mnras/2.5.33 . (Эпсилон Эридана: см. стр. 110) .
  48. ^ аб Лаланд, Жозеф Жером Ле Франсэ де (1801). « Небесная французская история ». Париж, Импримери де ла Республика. Идентификатор Google Книги : f9AMAAAAYAAJ. Страницы с Эпсилоном Эридана: 246, 248, 307.
  49. ^ аб Бейли, Фрэнсис ; Лаланд, Жозеф Жером Ле Франсэ де (1847). «Каталог тех звезд в «Небесной французской истории» Жерома Делаланда, для которого таблицы приведения к эпохе 1800 года были опубликованы профессором Шумахером». Лондон (1847 г.) . Бибкод : 1847cshc.book.....B. Идентификатор Google Книги : oc0-AAAAcAAJ. Страница с Эпсилоном Эридана: 165.
  50. ^ Словарь номенклатуры небесных объектов. Лал вход. СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга .
  51. ^ Боде, Иоганн Элерт (1801). «Algemaine Beschreibung u. Nachweisung der gestine nebst Verzeichniss der gerarden Aufsteigung u. Abweichung von 17240 Sternen Doppelsternen Nobelflocken u. Sternhaufen». Берлин: Бейм Верфассер. Бибкод : 1801abun.book.....B. Идентификатор Google Книги : NUlRAAAAcAAJ. (Список наблюдателей и описание каталога: см. стр. 32 «Введения». Список созвездий: см. стр. 96) . (Эпсилон Эридана: см. стр. 71) .
  52. ^ Пьяцци, Джузеппе . (1814). «Praecipuaram stellarum inerranthium Positiones mediae ineunte saeculo 19. EX Observeibus Habilis in Specula Panormitana AB anno 1792 AD annum 1813». Палермо: Совет. Милитаре. Бибкод : 1814psip.book.....P. Идентификатор Google Книги : c40RAAAAYAAJ. (Эпсилон Эридана: см. стр. 22) .
  53. ↑ Кэннон, Энни Дж .; Пикеринг, Эдвард К. (1918), «Каталог Генри Дрейпера 0h, 1h, 2h и 3h», Анналы обсерватории Гарвардского колледжа , 91 : 1–290, Bibcode : 1918AnHar..91....1C.—см. стр. 236
  54. ^ ab Gill, David ; Elkin, WL (1884), Гелиометрические определения звездных параллаксов в южном полушарии, Лондон, Великобритания: Королевское астрономическое общество, стр. 174–180.
  55. ^ Белкора, Лейла (2002), Minding the heavens: the story of our discovery of the Milky Way , Лондон, Великобритания: CRC Press , стр. 151, ISBN 0-7503-0730-7.
  56. ↑ Гилл, Дэвид (1893), Гелиометрические наблюдения для определения звездного параллакса, Лондон: Eyre and Spottiswoode , стр. xvi.
  57. ↑ Гилл, Дэвид (1884), «Неподвижные звезды», Nature , 30 (763): 156–159, Bibcode : 1884Natur..30..156., doi : 10.1038/030156a0 .
  58. ↑ Адамс, WS ; Джой, AH (1917), «Светимости и параллаксы пятисот звезд», The Astrophysical Journal , 46 : 313–339, Bibcode : 1917ApJ....46..313A, doi : 10.1086/142369.
  59. ^ ван де Камп, П. (апрель 1974 г.), «Параллакс и орбитальное движение Эпсилон Эридана», The Astronomical Journal , 79 : 491–492, Bibcode : 1974AJ.....79..491V, doi : 10.1086/111571 .
  60. ↑ Heintz, WD (март 1992 г.), «Фотографическая астрометрия двойных и собственных звезд. VII», The Astronomical Journal , 105 (3): 1188–1195, Bibcode : 1993AJ....105.1188H, doi : 10.1086/116503.См. примечание для BD −9°697 на стр. 1192.
  61. ^ Нойгебауэр, Г.; и др. (март 1984 г.), «Миссия инфракрасного астрономического спутника (IRAS)», The Astrophysical Journal , 278 : L1–L6, Bibcode : 1984ApJ...278L...1N, doi : 10.1086/184209, hdl : 1887/6453 .
  62. ^ abc Aumann, HH (октябрь 1985 г.), «Наблюдения IRAS за материей вокруг близких звезд», Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 97 : 885–891, Bibcode : 1985PASP...97..885A, doi : 10.1086/131620 , S2CID  121192947.
  63. ^ Гривз, Дж. С. и др. (октябрь 1998 г.), «Пылевое кольцо вокруг Эпсилон Эридана: аналог молодой Солнечной системы», The Astrophysical Journal , 506 (2): L133–L137, arXiv : astro-ph/9808224 , Bibcode : 1998ApJ...506L.133G, doi : 10.1086/311652, S2CID  15114295.
  64. ↑ Джеймс Э., Хессер (декабрь 1987 г.), «Астрофизическая обсерватория Доминиона, Виктория, Британская Колумбия», Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society , 28 : 510, Bibcode : 1987QJRAS..28..510..
  65. ↑ Кэмпбелл, Брюс; Уокер, Г.А.Х.; Янг, С. (15 августа 1988 г.), «Поиск субзвездных спутников звезд солнечного типа», Astrophysical Journal, часть 1 , 331 : 902–921, Bibcode : 1988ApJ...331..902C, doi : 10.1086/166608 .
  66. ^ ab Marcy, Geoffrey W.; et al. (7–11 августа 2000 г.), A. Penny (ред.), «Планетарные сообщения в остатках Доплера (приглашенный обзор)», Планетные системы во Вселенной, Труды симпозиума МАС № 202 , т. 202, Манчестер, Соединенное Королевство, стр. 20–28, Bibcode : 2004IAUS..202...20M.
  67. ^ ab Janson, Markus; et al. (июнь 2007 г.), «Прямой поиск экзопланеты ε Eri b с помощью NACO-SDI», The Astronomical Journal , 133 (6): 2442–2456, arXiv : astro-ph/0703300 , Bibcode : 2007AJ....133.2442J, doi : 10.1086/516632, S2CID  56043012.
  68. ^ ab Gugliucci, Nicole (24 мая 2010 г.), «Фрэнк Дрейк возвращается к поискам внеземной жизни», Discovery News , Discovery Communications, LLC, заархивировано из оригинала 3 февраля 2012 г. , извлечено 5 июля 2010 г.
  69. ^ Хайдманн, Джин; Данлоп, Сторм (1995), Внеземной разум , Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press , стр. 113, ISBN 0-521-58563-5.
  70. ^ Маршалл, Лоуренс А.; Маран, Стивен П. (2009), Конфиденциально о Плутоне: инсайдерский отчет о продолжающихся битвах за статус Плутона, BenBella Books, стр. 171, ISBN 978-1-933771-80-9.
  71. ^ Доул, Стивен Х. (1964), Обитаемые планеты для человека (1-е изд.), Нью-Йорк, Нью-Йорк: Blaisdell Publishing Company, стр. 110 и 113, ISBN 0-444-00092-5, получено 22 июля 2008 г.
  72. ↑ Форбс, МА; Вестпфаль, ДЖ (сентябрь 1988 г.), «Проверка стратегии Маклафлина по определению времени экспериментов SETI», Бюллетень Американского астрономического общества , 20 : 1043, Bibcode : 1988BAAS...20.1043F.
  73. ^ ab Forward, RL (май–июнь 1985), «Starwisp – сверхлегкий межзвездный зонд», Journal of Spacecraft and Rockets , 22 (3): 345–350, Bibcode : 1985JSpRo..22..345F, doi : 10.2514/3.25754, S2CID  54692367.
  74. ^ ab Martin, AR (февраль 1976 г.), «Проект Дедал – Рейтинг близлежащих звездных систем для исследования», Журнал Британского межпланетного общества , 29 : 94–100, Bibcode : 1976JBIS...29...94M.
  75. ↑ Генри, Т. и др. (16–20 августа 1993 г.), «Текущее состояние выбора целей для микроволнового исследования высокого разрешения НАСА», Прогресс в поиске внеземной жизни , Серия конференций Астрономического общества Тихого океана, т. 74, Санта-Крус, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана , стр. 207–218, Bibcode : 1995ASPC...74..207H.
  76. ↑ Уайтхаус, Дэвид (25 марта 2004 г.), «Радиопоиск инопланетянина не дал результата», BBC News , получено 22 июля 2008 г.
  77. ^ Виейтес, Мариела К.; Мауас, Пабло Дж. Д.; Диас, Родриго Ф. (сентябрь 2009 г.), «Хромосферные изменения в звездах K с активностью», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 398 (3): 1495–1504, arXiv : 0906.1760 , Bibcode : 2009MNRAS.398.1495V, doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15207.x , S2CID  17768058.
  78. ↑ Кэмпбелл, Уильям Уоллес (1899), Элементы практической астрономии , Нью-Йорк, Нью-Йорк: The MacMillan Company , стр. 109–110.
  79. ^ Нарисада, Кохей; Шрёдер, Дуко (2004), Справочник по световому загрязнению , Библиотека астрофизики и космической науки, т. 322, Дордрехт, Нидерланды: Springer , стр. 118–132, Bibcode : 2004ASSL..322.....N, doi : 10.1007/978-1-4020-2666-9 , ISBN 1-4020-2665-X.
  80. ^ Saumon, D.; et al. (апрель 1996), «Теория гигантских экзопланет», The Astrophysical Journal , 460 : 993–1018, arXiv : astro-ph/9510046 , Bibcode : 1996ApJ...460..993S, doi : 10.1086/177027, S2CID  18116542.{{citation}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )См. Таблицу А1, стр. 21.
  81. ^ Ковтюх, В.В. и др. (декабрь 2003 г.), «Высокоточные эффективные температуры для 181 карлика FK по соотношениям линий и глубин», Astronomy and Astrophysics , 411 (3): 559–564, arXiv : astro-ph/0308429 , Bibcode : 2003A&A...411..559K, doi : 10.1051/0004-6361:20031378, S2CID  18478960.
  82. ↑ Гаррисон, РФ (декабрь 1993 г.), «Опорные точки для системы спектральной классификации МК», Бюллетень Американского астрономического общества , 25 : 1319, Bibcode : 1993AAS...183.1710G, архивировано из оригинала 25 июня 2019 г. , извлечено 4 февраля 2012 г.
  83. ^ ab Santos, NC; Israelian, G.; Mayor, M. (март 2004 г.), «Спектроскопические [Fe/H] для 98 звезд-хозяев внесолнечных планет: исследование вероятности образования планет», Astronomy and Astrophysics , 415 (3): 1153–1166, arXiv : astro-ph/0311541 , Bibcode : 2004A&A...415.1153S, doi : 10.1051/0004-6361:20034469, S2CID  11800380.— процентное содержание железа равно , или 74% 10 − 0,13 = 0,74 {\displaystyle {\begin{smallmatrix}10^{-0.13}=0.74\end{smallmatrix}}}
  84. ^ ab Metcalfe, TS; et al. (2016), «Циклы магнитной активности в экзопланетной звезде-хозяине эпсилон Эридана», The Astrophysical Journal Letters , 763 (2): 6, arXiv : 1604.06701 , Bibcode : 2013ApJ...763L..26M, doi : 10.1088/2041-8205/763/2/L26, S2CID  119163275, L26.
  85. ^ Карттунен, Ханну; Оя, Х. (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Гейдельберг, Германия: Springer, стр. 209–213, 247–249, ISBN 978-3-540-34143-7.
  86. ^ Рюеди, И.; Соланки, СК; Матис, Г.; Саар, СХ (февраль 1997 г.), «Измерения магнитного поля умеренно активных холодных карликов», Астрономия и астрофизика , 318 : 429–442, Bibcode : 1997A&A...318..429R.
  87. ^ Ван, Й.-М.; Шили, Н. Р. младший (июль 2003 г.), «Моделирование крупномасштабного магнитного поля Солнца во время минимума Маундера», The Astrophysical Journal , 591 (2): 1248–1256, Bibcode : 2003ApJ...591.1248W, doi : 10.1086/375449 .
  88. ^ Валенти, Джефф А.; Марси, Джеффри В.; Басри, Гибор (февраль 1995 г.), «Инфракрасный зеемановский анализ Эпсилона Эридана», The Astrophysical Journal , 439 (2): 939–956, Бибкод : 1995ApJ...439..939V, doi : 10.1086/175231.
  89. ^ ab Грей, Дэвид Ф.; Балиунас, Салли Л. (март 1995 г.), «Изменения магнитной активности Эпсилон Эридана», The Astrophysical Journal , 441 (1): 436–442, Bibcode : 1995ApJ...441..436G, doi : 10.1086/175368 .
  90. ^ Фрей, Гэри Дж. и др. (ноябрь 1991 г.), «Период вращения Эпсилон Эри по фотометрии ее звездных пятен», The Astrophysical Journal , 102 (5): 1813–1815, Bibcode : 1991AJ....102.1813F, doi : 10.1086/116005.
  91. ↑ Дрейк, Джереми Дж.; Смит, Джеффри (август 1993 г.), «Фундаментальные параметры хромосферно активного карлика К2 Эпсилон Эридана», The Astrophysical Journal , 412 (2): 797–809, Bibcode : 1993ApJ...412..797D, doi : 10.1086/172962 .
  92. ^ Rocha-Pinto, HJ; et al. (июнь 2000 г.), «Химическое обогащение и звездообразование в диске Млечного Пути. I. Описание образца и связь возраста хромосферы с металличностью», Astronomy and Astrophysics , 358 : 850–868, arXiv : astro-ph/0001382 , Bibcode : 2000A&A...358..850R.
  93. ^ Гай, Нин; Би, Шао-Лань; Тан, Ян-Ке (октябрь 2008 г.), «Моделирование ε Eri и астеросейсмические тесты диффузии элементов», Китайский журнал астрономии и астрофизики , 8 (5): 591–602, arXiv : 0806.1811 , Bibcode : 2008ChJAA...8. .591G, номер документа : 10.1088/1009-9271/8/5/10, S2CID  16642862.
  94. ↑ Джонсон, Х. М. (1 января 1981 г.), «Рентгеновское исследование соседних звезд», Astrophysical Journal, часть 1 , 243 : 234–243, Bibcode : 1981ApJ...243..234J, doi : 10.1086/158589 .
  95. ^ Шмитт, Дж. Х. М. М.; и др. (февраль 1996 г.), «Экстремальный ультрафиолетовый спектр близлежащего К-карлика ε Эридана», Astrophysical Journal , 457 : 882, Bibcode : 1996ApJ...457..882S, doi : 10.1086/176783 .
  96. ^ аб Несс, Дж.-У.; Джордан, К. (апрель 2008 г.), «Корона и верхняя переходная область ε Эридана», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 385 (4): 1691–1708, arXiv : 0711.3805 , Бибкод : 2008MNRAS.385.1691N, doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12757.x , S2CID  17396544.
  97. ^ Коффаро, М.; и др. (апрель 2020 г.), «Цикл рентгеновской активности молодой звезды солнечного типа ɛ Эридана», Astronomy & Astrophysics , 636 : 18, arXiv : 2002.11009 , Bibcode : 2020A&A...636A..49C, doi : 10.1051/0004-6361/201936479, S2CID  211296501, A49.
  98. ^ Вуд, Брайан Э.; Мюллер, Ганс-Райнхард; Занк, Гэри П.; Лински, Джеффри Л. (июль 2002 г.), «Измеренные скорости потери массы звезд солнечного типа как функция возраста и активности», The Astrophysical Journal , 574 (1): 412–425, arXiv : astro-ph/0203437 , Bibcode : 2002ApJ...574..412W, doi : 10.1086/340797, S2CID  1500425.См. стр. 10.
  99. ^ Бирни, Д. Скотт; Гонсалес, Гильермо; Эспер, Дэвид (2006), Наблюдательная астрономия (2-е изд.), Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, стр. 75, ISBN 0-521-85370-2.
  100. ↑ Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.), Баттен, Алан Генри; Херд, Джон Фредерик (ред.), «Пересмотр общего каталога радиальных скоростей», Определение радиальных скоростей и их применение, Труды симпозиума МАС № 30 , т. 30, Университет Торонто: Международный астрономический союз , стр. 57, Bibcode : 1967IAUS...30...57E.
  101. ^ de Mello, GF Porto; del Peloso, EF; Ghezzi, Luan (2006), «Астробиологически интересные звезды в пределах 10 парсеков от Солнца», Astrobiology , 6 (2): 308–331, arXiv : astro-ph/0511180 , Bibcode : 2006AsBio...6..308P, doi : 10.1089/ast.2006.6.308, PMID  16689649, S2CID  119459291.
  102. ^ Фурманн, К. (январь 2004 г.), «Ближайшие звезды галактического диска и гало. III», Astronomische Nachrichten , 325 (1): 3–80, Бибкод : 2004AN....325....3F, doi :10.1002/asna.200310173.
  103. ^ Кинг, Джереми Р. и др. (апрель 2003 г.), «Звездные кинематические группы. II. Пересмотр состава, активности и возраста группы Большой Медведицы», The Astronomical Journal , 125 (4): 1980–2017, Bibcode : 2003AJ....125.1980K, doi : 10.1086/368241 .
  104. ^ Deltorn, J.-M.; Greene, P. (16 мая 2001 г.), «Поиск встреч Немезиды с Вегой, эпсилоном Эридана и Фомальгаутом», в Jayawardhana, Ray; Greene, Thoas (ред.), Молодые звезды около Земли: прогресс и перспективы , Серия конференций Астрономического общества Тихого океана, т. 244, Сан-Франциско, Калифорния: Астрономическое общество Тихого океана, стр. 227–232, arXiv : astro-ph/0105284 , Bibcode : 2001ASPC..244..227D, ISBN 1-58381-082-X.
  105. ^ Гарсия-Санчес, Х. и др. (ноябрь 2001 г.), «Звездные встречи с Солнечной системой», Astronomy and Astrophysics , 379 (2): 634–659, Bibcode : 2001A&A...379..634G, doi : 10.1051/0004-6361:20011330 .
  106. ^ Потемине, Игорь Ю. (12 апреля 2010 г.). «Транзит Люйтена 726-8 в пределах 1 миля от Эпсилон Эридана». arXiv : 1004.1557 [astro-ph.SR].
  107. ^ abcd Бэкман, Д.; и др. (2009), «Диск планетарного мусора Эпсилон Эридана: структура и динамика на основе наблюдений Спитцера и CSO», The Astrophysical Journal , 690 (2): 1522–1538, arXiv : 0810.4564 , Bibcode : 2009ApJ...690.1522B, doi : 10.1088/0004-637X/690/2/1522, S2CID  18183427.
  108. ^ abcdef Feng, Fabo; Butler, R. Paul; et al. (июль 2023 г.). «Пересмотренные орбиты двух ближайших Юпитеров». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 525 (1): 607–619. arXiv : 2307.13622 . Bibcode : 2023MNRAS.525..607F. doi : 10.1093/mnras/stad2297 .
  109. ↑ Наименование экзопланет, Международный астрономический союз , получено 20 августа 2021 г.
  110. ^ Бут, Марк; Дент, Уильям RF; Джордан, Андрес; Лестрейд, Жан-Франсуа; Хейлз, Антонио С.; Уайетт, Марк К.; Касассус, Саймон; Эртель, Стив; Гривс, Джейн С.; Кеннеди, Грант М.; Матра, Лука; Ожеро, Жан-Шарль; Виллар, Эрик (4 мая 2017 г.). «Северная дуга кольца обломков ε Эридана, увиденная ALMA». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 469 (3). Oxford University Press (OUP): 3200–3212. doi : 10.1093/mnras/stx1072 . hdl : 10150/625481 . ISSN  0035-8711.
  111. ^ abcd Рейдемейстер, М.; и др. (март 2011 г.), «Холодное происхождение теплой пыли вокруг ε Эридана», Astronomy & Astrophysics , 527 : A57, arXiv : 1011.4882 , Bibcode : 2011A&A...527A..57R, doi : 10.1051/0004-6361/201015328, S2CID  56019152.
  112. ^ Дэвис, GR и др. (февраль 2005 г.), «Структура в осколочном диске ε Эридана», The Astrophysical Journal , 619 (2): L187–L190, arXiv : astro-ph/0208279 , Bibcode : 2005ApJ...619L.187G, doi : 10.1086/428348, S2CID  121935302.
  113. ^ Морбиделли, А.; Браун, М. Э.; Левисон, Х. Ф. (июнь 2003 г.), «Пояс Койпера и его изначальное формирование», Земля, Луна и планеты , 92 (1): 1–27, Bibcode : 2003EM&P...92....1M, doi : 10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80, S2CID  189905479.
  114. ^ Коулсон, IM; Дент, WRF; Гривз, JS (март 2004 г.), «Отсутствие CO в пылевом пике вокруг ε Eri», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 348 (3): L39–L42, Bibcode : 2004MNRAS.348L..39C, doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07563.x .
  115. ^ Озерной, Леонид М.; Горкавый, Ник Н.; Мазер, Джон К.; Тайдакова, Таня А. (июль 2000 г.), «Признаки экзосолнечных планет в пылевых дисках», The Astrophysical Journal Letters , 537 (2): L147–L151, arXiv : astro-ph/0007014 , Bibcode : 2000ApJ...537L.147O, doi : 10.1086/312779, S2CID  1149097.
  116. ^ Quillen, AC; Thorndike, Stephen (октябрь 2002 г.), «Структура пылевого диска ε Эридана, вызванная резонансами среднего движения с планетой с эксцентриситетом 0,3 в периастре», The Astrophysical Journal , 578 (2): L149–L142, arXiv : astro-ph/0208279 , Bibcode : 2002ApJ...578L.149Q, doi : 10.1086/344708, S2CID  955461.
  117. ^ Деллер, AT; Мэддисон, ST (20 мая 2005 г.). «Численное моделирование пылевых дисков». The Astrophysical Journal . 625 (1). Американское астрономическое общество: 398–413. arXiv : astro-ph/0502135 . Bibcode : 2005ApJ...625..398D. doi : 10.1086/429365 . ISSN  0004-637X. S2CID  2764643.
  118. ^ Чавес-Дагостино, М.; Бертоне, Э.; Крус-Саенс де Миера, Ф.; Маршалл, JP; Уилсон, Г.В.; Санчес-Аргуэльес, Д.; Хьюз, Д.Х.; Кеннеди, Дж.; Вега, О.; Де ла Луз, В.; Дент, WRF; Эйроа, К.; Гомес-Руис, А.И.; Гривз, Дж. С.; Лизано, С.; Лопес-Вальдивия, Р.; Мамаек, Э.; Монтанья, А.; Ольмедо, М.; Родригес-Монтойя, И.; Шлёрб, ФП; Юн, Мин С.; Завала, Дж.А.; Зебаллос, М. (8 июня 2016 г.). «Ранняя наука с Большим миллиметровым телескопом: Глубокие миллиметровые наблюдения LMT/AzTEC за ϵ Эриданом и его окрестностями». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 462 (3). Oxford University Press (OUP): 2285–2294. arXiv : 1606.02761 . doi : 10.1093/mnras/stw1363 . ISSN  0035-8711.
  119. ^ abc Броджи, М.; Марзари, Ф.; Паоличчи, П. (май 2009 г.), «Динамическая устойчивость внутреннего пояса вокруг Эпсилон Эридана», Астрономия и астрофизика , 499 (2): L13–L16, Bibcode : 2009A&A...499L..13B, doi : 10.1051/0004-6361/200811609 .
  120. ^ ab Clavin, Whitney (27 октября 2008 г.), «Ближайшая планетная система содержит два пояса астероидов», NASA/JPL-Caltech , заархивировано из оригинала 19 ноября 2012 г. , извлечено 4 июля 2010 г.
  121. ^ Лю, Уилсон М. и др. (март 2009 г.), «Наблюдения звезд главной последовательности и пределы экзозодической пыли с помощью нулевой интерферометрии», The Astrophysical Journal , 693 (2): 1500–1507, Bibcode : 2009ApJ...693.1500L, doi : 10.1088/0004-637X/693/2/1500 .
  122. ^ Setiawan, J.; et al. (2008), "Планеты вокруг активных звезд", в Сантосе, Северная Каролина; Pasquini, L.; Correia, A.; Romaniello, M (ред.), Precision Spectroscopy in Astrophysics , ESO Astrophysics Symposia, Гархинг, Германия: Европейская южная обсерватория , стр. 201–204, arXiv : 0704.2145 , Bibcode :2008psa..conf..201S, doi :10.1007/978-3-540-75485-5_43, ISBN 978-3-540-75484-8, S2CID  116889047.
  123. ^ ab Heinze, AN; et al. (ноябрь 2008 г.), «Глубокие изображения планет вокруг Веги и ε Эридана в диапазонах L' и M», The Astrophysical Journal , 688 (1): 583–596, arXiv : 0807.3975 , Bibcode : 2008ApJ...688..583H, doi : 10.1086/592100, S2CID  17082115.
  124. ^ Zechmeister, M.; et al. (апрель 2013 г.), «Программа поиска планет на спектрометре ESO Coudé Echelle и HARPS. IV. Поиск аналогов Юпитера вокруг звезд солнечного типа», Astronomy & Astrophysics , 552 : 62, arXiv : 1211.7263 , Bibcode : 2013A&A...552A..78Z, doi : 10.1051/0004-6361/201116551, S2CID  53694238, A78.
  125. ^ Mawet, Dimitri; Hirsch, Lea; et al. (2019), «Глубокое исследование ϵ Eridani с помощью вихревой коронографии Keck Ms-band и радиальных скоростей: масса и орбитальные параметры гигантской экзопланеты» (PDF) , The Astronomical Journal , 157 (1): 33, arXiv : 1810.03794 , Bibcode : 2019AJ....157...33M, doi : 10.3847/1538-3881/aaef8a , ISSN  1538-3881, OCLC  7964711337, S2CID  119350738, В этой статье мы представили наиболее чувствительные и всеобъемлющие наблюдательные доказательства существования ε Eridani b.
  126. ^ Макаров, Валерий В.; Захариас, Норберт; Финч, Чарльз Т. (2021), «Поиск астрометрических сигналов ниже 20 мс−1: сигнатура планеты с массой Юпитера в ε Eri», Research Notes of the AAS , 5 (6): 155, arXiv : 2107.01090 , Bibcode : 2021RNAAS...5..155M, doi : 10.3847/2515-5172/ac0f59 , Мы приходим к выводу, что новейшие астрометрические результаты подтверждают существование экзопланеты с длительным периодом обращения, вращающейся вокруг ε Eri... Результаты согласуются с ранее сообщенной планетой epsEri-b с массой, приблизительно равной массе Юпитера, и периодом обращения в несколько лет.
  127. ^ Ллоп-Сайсон, Хорхе; Ванг, Джейсон Дж.; и др. (ноябрь 2021 г.). «Ограничение орбиты и массы эпсилона Эридана b с помощью радиальных скоростей, астрометрии Hipparcos IAD-Gaia DR2 и верхних пределов многоэпической вихревой коронографии». The Astronomical Journal . 162 (5): 181. arXiv : 2108.02305 . Bibcode :2021AJ....162..181L. doi : 10.3847/1538-3881/ac134a . 181.
  128. ^ Бенедикт, Г. Фриц (март 2022 г.). «Пересмотр астрометрии HST/FGS эпсилона Эридана». Научные заметки AAS . 6 (3): 45. Bibcode : 2022RNAAS...6...45B. doi : 10.3847/2515-5172/ac5b6b .
  129. ^ ab Райт, Джейсон; Марси, Джефф (июль 2010 г.), Каталог близких экзопланет, консорциум California Planet Survey , получено 7 ноября 2010 г.
  130. ^ ab Butler, RP; et al. (2006), «Каталог близких экзопланет», The Astrophysical Journal , 646 (1): 505–522, arXiv : astro-ph/0607493 , Bibcode : 2006ApJ...646..505B, doi : 10.1086/504701, S2CID  119067572.
  131. ↑ Маккарти, Крис (2008), Космическая интерферометрическая миссия: ключевой научный проект, Exoplanets Group, Университет штата Сан-Франциско , заархивировано из оригинала 10 августа 2007 г. , извлечено 22 июля 2008 г.
  132. ^ Макнатт, Р. Л. и др. (19 января 2000 г.), «Реалистичный межзвездный исследователь», Труды конференции AIP , 504 : 917–924, Bibcode : 2000AIPC..504..917M, doi : 10.1063/1.1302595.
  133. ^ Кицманн, Д. и др. (февраль 2010 г.), «Облака в атмосферах экзопланет. I. Климатические эффекты многослойных облаков для планет земного типа и их влияние на обитаемые зоны», Astronomy and Astrophysics , 511 : 511A66.1–511A66.14, arXiv : 1002.2927 , Bibcode : 2010A&A...511A..66K, doi : 10.1051/0004-6361/200913491, S2CID  56345031.См. таблицу 3.
  134. ^ Андервуд, Дэвид Р.; Джонс, Барри В.; Слип, П. Ник (2003), «Эволюция обитаемых зон в течение жизни звезд и ее влияние на поиск внеземной жизни», Международный журнал астробиологии , 2 (4): 289–299, arXiv : astro-ph/0312522 , Bibcode : 2003IJAsB...2..289U, doi : 10.1017/S1473550404001715, S2CID  119496186.
  135. ^ Джонс, Барри В.; Андервуд, Дэвид Р.; Слип, П. Ник (22–25 апреля 2003 г.), «Устойчивость орбит планет с массой Земли в обитаемых зонах известных экзопланетных систем и вблизи них», Труды конференции «К другим Землям: DARWIN/TPF и поиск внесолнечных планет земной группы» , 539 , Гейдельберг, Германия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co: 625–630, arXiv : astro-ph/0305500 , Bibcode : 2003ESASP.539..625J, ISBN 92-9092-849-2.
  136. ^ аб Буччино, AP; Лемаршан, Джорджия; Mauas, PJD (2006), «Ограничения ультрафиолетового излучения вокруг околозвездных обитаемых зон», Icarus , 183 (2): 491–503, arXiv : astro-ph/0512291 , Bibcode : 2006Icar..183..491B, doi : 10.1016 /j.icarus.2006.03.007, ISSN  0019-1035, S2CID  2241081, В почти 41% звезд выборки: HD19994, 70 Vir, 14 Her, 55 Cnc, 47 UMa, ε Eri и HD3651, совпадений нет вообще между УФ-областью и ГЗ...традиционная ГЗ не была бы пригодна для жизни, если следовать критериям УФ, изложенным в этой работе.
  • Марси, Г. и др. (12 февраля 2002 г.), Планета вокруг Эпсилон Эридана?, Exoplanets.org, архивировано из оригинала 9 июля 2011 г. , извлечено 18 мая 2011 г.
  • Сотрудники (8 июля 1998 г.), «Астрономы обнаружили близлежащую звездную систему, похожую на нашу Солнечную систему», Объединенный астрономический центр , Гавайский университет, архивировано из оригинала 8 мая 2011 г. , извлечено 24 февраля 2011 г.
  • Аноним, «Эпсилон Эридана», SolStation , The Sol Company , получено 28 ноября 2008 г.
  • Тирион, Вил (2001), «Карта неба: Эпсилон Эридана», Planet Quest , Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, архивировано из оригинала 26 июля 2011 г. , извлечено 9 апреля 2011 г.


Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Эпсилон_Эридани&oldid=1256390441"