Epsilon Eridani

ε Eridani
	Placering av ε Eridani (inringad)
; Observationsdata Epok J2000.0 Dagjämning J2000.0
Konstellation	Eridanus
Uttal	/ ˈ r ɑː n /
Rätt uppstigning	03 h 32 m 55,84496 s
Deklination	−09° 27′ 29,7312″
Skenbar magnitud (V)	3,736
Egenskaper
Spektral typ	K2V
Skenbar magnitud (B)	4,61
Skenbar magnitud (V)	3,73
Skenbar magnitud (J)	2,228 ± 0,298
Skenbar magnitud (H)	1,880 ± 0,276
Skenbar magnitud (K)	1,776 ± 0,286
U−B färgindex	+0,571
B−V färgindex	+0,887
Variabel typ	AV Dra
Astrometri
Radiell hastighet (R v )	+15,5 ± 0,9 km/s
Korrekt rörelse (μ)	; RA: −975,17 mas / år Dec.: 19,49 mas / år
Parallax (π)	311,37 ± 0,11 mas
Distans	; 10,475 ± 0,004 ly (3,212 ± 0,001 st )
Absolut magnitud ( MV )	6.19
Detaljer
Massa	0,82 ± 0,02 M ☉
Radie	0,735 ± 0,005 R ☉
Ljusstyrka	0,34 L ☉
Ytgravitation (log g )	4,30 ± 0,08 cgs
Temperatur	5 084 ± 5,9 K
Metallicitet [Fe/H]	−0,13 ± 0,04 dex
Rotation	11,4 dagar
Rotationshastighet ( v sin i )	2,4 ± 0,5 km/s
Ålder	400–800 Myr
Övriga beteckningar
	Ran, ε Eri , 18 Eridani , BD −09°697 , GJ 144, HD 22049, HIP 16537, HR 1084, SAO 130564, WDS J03330-0928 , LHS 1557
Databasreferenser
SIMBAD	Stjärnan
	planet b
	planet c

Epsilon Eridani ( latiniserad från ε Eridani ), formellt kallad Ran , är en stjärna i den södra stjärnbilden Eridanus , med en deklination av 9,46° söder om himmelsekvatorn . Detta gör att den är synlig från större delen av jordens yta. På ett avstånd av 10,5 ljusår (3,2 parsecs ) från solen har den en skenbar magnitud på 3,73. Det är den tredje närmaste enskilda stjärnan eller stjärnsystemet som är synligt för blotta ögat.

Stjärnan beräknas vara mindre än en miljard år gammal. På grund av sin relativa ungdom har Epsilon Eridani en högre nivå av magnetisk aktivitet än dagens sol, med en stjärnvind som är 30 gånger så stark. Dess rotationsperiod är 11,2 dagar vid ekvatorn. Epsilon Eridani är mindre och mindre massiv än solen, och har en jämförelsevis lägre nivå av element tyngre än helium . Det är en huvudsekvensstjärna av spektralklass K2, vilket innebär att energi som genereras i kärnan genom kärnfusion av väte emitteras från ytan vid en temperatur på cirka 5 000 K (8 500 °F ), vilket ger den en orange nyans.

Bayerbeteckningen ε Eridani (latiniserad som Epsilon Eridani) etablerades 1603 av Johann Bayer . Det kan vara en medlem av Ursa Major Moving Group av stjärnor som delar en liknande rörelse genom Vintergatan , vilket antyder att dessa stjärnor delade ett gemensamt ursprung i en öppen klunga . Dess närmaste granne, det binära stjärnsystemet Luyten 726-8 , kommer att ha ett nära möte med Epsilon Eridani om cirka 31 500 år då de kommer att separeras med cirka 0,93 ly (0,29 pct.). ^{[ opålitlig källa? ]}

Rörelsen av Epsilon Eridani längs siktlinjen till jorden, känd som den radiella hastigheten , har regelbundet observerats i mer än tjugo år. Periodiska förändringar i dess värde gav bevis på att en jätteplanet , Epsilon Eridani b , kretsade runt stjärnan, vilket gör den till ett av de närmaste stjärnsystemen med en kandidatexoplanet . Upptäckten av planeten har varit kontroversiell på grund av mängden bakgrundsljud i radiella hastighetsdata, särskilt i den tidiga observationen, men de flesta astronomer betraktar nu planeten som bekräftad. 2016 fick den det alternativa namnet AEgir [ sic ].

Epsilon Eridani-systemet inkluderar också två bälten av steniga asteroider : cirka 3 AU och 20 AU från stjärnan. Orbitalstrukturen skulle kunna upprätthållas av en hypotetisk andra planet, som om den bekräftas skulle kallas Epsilon Eridani c. Epsilon Eridani är värd för en omfattande yttre skräpskiva av kvarvarande planetesimaler som blivit över från systemets bildning.

Som en av de närmaste solliknande stjärnorna med en planet har Epsilon Eridani varit målet för flera observationer i sökandet efter utomjordisk intelligens . Epsilon Eridani förekommer i science fiction- berättelser och har föreslagits som en destination för interstellära resor . Från Epsilon Eridani skulle solen framstå som en stjärna på 2,4 magnitud i Serpens .

Nomenklatur

ε Eridani , latiniserat till Epsilon Eridani , är stjärnans Bayer-beteckning . Trots att den var en relativt ljusstark stjärna, fick den inte ett riktigt namn av tidiga astronomer. Den har flera andra katalogbeteckningar . Vid dess upptäckt betecknades planeten Epsilon Eridani b, enligt det vanliga beteckningssystemet för extrasolära planeter .

Planeten och dess värdstjärna valdes ut av International Astronomical Union (IAU) som en del av tävlingen NameExoWorlds för att ge rätt namn till exoplaneter och deras värdstjärnor, för vissa system som inte redan hade egennamn. Processen involverade nomineringar av utbildningsgrupper och offentliga omröstningar för de föreslagna namnen. I december 2015 meddelade IAU att de vinnande namnen var Ran for the star och AEgir [ sic ] för planeten. Dessa namn hade lämnats in av eleverna i 8:e klass vid Mountainside Middle School i Colbert, Washington, USA. Båda namnen kommer från nordisk mytologi : Rán är havets gudinna och Ægir , hennes man, är havets gud.

Namnen vid den tidpunkten förblev inofficiella, men 2016 organiserade IAU en arbetsgrupp för stjärnnamn (WGSN) för att katalogisera och standardisera egennamn för stjärnor. I sin första bulletin från juli 2016 erkände WGSN uttryckligen namnen på exoplaneter och deras värdstjärnor som producerades av tävlingen. Epsilon Eridani är nu listad som Ran i IAU Catalogue of Star Names. Det är ännu inte klart om professionella astronomer i allmänhet kommer att använda det nya namnet, eller fortsätta att referera till stjärnan som Epsilon Eridani; båda är nu lika giltiga.

På kinesiska hänvisar 天苑 ( Tiān Yuàn ), som betyder himmelska ängar, till en asterism som består av ε Eridani, ^γ τ Eridani Eridani , ³ Eridani δ Eridani , π Eridani , ζ Eridani , η Eridani , π Ceti , τ Eridani , ^τ τ Eridani , , , τ ⁴ Eridani , τ ⁵ Eridani , τ ⁶ Eridani , τ ⁷ Eridani , τ ⁸ Eridani och τ ⁹ Eridani . Följaktligen kinesiska namnet för ε Eridani i sig 天苑四 ( Tiān Yuàn sì , den fjärde [stjärnan] av Celestial Meadows.)

Observationshistoria

Ovan är den norra delen av stjärnbilden Eridanus avgränsad i grönt, medan Orion visas i blått. Nedan visar en förstorad vy av regionen i den vita rutan platsen för Epsilon Eridani i skärningspunkten mellan de två linjerna.

Katalogisering

för astronomer sedan åtminstone 200-talet e.Kr., då Claudius Ptolemaios (en grekisk astronom från Alexandria , Egypten ) inkluderade den i sin katalog med mer än tusen stjärnor. Katalogen publicerades som en del av hans astronomiska avhandling Almagest . Stjärnbilden Eridanus namngavs av Ptolemaios ( forngrekiska : Ποταμού , flod), och Epsilon Eridani listades som dess trettonde stjärna. Ptolemaios kallade Epsilon Eridani ό τών δ προηγούμενος , grekiska för ' en föregående av de fyra ' (här är δ talet fyra). Detta syftar på en grupp av fyra stjärnor i Eridanus: γ , π , δ och ε (10:e–13:e i Ptolemaios lista). ε är den västligaste av dessa, och därmed den första av de fyra i himlens uppenbara dagliga rörelse från öst till väst. Moderna forskare av Ptolemaios katalog betecknar dess post som "P 784" (i ordning efter utseende) och "Eri 13" . Ptolemaios beskrev stjärnans magnitud som 3.

Epsilon Eridani ingick i flera stjärnkataloger över medeltida islamiska astronomiska avhandlingar, som var baserade på Ptolemaios katalog: i Al-Sufi 's Book of Fixed Stars , publicerad 964, Al-Birunis Mas'ud Canon , publicerad 1030, och Ulugh Begs Zij -i Sultani , publicerad 1437. Al-Sufis uppskattning av Epsilon Eridanis magnitud var 3. Al-Biruni citerar magnituder från Ptolemaios och Al-Sufi (för Epsilon Eridani citerar han värdet 4 för både Ptolemaios och Al-Sufi -Sufis magnituder; ursprungliga värden för båda dessa magnituder är 3). Dess nummer i ordning efter utseende är 786. Ulugh Beg genomförde nya mätningar av Epsilon Eridanis koordinater i sitt observatorium i Samarkand och citerar magnituder från Al-Sufi (3 för Epsilon Eridani). De moderna beteckningarna för dess post i Ulugh Begs katalog är "U 781" och "Eri 13" (den senare är samma som Ptolemaios katalogbeteckning).

1598 ingick Epsilon Eridani i Tycho Brahes stjärnkatalog, återutgiven 1627 av Johannes Kepler som en del av hans Rudolphine Tables . Denna katalog baserades på Tycho Brahes observationer från 1577–1597, inklusive de på ön Hven vid hans observatorier Uraniborg och Stjerneborg . Sekvensnumret för Epsilon Eridani i konstellationen Eridanus var 10, och det betecknades Quae omnes quatuor antecedit , latin för "som föregår alla fyra"; innebörden är densamma som Ptolemaios beskrivning. Brahe tilldelade den magnitud 3.

Epsilon Eridanis Bayer-beteckning etablerades 1603 som en del av Uranometria , en stjärnkatalog producerad av den tyske himmelska kartografen Johann Bayer . Hans katalog tilldelade bokstäver från det grekiska alfabetet till grupper av stjärnor som tillhör samma visuella magnitudklass i varje konstellation, som börjar med alfa (α) för en stjärna i den ljusaste klassen. Bayer gjorde inga försök att ordna stjärnor efter relativ ljusstyrka inom varje klass. Således, även om Epsilon är den femte bokstaven i det grekiska alfabetet, är stjärnan den tionde ljusaste i Eridanus . Förutom bokstaven ε hade Bayer gett den siffran 13 (samma som Ptolemaios katalognummer, liksom många av Bayers nummer) och beskrivit den som Decima septima , latin för "den sjuttonde". Bayer tilldelade Epsilon Eridani magnitud 3.

Johannes Hevelius stjärnkatalog . Dess sekvensnummer i konstellationen Eridanus var 14, dess beteckning var Tertia ( den tredje ), och den tilldelades magnitud 3 eller 4 (källorna skiljer sig åt). Stjärnkatalogen för den engelske astronomen John Flamsteed , publicerad 1712, gav Epsilon Eridani Flamsteed-beteckningen 18 Eridani, eftersom det var den artonde katalogiserade stjärnan i konstellationen Eridanus efter ökande högeruppstigning . 1818 inkluderades Epsilon Eridani i Friedrich Bessels katalog, baserad på James Bradleys observationer från 1750–1762, och i magnitud 4. Den förekom också i Nicolas Louis de Lacailles katalog över 398 huvudstjärnor, vars 307 stjärnor version publicerades 1755 i Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765 , och vars fullständiga version publicerades 1757 i Astronomiæ Fundamenta , Paris . I sin 1831-utgåva av Francis Baily har Epsilon Eridani nummer 50. Lacaille tilldelade den magnitud 3.

År 1801 inkluderades Epsilon Eridani i Histoire céleste française , Joseph Jérôme Lefrançois de Lalandes katalog med cirka 50 000 stjärnor, baserad på hans observationer från 1791–1800, där observationerna är ordnade i tidsordning. Den innehåller tre observationer av Epsilon Eridani. År 1847 publicerades en ny upplaga av Lalandes katalog av Francis Baily, som innehöll majoriteten av dess observationer, där stjärnorna numrerades i rätt uppstigningsordning . Eftersom varje observation av varje stjärna var numrerad och Epsilon Eridani observerades tre gånger, fick den tre nummer: 6581, 6582 och 6583. (Idag används siffror från denna katalog med prefixet "Lalande", eller "Lal".) Lalande tilldelad Epsilon Eridani magnitud 3. Även 1801 ingick den i Johann Bodes katalog , där cirka 17 000 stjärnor grupperades i 102 stjärnbilder och numrerade (Epsilon Eridani fick numret 159 i stjärnbilden Eridanus). Bodes katalog baserades på observationer från olika astronomer, inklusive Bode själv, men mest på Lalandes och Lacailles (för den södra himlen). Bode tilldelade Epsilon Eridani magnitud 3. 1814 Giuseppe Piazzi den andra upplagan av sin stjärnkatalog (dess första upplaga publicerades 1803), baserad på observationer under 1792–1813, där mer än 7000 stjärnor grupperades i 24 timmar (0) –23). Epsilon Eridani är nummer 89 i timme 3. Piazzi tilldelade den magnitud 4. 1918 dök Epsilon Eridani upp i Henry Draper Catalog med beteckningen HD 22049 och en preliminär spektral klassificering av K0.

Detektering av närhet

Baserat på observationer mellan 1800 och 1880 befanns Epsilon Eridani ha en stor egenrörelse över himlaklotet , vilket uppskattades till tre bågsekunder per år ( vinkelhastighet ). Denna rörelse antydde att den var relativt nära solen, vilket gör den till en stjärna av intresse för stjärnparallaxmätningar . Denna process innebär att man registrerar positionen för Epsilon Eridani när jorden rör sig runt solen, vilket gör att en stjärnas avstånd kan uppskattas. använde den amerikanske astronomen William L. Elkin en heliometer vid Royal Observatory vid Godahoppsudden, Sydafrika, för att jämföra positionen för Epsilon Eridani med två närliggande stjärnor. Från dessa observationer beräknades en parallax på 0,14 ± 0,02 bågsekunder . År 1917 hade observatörer förfinat sin parallaxuppskattning till 0,317 bågsekunder. Det moderna värdet på 0,3109 bågsekunder motsvarar ett avstånd på cirka 10,50 ljusår (3,22 st).

Circumstellära upptäckter

Baserat på uppenbara förändringar i Epsilon Eridanis position mellan 1938 och 1972, föreslog Peter van de Kamp att en osynlig följeslagare med en omloppstid på 25 år orsakade gravitationsstörningar i dess position. Detta påstående motbevisades 1993 av Wulff-Dieter Heintz och den falska upptäckten skylldes på ett systematiskt fel i de fotografiska plåtarna .

Rymdteleskopet IRAS, som lanserades 1983, upptäckte infraröda utsläpp från stjärnor nära solen, inklusive ett överskott av infrarött utsläpp från Epsilon Eridani. Observationerna visade att en skiva av finkornigt kosmiskt stoft kretsade runt stjärnan; denna skräpskiva har sedan dess studerats ingående. Bevis för ett planetsystem upptäcktes 1998 genom observation av asymmetrier i denna dammring. Klumpningen i stoftfördelningen kan förklaras av gravitationsinteraktioner med en planet som kretsar precis innanför stoftringen.

År 1987 tillkännagavs upptäckten av ett kretsande planetobjekt av Bruce Campbell, Gordon Walker och Stephenson Yang. Från 1980 till 2000 gjorde ett team av astronomer ledda av Artie P. Hatzes radiella hastighetsobservationer av Epsilon Eridani och mätte stjärnans Dopplerskifte längs siktlinjen . De hittade bevis på en planet som kretsade runt stjärnan med en period på cirka sju år. Även om det finns en hög nivå av brus i radiella hastighetsdata på grund av magnetisk aktivitet i dess fotosfär , förväntas varje periodicitet som orsakas av denna magnetiska aktivitet visa en stark korrelation med variationer i emissionslinjer av joniserat kalcium ( Ca II H och K). linjer ). Eftersom ingen sådan korrelation hittades, ansågs en planetarisk följeslagare vara den mest troliga orsaken. Denna upptäckt stöddes av astrometriska mätningar av Epsilon Eridani som gjordes mellan 2001 och 2003 med Hubble Space Telescope, som visade bevis för gravitationsstörning av Epsilon Eridani av en planet.

Astrofysikern Alice C. Quillen och hennes elev Stephen Thorndike utförde datorsimuleringar av strukturen på dammskivan runt Epsilon Eridani. Deras modell föreslog att dammpartiklarnas klumpning kunde förklaras av närvaron av en andra planet i en excentrisk bana, vilket de tillkännagav 2002.

SETI och föreslagen utforskning

1960 föreslog fysikerna Philip Morrison och Giuseppe Cocconi att utomjordiska civilisationer kunde använda radiosignaler för kommunikation. Project Ozma , ledd av astronomen Frank Drake , använde Tatel-teleskopet för att söka efter sådana signaler från de närliggande solliknande stjärnorna Epsilon Eridani och Tau Ceti . Systemen observerades vid emissionsfrekvensen för neutralt väte, 1 420 MHz (21 cm). Inga signaler av intelligent utomjordiskt ursprung upptäcktes. Drake upprepade experimentet 2010, med samma negativa resultat. Trots denna brist på framgång tog sig Epsilon Eridani in i science fiction-litteratur och tv-program i många år efter nyheterna om Drakes första experiment.

I Habitable Planets for Man , en RAND Corporation- studie från 1964 av rymdforskaren Stephen H. Dole, uppskattades sannolikheten för att en beboelig planet skulle vara i omloppsbana runt Epsilon Eridani till 3,3 %. Bland de kända närliggande stjärnorna listades den med de 14 stjärnor som ansågs mest sannolikt ha en beboelig planet.

William I. McLaughlin föreslog en ny strategi i sökandet efter utomjordisk intelligens ( SETI ) 1977. Han föreslog att allmänt observerbara händelser som novaexplosioner kan användas av intelligenta utomjordingar för att synkronisera sändningen och mottagningen av deras signaler. Denna idé testades av National Radio Astronomy Observatory 1988, som använde utbrott från Nova Cygni 1975 som timer. Femton dagars observation visade att inga onormala radiosignaler kom från Epsilon Eridani.

På grund av närheten och solliknande egenskaper hos Epsilon Eridani ansåg fysikern och författaren Robert L. Forward 1985 systemet som ett rimligt mål för interstellära resor . Följande år British Interplanetary Society Epsilon Eridani som ett av målen i sin projekt Daedalus- studie. Systemet har fortsatt att vara bland målen för sådana förslag, som Project Icarus 2011.

Baserat på dess närliggande läge var Epsilon Eridani bland målstjärnorna för Project Phoenix , en mikrovågsundersökning från 1995 för signaler från utomjordisk intelligens. Projektet hade kontrollerat cirka 800 stjärnor 2004 men hade ännu inte upptäckt några signaler.

Egenskaper

Illustration av de relativa storlekarna av Epsilon Eridani (vänster) och solen (höger)

På ett avstånd av 10,50 ly (3,22 parsecs) är Epsilon Eridani den 13:e närmaste kända stjärnan (och nionde närmaste ensamma stjärna eller stjärnsystem ) till solen från och med 2014. Dess närhet gör den till en av de mest studerade stjärnorna i dess spektral . typ . Epsilon Eridani ligger i den norra delen av stjärnbilden Eridanus, cirka 3° öster om den något ljusare stjärnan Delta Eridani . Med en deklination på -9,46° kan Epsilon Eridani ses från stora delar av jordens yta, vid lämpliga tider på året. Bara norr om latitud 80° N är den permanent gömd under horisonten. Den skenbara magnituden på 3,73 kan göra det svårt att observera från ett stadsområde med blotta ögat, eftersom natthimlen över städer är skymd av ljusföroreningar .

Epsilon Eridani har en uppskattad massa på 0,82 solmassor och en radie på 0,74 solradier . Den lyser med en ljusstyrka på endast 0,34 solenergi . Den uppskattade effektiva temperaturen är 5 084 K. Med en stjärnklassificering av K2 V är det den näst närmaste huvudsekvensstjärnan av K-typ (efter Alpha Centauri B). Sedan 1943 spektrum fungerat som en av de stabila ankarpunkterna efter vilka andra stjärnor klassificeras. Dess metallicitet , fraktionen av beståndsdelar som är tyngre än helium , är något lägre än solens. I Epsilon Eridanis kromosfär , en region i den yttre atmosfären precis ovanför den ljusavgivande fotosfären , uppskattas mängden järn till 74% av solens värde. Andelen litium i atmosfären är fem gånger mindre än i solen.

Epsilon Eridanis klassificering av K-typ indikerar att spektrumet har relativt svaga absorptionslinjer från absorption av väte ( Balmer linjer ) men starka linjer av neutrala atomer och enskilt joniserat kalcium (Ca II). Ljuskraftsklassen V (dvärg) tilldelas stjärnor som genomgår termonukleär fusion av väte i sin kärna . För en huvudsekvensstjärna av K-typ domineras denna fusion av proton-protonkedjereaktionen, där en serie reaktioner effektivt kombinerar fyra vätekärnor för att bilda en heliumkärna. Energin som frigörs vid fusion transporteras ut från kärnan genom strålning , vilket resulterar i ingen nettorörelse av det omgivande plasmat. Utanför denna region, i höljet, transporteras energi till fotosfären genom plasmakonvektion , där den sedan strålar ut i rymden.

Magnetisk aktivitet

Epsilon Eridani har en högre nivå av magnetisk aktivitet än solen, och därför är de yttre delarna av dess atmosfär ( kromosfären och korona ) mer dynamiska. Den genomsnittliga magnetfältstyrkan för Epsilon Eridani över hela ytan är (1,65 ± 0,30) × 10 ⁻² tesla , vilket är mer än fyrtio gånger större än (5–40) × 10 ⁻⁵ T magnetfältstyrkan i solens fotosfär. De magnetiska egenskaperna kan modelleras genom att anta att områden med ett magnetiskt flöde på cirka 0,14 T slumpmässigt täcker cirka 9 % av fotosfären, medan resten av ytan är fri från magnetfält. Den totala magnetiska aktiviteten av Epsilon Eridani visar samexisterande 2,95 ± 0,03 och 12,7 ± 0,3 års aktivitetscykler. Om man antar att dess radie inte ändras under dessa intervall, verkar den långsiktiga variationen i aktivitetsnivå ge en temperaturvariation på 15 K, vilket motsvarar en variation i visuell magnitud (V) på 0,014.

Det magnetiska fältet på ytan av Epsilon Eridani orsakar variationer i det hydrodynamiska beteendet hos fotosfären. Detta resulterar i större jitter vid mätningar av dess radiella hastighet . Variationer på 15 ms ⁻¹ uppmättes under en 20-årsperiod, vilket är mycket högre än mätosäkerheten på 3 ms ⁻¹ . Detta gör tolkningen av periodiciteter i den radiella hastigheten för Epsilon Eridani, som de som orsakas av en planet i omlopp, svårare.

En ljuskurva för Epsilon Eridani, som visar medelvärden för b- och y-bandets storlek mellan 2014 och 2021. Insättningen visar den periodiska variationen över en 12,3-dagars rotationsperiod.

Epsilon Eridani klassificeras som en BY Draconis-variabel eftersom den har områden med högre magnetisk aktivitet som rör sig in i och ut ur siktlinjen när den roterar. Mätning av denna rotationsmodulering tyder på att dess ekvatorialområde roterar med en genomsnittlig period på 11,2 dagar, vilket är mindre än hälften av solens rotationsperiod. Observationer har visat att Epsilon Eridani varierar så mycket som 0,050 i V magnitud på grund av stjärnfläckar och annan kortvarig magnetisk aktivitet. Fotometri har också visat att ytan på Epsilon Eridani, liksom solen, genomgår differentiell rotation , dvs rotationsperioden vid ekvatorn skiljer sig från den på hög latitud . De uppmätta perioderna sträcker sig från 10,8 till 12,3 dagar. Den axiella lutningen av Epsilon Eridani mot siktlinjen från jorden är mycket osäker: uppskattningar sträcker sig från 24° till 72°.

De höga nivåerna av kromosfärisk aktivitet, starka magnetfält och relativt snabba rotationshastigheter hos Epsilon Eridani är karakteristiska för en ung stjärna. De flesta uppskattningar av åldern för Epsilon Eridani placerar den i intervallet från 200 miljoner till 800 miljoner år. Den låga mängden tunga grundämnen i kromosfären i Epsilon Eridani indikerar vanligtvis en äldre stjärna, eftersom det interstellära mediet (av vilket stjärnor bildas) stadigt berikas av tyngre grundämnen som produceras av äldre generationer av stjärnor. Denna anomali kan orsakas av en diffusionsprocess som har transporterat några av de tyngre elementen ut ur fotosfären och in i en region under Epsilon Eridanis konvektionszon .

Röntgenljusstyrkan för Epsilon Eridani är cirka 2 × 10 ²⁸ ergs /s ( 2 × 10 ²¹ W ) . Den är mer lysande i röntgenstrålar än solen vid toppaktivitet . Källan till denna starka röntgenstrålning är Epsilon Eridanis heta korona. Epsilon Eridanis korona verkar större och hetare än solens, med en temperatur på 3,4 × 10 ⁶ K , mätt från observation av koronans ultravioletta och röntgenstrålning. Den visar en cyklisk variation i röntgenstrålning som överensstämmer med den magnetiska aktivitetscykeln.

Stjärnvinden som sänds ut av Epsilon Eridani expanderar tills den kolliderar med det omgivande interstellära mediet av diffus gas och damm, vilket resulterar i en bubbla av uppvärmd vätgas (en astrosfär , motsvarigheten till heliosfären som omger solen). Absorptionsspektrumet från denna gas har mätts med Hubble Space Telescope , vilket gör det möjligt att uppskatta stjärnvindens egenskaper. Epsilon Eridanis heta korona resulterar i en massförlusthastighet i Epsilon Eridanis stjärnvind som är 30 gånger högre än solens. Denna stjärnvind genererar astrosfären som sträcker sig över cirka 8 000 au (0,039 pc) och innehåller en bogchock som ligger 1 600 au (0,0078 pc) från Epsilon Eridani. På sitt beräknade avstånd från jorden sträcker sig denna astrosfär över 42 bågminuter, vilket är bredare än den skenbara storleken på fullmånen.

Kinematik

Epsilon Eridani har en hög egenrörelse och rör sig -0,976 bågsekunder per år i höger uppstigning (den himmelska ekvivalenten till longitud) och 0,018 bågsekunder per år i deklination (himmelslatitud), för en sammanlagd summa av 0,962 bågsekunder per år. Stjärnan har en radiell hastighet på +15,5 km/s (35 000 mph) (bort från solen). Rymdhastighetskomponenterna för Epsilon Eridani i det galaktiska koordinatsystemet är (U, V, W) = (−3, +7, −20 ) km/s , vilket betyder att den färdas inom Vintergatan med ett medelvärde galaktocentriskt avstånd på 28,7 kly (8,79 kiloparsecs) från kärnan längs en bana som har en excentricitet på 0,09. Hastigheten och kursen på Epsilon Eridani indikerar att det kan vara en medlem av Ursa Major Moving Group, vars medlemmar delar en gemensam rörelse genom rymden. Detta beteende tyder på att den rörliga gruppen har sitt ursprung i ett öppet kluster som sedan dess har spridits. Den uppskattade åldern för denna grupp är 500±100 miljoner år, vilket ligger inom intervallet för åldersuppskattningarna för Epsilon Eridani.

Under de senaste miljoner åren tros tre stjärnor ha kommit inom 7 ly (2,1 pc) från Epsilon Eridani. Det senaste och närmaste av dessa möten var med Kapteyns stjärna , som närmade sig ett avstånd av cirka 3 ly (0,92 pc) för ungefär 12 500 år sedan. Två mer avlägsna möten var med Sirius och Ross 614 . Inget av dessa möten tros ha varit tillräckligt nära för att påverka den cirkumstellära skivan som kretsar kring Epsilon Eridani.

Epsilon Eridani närmade sig solen närmast för cirka 105 000 år sedan, när de var åtskilda av 7 ly (2,1 st). Baserat på en simulering av nära möten med närliggande stjärnor, kommer det binära stjärnsystemet Luyten 726-8 , som inkluderar den variabla stjärnan UV Ceti , att möta Epsilon Eridani om cirka 31 500 år på ett minsta avstånd av cirka 0,9 ly (0,29 parsecs). De kommer att vara mindre än 1 ly (0,3 parsecs) från varandra i cirka 4 600 år. Om Epsilon Eridani har ett Oort-moln , skulle Luyten 726-8 kunna störa några av dess kometer med långa omloppsperioder gravitationsmässigt . ^{[ opålitlig källa? ]}

Planetsystemet

Planetsystemet Epsilon Eridani
Följeslagare (i ordning från stjärnan)	Massa	Halvhuvudaxel ( AU )	Omloppsperiod ( dagar )	Excentricitet	Lutning	Radie
Asteroidbälte	~1,5−2,0 (eller 3–4 au) AU				—	—
b (AEgir)	0,78 +0,38 -0,12 M _J	3,48 ± 0,02	2 692 ± 26	0,07 +0,06 -0,05	89° ± 42 °	—
Asteroidbälte	~8–20 AU				—	—
c (obekräftad)	0,1 M _J	~40	102,270	0,3	—	—
Dammskiva	35–100 AU				34° ± 2 °	—

An uneven, multi-coloured ring arranged around a five-sided star at the middle, with the strongest concentration below centre. A smaller oval showing the scale of Pluto's orbit is in the lower right.

Submillimeter våglängdsbild av en ring av dammpartiklar runt Epsilon Eridani (ovanför mitten). De ljusaste områdena indikerar de regioner med de högsta koncentrationerna av damm.

Jämförelse av planeterna och skräpbälten i solsystemet med Epsilon Eridani-systemet. Överst är asteroidbältet och de inre planeterna i solsystemet. Andra från toppen är det föreslagna inre asteroidbältet och planet b av Epsilon Eridani. De nedre illustrationerna visar motsvarande egenskaper för de två stjärnornas yttre system.

Dammskiva

Observationer med James Clerk Maxwell-teleskopet vid en våglängd av 850 μm visar ett utökat strålningsflöde ut till en vinkelradie på 35 bågsekunder runt Epsilon Eridani. Toppemissionen sker vid en vinkelradie på 18 bågsekunder, vilket motsvarar en radie på cirka 60 AU. Den högsta nivån av utsläpp sker över radien 35–75 AU från Epsilon Eridani och är avsevärt reducerad inom 30 AU. Detta utsläpp tolkas som att det kommer från en ung analog av solsystemets Kuiperbälte : en kompakt dammig skivstruktur som omger Epsilon Eridani. Från jorden ses detta bälte i en lutning på ungefär 25° mot siktlinjen.

Damm och eventuellt vattenis från detta bälte migrerar inåt på grund av motståndet från stjärnvinden och en process genom vilken stjärnstrålning får dammkorn att långsamt spiralforma mot Epsilon Eridani, känd som Poynting-Robertson- effekten . Samtidigt kan dessa dammpartiklar förstöras genom inbördes kollisioner. Tidsskalan för allt damm i skivan att rensas bort av dessa processer är mindre än Epsilon Eridanis beräknade ålder. Därför måste den nuvarande dammskivan ha skapats av kollisioner eller andra effekter av större moderkroppar, och skivan representerar ett sent skede i planetbildningsprocessen. Det skulle ha krävt kollisioner mellan 11 jordmassors föräldrakroppar för att ha bibehållit skivan i sitt nuvarande tillstånd över dess beräknade ålder.

Skivan innehåller en uppskattad stoftmassa som är lika med en sjättedel av månens massa, med enskilda stoftkorn som är större än 3,5 μm vid en temperatur på cirka 55 K. Detta stoft genereras av kollision mellan kometer, som sträcker sig uppåt. till 10 till 30 km i diameter och har en sammanlagd massa på 5 till 9 gånger jordens. Detta liknar de uppskattade 10 jordmassorna i det ursprungliga Kuiperbältet. Skivan runt Epsilon Eridani innehåller mindre än 2,2 × ¹⁷ kg 10 kolmonoxid . Denna låga nivå tyder på en brist på flyktiga kometer och isiga planetesimaler jämfört med Kuiperbältet.

Dammbältets klumpiga struktur kan förklaras av gravitationsstörningar från en planet, kallad Epsilon Eridani c. Klumparna i stoftet uppstår vid banor som har en heltalsresonans med den misstänkta planetens omloppsbana. Till exempel, området på skivan som slutför två omlopp för var tredje omlopp av en planet är i en 3:2 omloppsresonans . I datorsimuleringar kan ringmorfologin reproduceras genom infångning av dammpartiklar i 5:3 och 3:2 orbitala resonanser med en planet som har en orbital excentricitet på cirka 0,3. Alternativt kan klumpigheten ha orsakats av kollisioner mellan mindre planeter som kallas plutinos .

Observationer från NASA:s Spitzer Space Telescope tyder på att Epsilon Eridani faktiskt har två asteroidbälten och ett moln av exozodiakalt damm . Den senare är en analog till zodiakaldammet som upptar solsystemets plan . Ett bälte sitter på ungefär samma position som det i solsystemet, kretsar på ett avstånd av 3,00 ± 0,75 AU från Epsilon Eridani, och består av silikatkorn med en diameter på 3 μm och en sammanlagd massa på cirka 10 ¹⁸ kg. Om planeten Epsilon Eridani b existerar så är det osannolikt att detta bälte har haft en källa utanför planetens omloppsbana, så dammet kan ha skapats genom fragmentering och kratring av större kroppar som asteroider . Det andra, tätare bältet, med största sannolikhet också befolkat av asteroider, ligger mellan det första bältet och den yttre kometskivan. Strukturen på bältena och dammskivan tyder på att det behövs mer än två planeter i Epsilon Eridani-systemet för att bibehålla denna konfiguration.

I ett alternativt scenario kan det exozodiakala dammet alstras i ett yttre bälte som kretsar mellan 55 och 90 AU från Epsilon Eridani och har en antagen massa på 10 −3 ^gånger jordens massa. Detta stoft transporteras sedan inåt förbi Epsilon Eridanis bana. När kollisioner mellan dammkornen beaktas kommer dammet att reproducera det observerade infraröda spektrumet och ljusstyrkan. Utanför radien för issublimering , belägen bortom 10 AU från Epsilon Eridani där temperaturerna faller under 100 K, uppstår den bästa anpassningen till observationerna när en blandning av is och silikatdamm antas. Inom denna radie måste dammet bestå av silikatkorn som saknar flyktiga ämnen .

Den inre regionen runt Epsilon Eridani, från en radie av 2,5 AU inåt, verkar vara fri från damm ner till detektionsgränsen för 6,5 m MMT-teleskopet . Dammkorn i denna region avlägsnas effektivt genom drag från stjärnvinden, medan närvaron av ett planetsystem också kan hjälpa till att hålla detta område fritt från skräp. Ändå utesluter detta inte möjligheten att ett inre asteroidbälte kan finnas med en sammanlagd massa som inte är större än asteroidbältet i solsystemet.

Planeter med långa perioder

Konstnärens intryck, som visar två asteroidbälten och en planet som kretsar kring Epsilon Eridani

Som en av de närmaste solliknande stjärnorna har Epsilon Eridani varit målet för många försök att söka efter planetariska följeslagare. Dess kromosfäriska aktivitet och variation gör att det är svårt att hitta planeter med metoden med radiell hastighet , eftersom stjärnaktiviteten kan skapa signaler som efterliknar närvaron av planeter. Sökningar efter exoplaneter runt Epsilon Eridani med direkt avbildning har misslyckats.

Infraröd observation har visat att det inte finns några kroppar med tre eller fler Jupitermassor i detta system, på minst ett avstånd av 500 AU från värdstjärnan. Planeter med liknande massor och temperaturer som Jupiter bör kunna detekteras av Spitzer på avstånd över 80 AU. En ungefär Jupiterstor långperiodisk planet upptäcktes med både radialhastighets- och astrometrihastighetsmetoderna, men har ännu inte helt karakteriserats av den senare från och med 2021. Planeter som är mer än 150 % så massiva som Jupiter kan uteslutas kl. den inre kanten av skräpskivan vid 30–35 AU.

Planet b (AEgir)

, kallad Epsilon Eridani b, tillkännagavs 2000, men upptäckten har förblivit kontroversiell. En omfattande studie 2008 kallade upptäckten "preliminär" och beskrev den föreslagna planeten som "länge misstänkt men fortfarande obekräftad". Många astronomer trodde att bevisen var tillräckligt övertygande för att de betraktar upptäckten som bekräftad. Upptäckten ifrågasattes 2013 eftersom ett sökprogram vid La Silla-observatoriet inte bekräftade att den existerade. Från och med 2021 listar både Extrasolar Planets Encyclopaedia och NASA Exoplanet Archive planeten som "bekräftad".

Konstnärens intryck av Epsilon Eridani b som kretsar kring en zon som har rensats från damm. Runt planeten finns förmodade ringar, och längst ner till vänster finns en förmodad måne.

Publicerade källor är fortfarande oense om den föreslagna planetens grundläggande parametrar. Värden för dess omloppsperiod varierar från 6,85 till 7,2 år. Uppskattningar av storleken på dess elliptiska omloppsbana – den halvstora axeln – sträcker sig från 3,38 AU till 3,50 AU och approximationer av dess orbitala excentricitet varierar från 0,25 ± 0,23 till 0,702 ± 0,039 .

Om planeten existerar förblir dess massa okänd, men en nedre gräns kan uppskattas baserat på orbitalförskjutningen av Epsilon Eridani. Endast komponenten av förskjutningen längs siktlinjen till jorden är känd, vilket ger ett värde för formeln m sin i , där m är planetens massa och i är orbitallutningen . Uppskattningar för värdet av m sin i sträcker sig från 0,60 Jupitermassor till 1,06 Jupitermassor, vilket sätter den nedre gränsen för planetens massa (eftersom sinusfunktionen har ett maxvärde på 1). Om man tar m sin i i mitten av det området vid 0,78, och uppskattar lutningen vid 30°, ger detta ett värde på 1,55 ± 0,24 Jupitermassor för planetens massa.

Av alla uppmätta parametrar för denna planet är värdet för orbital excentricitet det mest osäkra. Excentriciteten på 0,7 som föreslagits av vissa observatörer är oförenlig med närvaron av det föreslagna asteroidbältet på ett avstånd av 3 AU. Om excentriciteten var så hög skulle planeten passera genom asteroidbältet och rensa ut det inom cirka tio tusen år. Om bältet har funnits längre än denna period, vilket verkar troligt, sätter det en övre gräns för Epsilon Eridani b:s excentricitet på cirka 0,10–0,15. Om dammskivan istället genereras från den yttre skräpskivan, snarare än från kollisioner i ett asteroidbälte, behövs inga begränsningar på planetens orbitala excentricitet för att förklara stoftfördelningen.

Planet c

Konstnärens intryck av den obekräftade andra planeten sett från en hypotetisk måne. Den avlägsna Epsilon Eridani är synlig till vänster, omgiven av en svag skiva av dammpartiklar.

Datorsimuleringar av den dammiga skivan som kretsar kring Epsilon Eridani tyder på att formen på skivan kan förklaras av närvaron av en andra planet, preliminärt kallad Epsilon Eridani c. Klumpning i dammskivan kan uppstå eftersom dammpartiklar fångas i banor som har resonans omloppsperioder med en planet i en excentrisk bana. Den postulerade Epsilon Eridani c skulle kretsa på ett avstånd av 40 AU, med en excentricitet på 0,3 och en period på 280 år. Skivans inre hålighet kan förklaras av närvaron av ytterligare planeter. Nuvarande modeller av planetbildning kan inte enkelt förklara hur en planet kunde ha skapats på detta avstånd från Epsilon Eridani. Skivan förväntas ha försvunnit långt innan en jätteplanet kunde ha bildats. Istället kan planeten ha bildats på ett omloppsavstånd av cirka 10 AU och sedan migrerat utåt på grund av gravitationsinteraktion med skivan eller med andra planeter i systemet.

Potentiell beboelighet

Epsilon Eridani är ett mål för program för att hitta planeter eftersom det har egenskaper som gör att en jordliknande planet kan bildas. Även om detta system inte valdes som en primär kandidat för den nu avbrutna Terrestrial Planet Finder , var det en målstjärna för NASA:s föreslagna Space Interferometry Mission för att söka efter planeter i jordstorlek. Epsilon Eridanis närhet, solliknande egenskaper och misstänkta planeter har också gjort det till föremål för flera studier om huruvida en interstellär sond kan skickas till Epsilon Eridani.

Den omloppsradie vid vilken stjärnflödet från Epsilon Eridani matchar solkonstanten — där emissionen matchar solens uteffekt på jordens omloppsavstånd — är 0,61 astronomiska enheter (AU). Det är inom den maximala beboeliga zonen för en förmodad jordliknande planet som kretsar kring Epsilon Eridani, som för närvarande sträcker sig från cirka 0,5 till 1,0 AU. När Epsilon Eridani åldras under en period av 20 miljarder år kommer nettoljusstyrkan att öka, vilket gör att denna zon långsamt expanderar utåt till cirka 0,6–1,4 AU. Närvaron av en stor planet med en mycket elliptisk bana i närheten av Epsilon Eridanis beboeliga zon minskar sannolikheten för att en jordplanet har en stabil bana inom den beboeliga zonen.

En ung stjärna som Epsilon Eridani kan producera stora mängder ultraviolett strålning som kan vara skadlig för livet, men å andra sidan är den en svalare stjärna än solen och producerar därför mindre ultraviolett strålning till att börja med. Orbitalradien där UV-flödet matchar det på den tidiga jorden ligger på strax under 0,5 AU. Eftersom det faktiskt är något närmare stjärnan än den beboeliga zonen, har detta fått vissa forskare att dra slutsatsen att det inte finns tillräckligt med energi från ultraviolett strålning som når in i den beboeliga zonen för att livet någonsin ska komma igång runt den unge Epsilon Eridani.

Se även

Anteckningar

externa länkar

Marcy, G.; et al. (12 februari 2002), En planet runt Epsilon Eridani? , Exoplanets.org, arkiverad från originalet den 9 juli 2011 , hämtad 18 maj 2011 .
Personal (8 juli 1998), "Astronomer upptäcker ett närliggande stjärnsystem precis som vårt eget solsystem", Joint Astronomy Center , University of Hawaii, arkiverat från originalet den 8 maj 2011, hämtat 24 februari 2011 .
Anonym, "Epsilon Eridani" , SolStation , The Sol Company , hämtad 28 november 2008 .
Tirion, Wil (2001), "Sky Map: Epsilon Eridani" , Planet Quest , Cambridge, Storbritannien: Cambridge University Press, arkiverad från originalet den 26 juli 2011, hämtad 9 april 2011 .