stringtranslate.com

Эпсилон Эридана

Эпсилон Эридана ( латинизированное от ε Эридана ), имя собственное Ран , [19] — звезда в южном созвездии Эридана . При склонении -9,46 ° он виден с большей части поверхности Земли. Расположенная на расстоянии 10,5 световых лет (3,2 парсека ) от Солнца , она имеет видимую звездную величину 3,73, что делает ее третьей по близости отдельной звездой (или звездной системой ), видимой невооруженным глазом .

Возраст звезды оценивается менее миллиарда лет. [20] Эта относительная молодость дает Эпсилону Эридана более высокий уровень магнитной активности , чем у Солнца , со звездным ветром в 30 раз сильнее. Период вращения звезды на экваторе составляет 11,2 дня. Эпсилон Эридана меньше и менее массивен, чем Солнце, и имеет более низкий уровень элементов тяжелее гелия . [21] Это звезда главной последовательности спектрального класса K2 с эффективной температурой около 5000  К (8500  °F ), что придает ей оранжевый оттенок. Это кандидат в члены движущейся группы звезд Большой Медведицы , которые имеют схожее движение по Млечному Пути , подразумевая, что эти звезды имеют общее происхождение в рассеянном скоплении .

Периодические изменения лучевой скорости Эпсилона Эридана привели к появлению на его орбите гигантской планеты , получившей обозначение Эпсилон Эридана b . [22] Первоначально открытие планеты вызвало споры, [23] но сейчас большинство астрономов считают, что существование планеты подтверждено. В 2015 году планете было присвоено имя собственное Эгир . [24] Планетная система Эпсилон Эридана также включает в себя диск обломков , состоящий из аналога пояса Койпера на расстоянии 70 а.е. от звезды и теплой пыли на расстоянии примерно от 3 до 20 а.е. от звезды. [25] [26] Разрыв в диске обломков между 20 и 70 а.е. предполагает вероятное существование внешних планет в системе.

Как одна из ближайших звезд типа Солнца , [27] Эпсилон Эридана была целью нескольких наблюдений в поисках внеземного разума . Эпсилон Эридана появляется в научно-фантастических рассказах и предлагается в качестве пункта назначения для межзвездных путешествий . [28] Из Эпсилона Эридана Солнце выглядело бы как звезда в созвездии Змеи с видимой величиной 2,4. [примечание 1]

Номенклатура

ε Эридана , латинизированного до Эпсилон Эридана , является обозначением звезды по Байеру . Несмотря на то, что это относительно яркая звезда, ранние астрономы не дали ей собственного имени . Имеет несколько других каталожных обозначений . После открытия планета получила обозначение Эпсилон Эридана b, следуя обычной системе обозначения внесолнечных планет .

Планета и ее родительская звезда были выбраны Международным астрономическим союзом (МАС) в рамках конкурса NameExoWorlds по присвоению собственных имен экзопланетам и их родительским звездам для некоторых систем, у которых еще не было собственных имен. [29] [30] Процесс включал выдвижение кандидатур образовательными группами и общественное голосование за предложенные названия. [31] В декабре 2015 года МАС объявил, что победителями стали имена Ран (звезда) и Эгир [ sic ] (планета). [24] Эти имена были представлены учениками 8-го класса средней школы Маунтинсайд в Колберте, штат Вашингтон , США. Оба имени происходят из скандинавской мифологии : Ран — богиня моря, а Эгир , ее муж, — бог океана. [32]

В 2016 году МАС организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) [33] для каталогизации и стандартизации имен собственных звезд. В своем первом бюллетене от июля 2016 года [34] WGSN прямо признала названия экзопланет и звезд-хозяев, полученных в результате конкурса. Эпсилон Эридана теперь указан как Ран в Каталоге звездных имен МАС. [19] Профессиональные астрономы в основном продолжают называть звезду Эпсилон Эридана. [35]

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 . [36] Следовательно, китайское название самого ε Эридана —天苑四( Тянь Юань сы , Четвертая [Звезда] Небесных Лугов.) [37]

История наблюдений

На верхней фотографии показана область множества точечных звезд с цветными линиями, обозначающими созвездия. На нижнем изображении показаны несколько звезд и две белые линии.
Выше северная часть созвездия Эридана обозначена зеленым цветом, а Орион — синим. Ниже увеличенный вид региона в белом поле показывает расположение Эпсилона Эридана на пересечении двух линий.

Каталогизация

Эпсилон Эридана известен астрономам, по крайней мере, со II века нашей эры, когда Клавдий Птолемей ( греческий астроном из Александрии , Египет ) включил его в свой каталог, состоящий из более чем тысячи звезд. Каталог был издан как часть его астрономического трактата « Альмагест» . Созвездие Эридан было названо Птолемеем – Ποταμού ( древнегреческое слово «Река»), а Эпсилон Эридана был указан как его тринадцатая звезда. Птолемей назвал Эпсилон Эридана ό τών δ προηγούμενος ( древнегреческое слово «предыдущее из четырех») (здесь δ — число четыре). Имеется в виду группа из четырех звезд Эридана: γ , π , δ и ε (10–13-е в списке Птолемея). ε — самая западная из них и, следовательно, первая из четырех в видимом ежедневном движении неба с востока на запад. Современные исследователи каталога Птолемея обозначают его запись как «P 784» (в порядке появления) и «Eri 13» . Птолемей описал звездную величину как 3. [38] [39]

Эпсилон Эридана был включен в несколько звездных каталогов средневековых исламских астрономических трактатов, основанных на каталоге Птолемея: в « Книге неподвижных звезд» Аль-Суфи , опубликованной в 964 году, « Каноне Масуда » Аль-Бируни , опубликованной в 1030 году, и « Зидж -и Султани» Улугбека , опубликованная в 1437 году. Оценка Аль-Суфи величины Эпсилона Эридана составляла 3. Аль-Бируни цитирует величины Птолемея и Аль-Суфи (для Эпсилона Эридана он приводит значение 4 как для Птолемея, так и для Аль-Суфи). - Суфийские величины; первоначальные значения обеих этих величин 3). Его номер в порядке появления — 786. [40] Улугбек провел новые измерения координат Эпсилон Эридана в своей обсерватории в Самарканде и цитирует звездные величины из Аль-Суфи (3 для Эпсилон Эридана). Современные обозначения его записи в каталоге Улугбека — «U 781» и «Эри 13» (последнее совпадает с обозначением в каталоге Птолемея). [38] [39]

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. [38] [41]

Обозначение Эпсилона Эридана по Байеру было установлено в 1603 году как часть Уранометрии , звездного каталога, составленного немецким небесным картографом Иоганном Байером . В его каталоге буквам греческого алфавита присвоены группы звезд, принадлежащих к одному и тому же классу визуальной величины в каждом созвездии, начиная с альфа (α) для звезды самого яркого класса. Байер не пытался упорядочить звезды по относительной яркости внутри каждого класса. Таким образом, хотя Эпсилон является пятой буквой греческого алфавита, [42] звезда является десятой по яркости в Эридане . [43] В дополнение к букве ε Байер присвоил ему номер 13 (тот же, что каталожный номер Птолемея, как и многие номера Байера) и описал его как Decima septima ( на латыни «семнадцатый»). [примечание 2] Байер присвоил Эпсилону Эридана звездную величину 3. [44]

В 1690 году Эпсилон Эридана был включен в звездный каталог Иоганна Гевелия . Его порядковый номер в созвездии Эридана был 14, его обозначение было Tertia ( латинское слово «третий»), и ему была присвоена звездная величина 3 или 4 (источники различаются). [38] [45] В звездном каталоге английского астронома Джона Флемстида , опубликованном в 1712 году, Эпсилон Эридана получил обозначение Флемстида как 18 Эридана, поскольку это была восемнадцатая каталогизированная звезда в созвездии Эридана в порядке возрастания прямого восхождения . [4] В 1818 году Эпсилон Эридана был включен в каталог Фридриха Бесселя , основанный на наблюдениях Джеймса Брэдли в 1750–1762 годах, и имел звездную величину 4. [46] Он также появился в каталоге Николя Луи де Лакайля, состоящем из 398 главных звезд. звезд, чья 307-звездная версия была опубликована в 1755 году в « Эфемеридах небесных движений, для dix années, 1755–1765» , [47] и чья полная версия была опубликована в 1757 году в « Astronomæ Fundamenta» , Париж. [48] ​​В издании Фрэнсиса Бейли 1831 года Эпсилон Эридана имеет номер 50. [49] Лакайль присвоил ему звездную величину 3. [47] [48] [49]

В 1801 году Эпсилон Эридана был включен в Histoire céleste française , каталог Жерома Жерома Лефрансуа де Лаланда , состоящий из около 50 000 звезд, основанный на его наблюдениях 1791–1800 годов, в котором наблюдения расположены во временном порядке. Он содержит три наблюдения Эпсилона Эридана. [примечание 3] [50] В 1847 году Фрэнсис Бейли опубликовал новое издание каталога Лаланда, содержащее большинство его наблюдений, в которых звезды были пронумерованы в порядке прямого восхождения . Поскольку каждое наблюдение каждой звезды было пронумеровано, а Эпсилон Эридана наблюдался трижды, он получил три номера: 6581, 6582 и 6583. [51] (Сегодня числа из этого каталога используются с приставкой «Лаланд» или «Лал». [52] ) Лаланд присвоил Эпсилону Эридана 3-ю звездную величину. [50] [51] 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 созвездие Эридана). Каталог Боде был основан на наблюдениях различных астрономов, включая самого Боде, но в основном на наблюдениях Лаланда и Лакайля (для южного неба). Боде присвоил Эпсилону Эридана звездную величину 3. [53] В 1814 году Джузеппе Пиацци опубликовал второе издание своего звездного каталога (первое издание вышло в 1803 году), основанного на наблюдениях 1792–1813 годов, в котором более 7000 звезд были сгруппированы в 24 часы (0–23). Эпсилон Эридана имеет номер 89 в третьем часе. Пиацци присвоил ему звездную величину 4. [54] В 1918 году Эпсилон Эридана появился в Каталоге Генри Дрейпера под обозначением HD 22049 и предварительной спектральной классификацией K0. [55]

Обнаружение близости

На основании 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 ). [56] Это движение означало, что она находилась относительно близко к Солнцу, [57] что делало ее звездой, представляющей интерес для целей измерения звездного параллакса . Этот процесс включает в себя запись положения Эпсилона Эридана при движении Земли вокруг Солнца, что позволяет оценить расстояние до звезды. [56] С 1881 по 1883 год американский астроном Уильям Л. Элкин использовал гелиометр в Королевской обсерватории на мысе Доброй Надежды в Южной Африке, чтобы сравнить положение Эпсилона Эридана с двумя близлежащими звездами. На основе этих наблюдений был рассчитан параллакс 0,14 ± 0,02 угловых секунды . [58] [59] К 1917 году наблюдатели уточнили свою оценку параллакса до 0,317 угловых секунд. [60] 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 центре, с самой сильной концентрацией ниже центра. Овал меньшего размера, показывающий масштаб орбиты Плутона, находится в правом нижнем углу.
Субмиллиметровое изображение кольца пылевых частиц вокруг Эпсилона Эридана (вверху в центре). Самые яркие области обозначают регионы с наибольшей концентрацией пыли.

Основываясь на очевидных изменениях положения Эпсилона Эридана между 1938 и 1972 годами, Питер ван де Камп предположил, что невидимый спутник с орбитальным периодом 25 лет вызывал гравитационные возмущения в его положении. [61] Это утверждение было опровергнуто в 1993 году Вульфом-Дитером Хайнцем , а ложное обнаружение было возложено на систематическую ошибку в фотографических пластинках . [62]

Запущенный в 1983 году космический телескоп IRAS обнаружил инфракрасное излучение звезд, близких к Солнцу, [63] включая избыточное инфракрасное излучение от Эпсилона Эридана. [64] Наблюдения показали, что вокруг звезды вращается диск мелкозернистой космической пыли ; [64] этот диск обломков с тех пор был тщательно изучен. Доказательства существования планетной системы были обнаружены в 1998 году путем наблюдения асимметрии в этом пылевом кольце. Скопление в распределении пыли можно объяснить гравитационным взаимодействием с планетой, вращающейся внутри пылевого кольца. [65]

В 1987 году об обнаружении орбитального планетарного объекта объявили Брюс Кэмпбелл, Гордон Уокер и Стивенсон Янг. [66] [67] С 1980 по 2000 год группа астрономов под руководством Арти П. Хатцеса проводила наблюдения за лучевой скоростью Эпсилона Эридана, измеряя доплеровское смещение звезды вдоль луча зрения . Они нашли свидетельства существования планеты, вращающейся вокруг звезды с периодом около семи лет. [22] Хотя в данных о лучевых скоростях существует высокий уровень шума из-за магнитной активности в его фотосфере , [68] ожидается, что любая периодичность, вызванная этой магнитной активностью, будет демонстрировать сильную корреляцию с изменениями в эмиссионных линиях ионизированного кальция ( линии Ca II H и K ). Поскольку такой корреляции обнаружено не было, наиболее вероятной причиной была признана планета-компаньон. [69] Это открытие было подтверждено астрометрическими измерениями Эпсилон Эридана, сделанными в период с 2001 по 2003 год с помощью космического телескопа Хаббла , 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. [70] Проект «Озма» , возглавляемый астрономом Фрэнком Дрейком , использовал телескоп Татель для поиска таких сигналов от близлежащих солнцеподобных звезд Эпсилон Эридана и Тау Кита . Системы наблюдались на частоте излучения нейтрального водорода 1420 МГц (21 см). Никаких сигналов разумного внеземного происхождения обнаружено не было. [71] Дрейк повторил эксперимент в 2010 году с тем же отрицательным результатом. [70] Несмотря на отсутствие успеха, «Эпсилон Эридана» на протяжении многих лет появлялся в научно-фантастической литературе и телешоу после новостей о первоначальном эксперименте Дрейка. [72]

В исследовании «Обитаемые планеты для человека» , проведенном в 1964 году корпорацией RAND ученым-космонавтом Стивеном Х. Доулом, вероятность существования обитаемой планеты на орбите вокруг Эпсилона Эридана оценивалась в 3,3%. Среди известных близлежащих звезд она была включена в список 14 звезд, которые, как считалось, с наибольшей вероятностью могли иметь обитаемую планету. [73]

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 в качестве таймера вспышки Новой Лебедя 1975 года . Пятнадцать дней наблюдений не выявили аномальных радиосигналов, исходящих от Эпсилона Эридана. [74]

Из-за близости и свойств Эпсилона Эридана, подобных Солнцу, в 1985 году физик и писатель Роберт Л. Форвард рассматривал эту систему как вероятную цель для межзвездных путешествий . [75] В следующем году Британское межпланетное общество предложило Эпсилон Эридана в качестве одной из целей своего исследования проекта «Дедал» . [76] Система продолжала оставаться в числе целей таких предложений, таких как проект «Икар» в 2011 году. [28]

Судя по расположению, Эпсилон Эридана входил в число целевых звезд Проекта Феникс — микроволнового исследования сигналов внеземного разума в 1995 году . [77] К 2004 году в рамках проекта было проверено около 800 звезд, но пока не обнаружено никаких сигналов. [78]

Характеристики

Светящийся оранжевый шар в левой половине и светящийся желтый шар немного большего размера в правой на черном фоне.
Иллюстрация относительных размеров Эпсилона Эридана (слева) и Солнца (справа)

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] Его близость делает его одной из наиболее изученных звезд. своего спектрального класса . [79] Эпсилон Эридана расположен в северной части созвездия Эридана, примерно в 3° к востоку от немного более яркой звезды Дельта Эридана . При склонении -9,46° Эпсилон Эридана в подходящее время года можно увидеть с большей части поверхности Земли. Лишь к северу от 80° с.ш. она навсегда скрыта за горизонтом. [80] Видимая звездная величина 3,73 может затруднить наблюдение из городской зоны невооруженным глазом, поскольку ночное небо над городами затенено световым загрязнением . [81]

Эпсилон Эридана имеет расчетную массу 0,82 солнечной массы [10] [11] и радиус 0,74 солнечного радиуса . [12] Его светимость составляет всего 0,34 солнечной светимости . [13] Расчетная эффективная температура составляет 5084 К. [14] Имея звездную классификацию K2 V, это вторая по близости звезда главной последовательности K-типа (после Альфы Центавра B). [9] С 1943 года спектр Эпсилона Эридана служит одной из стабильных опорных точек, по которым классифицируются другие звезды. [82] Его металличность , доля элементов тяжелее гелия , немного ниже, чем у Солнца. [15] В хромосфере Эпсилона Эридана , области внешней атмосферы чуть выше светоизлучающей фотосферы , содержание железа оценивается в 74% от солнечной величины. [15] Доля лития в атмосфере в пять раз меньше, чем на Солнце. [83]

Классификация К-типа Эпсилона Эридана указывает на то, что в спектре имеются относительно слабые линии поглощения водорода ( линии Бальмера ), но сильные линии нейтральных атомов и однократно ионизированного кальция (Ca II). Класс светимости V (карлик) присваивается звездам, в ядре которых происходит термоядерный синтез водорода. Для звезды главной последовательности K-типа в этом синтезе преобладает протон-протонная цепная реакция , в которой серия реакций эффективно объединяет четыре ядра водорода с образованием ядра гелия. Энергия, выделяемая в результате термоядерного синтеза, переносится наружу из ядра посредством излучения , что не приводит к чистому движению окружающей плазмы. За пределами этой области, в оболочке, энергия посредством конвекции плазмы переносится в фотосферу , откуда затем излучается в пространство. [84]

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 равна(1,65 ± 0,30) × 10 −2  Тл [85] , что более чем в сорок раз превышает напряженность магнитного поля (5–40) × 10 −5 Тл в фотосфере Солнца. [86] Магнитные свойства можно смоделировать, предположив, что области с магнитным потоком около 0,14 Тл случайным образом покрывают примерно 9% фотосферы, тогда как остальная часть поверхности свободна от магнитных полей. [87] Общая магнитная активность Эпсилона Эридана показывает сосуществование2,95 ± 0,03 иЦикл активности 12,7 ± 0,3 года. [83] Если предположить, что его радиус не меняется в течение этих интервалов, долгосрочное изменение уровня активности, по-видимому, приводит к изменению температуры на 15 К, что соответствует изменению визуальной величины (V) 0,014. [88]

Магнитное поле на поверхности Эпсилон Эридана вызывает изменения в гидродинамическом поведении фотосферы. Это приводит к большему джиттеру при измерении его радиальной скорости . Вариации 15 мс -1 были измерены за 20-летний период, что намного превышает погрешность измерения 3 мс -1 . Это затрудняет интерпретацию периодичности лучевой скорости Эпсилон Эридана, например, вызванной движением планеты по орбите. [68]

Кривая блеска Эпсилона Эридана, показывающая средние величины звездных величин в полосах b и y за период с 2014 по 2021 год . [16] На вставке показано периодическое изменение в течение 12,3-дневного периода вращения. [89]

Эпсилон Эридана классифицируется как переменная BY Draconis , поскольку у него есть области более высокой магнитной активности, которые перемещаются на луч зрения и выходят из него при вращении. [6] Измерение этой вращательной модуляции позволяет предположить, что ее экваториальная область вращается со средним периодом 11,2 дня, [17] что составляет менее половины периода вращения Солнца. Наблюдения показали, что величина V звезды Эпсилон Эридана изменяется на целых 0,050 из-за звездных пятен и другой кратковременной магнитной активности. [89] Фотометрия также показала, что поверхность Эпсилона Эридана, как и Солнца, испытывает дифференциальное вращение , т.е. период вращения на экваторе отличается от периода вращения на высоких широтах . Измеренные периоды колеблются от 10,8 до 12,3 дней. [88] [примечание 4] Осевой наклон Эпсилона Эридана к лучу зрения с Земли весьма неопределенен: оценки варьируются от 24° до 72°. [17]

Для молодой звезды характерны высокий уровень хромосферной активности, сильное магнитное поле и относительно высокая скорость вращения Эпсилон Эридана. [90] Большинство оценок возраста Эпсилона Эридана помещают его в диапазон от 200 до 800 миллионов лет. [20] Низкое содержание тяжелых элементов в хромосфере Эпсилон Эридана обычно указывает на более старую звезду, поскольку межзвездная среда (из которой формируются звезды) постоянно обогащается более тяжелыми элементами, производимыми более старыми поколениями звезд. [91] Эта аномалия может быть вызвана процессом диффузии , в результате которого некоторые более тяжелые элементы были перенесены из фотосферы в область ниже конвекционной зоны Эпсилона Эридана . [92]

Рентгеновская светимость Эпсилона Эридана составляет около2 × 10 28  эрг ·с –1 (2 × 10 21  Вт ). В рентгеновских лучах оно ярче, чем Солнце в период пиковой активности . Источником этого сильного рентгеновского излучения является горячая корона Эпсилона Эридана. [93] [94] Корона Эпсилона Эридана кажется больше и горячее, чем солнечная, с температурой3,4 × 10 6  К , измеренная по наблюдениям ультрафиолетового и рентгеновского излучения короны. [95] Он демонстрирует циклические изменения рентгеновского излучения, соответствующие циклу магнитной активности. [96]

Звездный ветер, испускаемый Эпсилоном Эридана, расширяется, пока не сталкивается с окружающей межзвездной средой из диффузного газа и пыли, в результате чего образуется пузырь нагретого газообразного водорода (астросфера , эквивалент гелиосферы , окружающей Солнце). Спектр поглощения этого газа был измерен с помощью космического телескопа Хаббл , что позволило оценить свойства звездного ветра. [95] Горячая корона Эпсилона Эридана приводит к тому, что скорость потери массы звездного ветра Эпсилона Эридана в 30 раз выше, чем у Солнца. Этот звездный ветер создает астросферу, охватывающую около 8000 а.е. (0,039 пк) и содержащую головную ударную волну , расположенную на расстоянии 1600 а.е. (0,0078 пк) от Эпсилона Эридана. На предполагаемом расстоянии от Земли ширина этой астросферы составляет 42 угловые минуты, что больше, чем видимый размер полной Луны. [97]

Кинематика

Эпсилон Эридана имеет высокое собственное движение : перемещается на -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 сумме составляет 0,962 угловых секунды в год. [1] [примечание 5] Звезда имеет лучевую скорость +15,5 км/с (35 000 миль в час) (вдали от Солнца). [99] Компоненты космической скорости Эпсилона Эридана в галактической системе координат равны (U, V, W) = (−3, +7, −20) км/с , что означает, что он движется внутри Млечного Пути . на среднем галактоцентрическом расстоянии 28,7 узлов (8,79 килопарсека) от ядра по орбите с эксцентриситетом 0,09 . [100] Положение и скорость Эпсилона 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 рассеянном скоплении , которое с тех пор распространилось. [101] Предполагаемый возраст этой группы составляет 500±100 миллионов лет, [102] что находится в пределах оценок возраста Эпсилона Эридана.

Считается, что за последний миллион лет три звезды приблизились к Эпсилону Эридана на расстояние 7 лет (2,1 пк). Самая последняя и самая близкая из этих встреч произошла со Звездой Каптейна , которая приблизилась на расстояние около 3 лет (0,92 пк) примерно 12 500 лет назад. Еще две отдаленные встречи произошли с Сириусом и Россом 614 . Считается, что ни одно из этих столкновений не было достаточно близким, чтобы повлиять на околозвездный диск, вращающийся вокруг Эпсилона Эридана. [103]

Эпсилон Эридана максимально приблизился к Солнцу около 105 000 лет назад, когда их разделяло 7 лет (2,1 пк). [104] На основе моделирования близких сближений с близкими звездами двойная звездная система Люйтен 726-8 , в которую входит переменная звезда UV Кита , встретится с Эпсилоном Эридана примерно через 31 500 лет на минимальном расстоянии около 0,9 световых лет (0,29 парсека). ). Они будут находиться на расстоянии менее 1 миля (0,3 парсека) друг от друга в течение примерно 4600 лет. Если у Эпсилона Эридана есть облако Оорта , Люйтен 726-8 может вызвать гравитационное возмущение некоторых из его комет с длинными орбитальными периодами . [105] [ ненадежный источник? ]

Планетарная система

Диск обломков

Звезда видна в центре, а кольцо показывает главный пояс диска обломков, расположенный на расстоянии 70 астрономических единиц от звезды. Пояс кажется эллиптическим, поскольку он слегка наклонен лицом к лицу. Помимо звезды на изображении появляются еще два точечных источника (один из них совпадает с поясом). Это фоновые галактики, а не часть системы эпсилон Эридана.
Изображение системы эпсилон Эридана, полученное Большой миллиметровой/субмиллиметровой решеткой Атакамы (ALMA) на длине волны 1,3 мм. [26]

Избыток инфракрасного излучения вокруг Эпсилона Эридана был обнаружен IRAS [64] , что указывает на наличие околозвездной пыли. Наблюдения с помощью телескопа Джеймса Клерка Максвелла (JCMT) на длине волны 850 мкм показывают расширенный поток излучения с угловым радиусом 35 угловых секунд вокруг Эпсилона Эридана, впервые разрешая диск обломков. С тех пор с помощью Большой миллиметровой решетки Атакамы были получены изображения с более высоким разрешением , показывающие, что пояс расположен на расстоянии 70 а.е. от звезды и имеет ширину всего 11 а.е. [109] [26] Диск наклонен на 33,7° от лицевой стороны, 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 пылевые частицы медленно двигаться по спирали к Эпсилону Эридана, известного как эффект Пойнтинга-Робертсона . [110] В то же время эти частицы пыли могут разрушаться в результате взаимных столкновений. Временной масштаб, в течение которого вся пыль в диске будет очищена в результате этих процессов, меньше предполагаемого возраста Эпсилона Эридана. Следовательно, нынешний пылевой диск, должно быть, был создан в результате столкновений или других эффектов более крупных родительских тел, и диск представляет собой позднюю стадию процесса формирования планет. Чтобы сохранить диск в его нынешнем состоянии в течение его предполагаемого возраста, потребовались бы столкновения между материнскими телами массой в 11 масс Земли. [106]

На двух верхних иллюстрациях показаны коричневые овальные полосы, обозначающие пояса астероидов, и овальные линии, обозначающие орбиты известных планет, со светящейся звездой в центре. Вторая коричневая полоса уже первой. На двух нижних иллюстрациях серые полосы обозначают пояса комет, овальные линии — орбиты планет и светящиеся звезды в центре. Нижняя серая полоса намного шире верхней серой полосы.
Сравнение планет и поясов обломков Солнечной системы с системой Эпсилон Эридана. Наверху находится пояс астероидов и внутренние планеты Солнечной системы. Второй сверху — предполагаемый внутренний пояс астероидов и планета b Эпсилона Эридана. На нижних иллюстрациях показаны соответствующие особенности внешних систем двух звезд.

Диск содержит оценочную массу пыли, равную одной шестой массы Луны, причем отдельные пылинки размером более 3,5 мкм при температуре около 55 К. Эта пыль образуется в результате столкновения комет, которые летят вверх до 10–30 км в диаметре и иметь общую массу в 5–9 раз больше массы Земли. Это похоже на примерно 10 масс Земли в первичном поясе Койпера. [111] [112] Диск вокруг Эпсилона Эридана содержит менее 2,2 × 10 17 кг окиси углерода . Этот низкий уровень предполагает нехватку летучих комет и ледяных планетезималей по сравнению с поясом Койпера. [113]

На изображениях JCMT видны признаки комковатой структуры пояса, которую можно объяснить гравитационным возмущением от планеты, получившей название Эпсилон Эридана c. Предполагается, что сгустки пыли возникают на орбитах, которые имеют целочисленный резонанс с орбитой предполагаемой планеты. Например, область диска, которая совершает два оборота на каждые три оборота планеты, находится в орбитальном резонансе 3:2 . [114] Предполагается, что планета, вызывающая эти возмущения, будет иметь большую полуось от 40 до 50 а.е. [115] [116] [26] Однако с тех пор самые яркие сгустки были идентифицированы как фоновые источники, а существование остальных сгустков остается спорным. [117]

Пыль присутствует и ближе к звезде. Наблюдения космического телескопа Спитцер НАСА показывают, что Эпсилон Эридана на самом деле имеет два пояса астероидов и облако экзодиакальной пыли . Последняя является аналогом зодиакальной пыли , населяющей плоскость Солнечной системы . Один пояс находится примерно в том же положении, что и пояс в Солнечной системе, вращается на расстоянии 3,00 ± 0,75 а.е. от Эпсилона 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 образоваться в результате фрагментации и образования кратеров более крупных тел, таких как астероиды . [118] Второй, более плотный пояс, скорее всего, также населенный астероидами, лежит между первым поясом и внешним диском кометы. Структура поясов и пылевого диска позволяет предположить, что для поддержания такой конфигурации необходимо более двух планет в системе Эпсилон Эридана. [106] [119]

В альтернативном сценарии экзозодиакальная пыль может генерироваться во внешнем поясе. Затем эта пыль переносится внутрь мимо орбиты Эпсилон Эридана b. Если принять во внимание столкновения между пылинками, пыль будет воспроизводить наблюдаемый инфракрасный спектр и яркость. За пределами радиуса сублимации льда , расположенного за пределами 10 а.е. от Эпсилона Эридана, где температура падает ниже 100 К, наилучшее соответствие наблюдениям происходит, когда предполагается смесь льда и силикатной пыли. Внутри этого радиуса пыль должна состоять из силикатных зерен, лишенных летучих веществ . [110]

Внутренняя область вокруг Эпсилона Эридана, начиная с радиуса 2,5 а.е. внутрь, кажется чистой от пыли вплоть до предела обнаружения 6,5-метрового телескопа ММТ . Зерна пыли в этом регионе эффективно удаляются за счет сопротивления звездного ветра, а наличие планетной системы также может помочь сохранить эту область чистой от мусора. Тем не менее, это не исключает возможности существования внутреннего пояса астероидов с общей массой, не превышающей массу пояса астероидов в Солнечной системе. [120]

Долгопериодические планеты

Яркий источник света справа окружен кометами и двумя овальными поясами обломков. Слева — желто-оранжевый серп планеты.
Впечатление художника: два пояса астероидов и планета, вращающаяся вокруг Эпсилона Эридана.

Эпсилон Эридана, одна из ближайших к Солнцу звезд, была целью многих попыток поиска планет-спутников. [22] [20] Его хромосферная активность и изменчивость означают, что найти планеты с помощью метода лучевых скоростей сложно, поскольку звездная активность может создавать сигналы, имитирующие присутствие планет. [121] Поиски экзопланет вокруг Эпсилона Эридана с помощью прямых изображений не увенчались успехом. [69] [122]

Инфракрасные наблюдения показали, что в этой системе нет тел с массой трех и более Юпитера , по крайней мере, на расстоянии 500 а.е. от родительской звезды. [20] Планеты с такой же массой и температурой, как у Юпитера, должны быть обнаружены Спитцером на расстояниях более 80 а.е. Одна долгопериодическая планета размером примерно с Юпитер была обнаружена и охарактеризована методами лучевой скорости и астрометрии. [107] Планеты, более чем на 150% массивнее Юпитера, можно исключить на внутреннем крае диска обломков на расстоянии 30–35 а.е. [18]

Планета b (Эгир)

Об этой планете, получившей название Эпсилон Эридана b , было объявлено в 2000 году, но открытие оставалось спорным в течение примерно следующих двух десятилетий. Комплексное исследование 2008 года назвало обнаружение «предварительным» и описало предполагаемую планету как «давно подозреваемую, но до сих пор не подтвержденную». [106] Многие астрономы полагали, что доказательства достаточно убедительны, и считают открытие подтвержденным. [20] [110] [118] [122] Это открытие было подвергнуто сомнению в 2013 году, поскольку программа поиска в обсерватории Ла Силья не подтвердила его существование. [123] Дальнейшие исследования, начиная с 2018 года, постепенно подтвердили существование планеты благодаря сочетанию лучевой скорости и астрометрии. [124] [125] [126] [127] [107]

Слева — затененный сферический красный объект, окруженный кольцом, с меньшим полумесяцем в центре внизу, изображающим луну. Справа — источник света, разделенный пополам линией, изображающей диск обломков.
Впечатление художника от Эпсилона Эридана b, вращающегося в зоне, очищенной от пыли. Вокруг планеты предполагаются кольца и спутники.

Опубликованные источники по-прежнему расходятся во мнениях относительно основных параметров планеты. Недавние значения его орбитального периода колеблются от 7,3 до 7,6 лет, [107] оценки размера его эллиптической орбиты - большой полуоси - варьируются от 3,38 до 3,53 а.е., [128] [129] и приближения диапазона его орбитального эксцентриситета . от 0,055 до 0,26. [107]

Первоначально масса планеты была неизвестна, но нижний предел можно было оценить на основе смещения орбиты Эпсилона Эридана. Была известна только составляющая смещения по лучу зрения на Землю, что дает значение по формуле m  sin  i , где m — масса планеты, а i — наклонение орбиты . Оценки значения m sin i варьировались от 0,60 массы Юпитера до 1,06 массы Юпитера, [128] [129] , что устанавливает нижний предел массы планеты (поскольку функция синуса имеет максимальное значение 1). Принимая m sin i в середине этого диапазона равным 0,78 и оценивая наклонение в 30 °, как было предложено астрометрией Хаббла , это дает значение 1,55 ± 0,24 массы Юпитера для массы планеты. [8] Более поздние астрометрические исследования обнаружили меньшие массы — от 0,63 до 0,78 массы Юпитера. [107]

Из всех измеренных параметров этой планеты значение эксцентриситета орбиты является наиболее неопределенным. Эксцентриситет 0,7, предложенный некоторыми более ранними исследованиями [8], несовместим 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, он накладывает верхний предел эксцентриситета Эпсилона Эридана b примерно на 0,10–0,15. [118] [119] Если вместо этого пылевой диск образуется из внешнего диска обломков, а не в результате столкновений в поясе астероидов, то для объяснения распределения пыли не нужны никакие ограничения на эксцентриситет орбиты планеты. [110]

Потенциальная обитаемость

Эпсилон Эридана является целью программ поиска планет, поскольку он обладает свойствами, позволяющими сформировать планету, подобную Земле. Хотя эта система не была выбрана в качестве основного кандидата для ныне отмененного проекта Terrestrial Planet Finder , она была целевой звездой для предложенной НАСА миссии космической интерферометрии по поиску планет размером с Землю. [130] Близость, сходство с Солнцем и предполагаемые планеты Эпсилон Эридана также сделали его предметом многочисленных исследований о том, можно ли отправить межзвездный зонд к Эпсилон Эридана. [75] [76] [131]

Радиус орбиты, при котором звездный поток от Эпсилона Эридана соответствует солнечной постоянной (где излучение соответствует излучению Солнца на орбитальном расстоянии Земли), составляет 0,61 а.е. [132] Это находится в пределах максимальной обитаемой зоны предполагаемой земноподобной планеты, вращающейся вокруг Эпсилона Эридана, которая в настоящее время простирается от 0,5 до 1,0 а.е. Поскольку Эпсилон Эридана стареет в течение 20 миллиардов лет, чистая светимость будет увеличиваться, в результате чего эта зона медленно расширяется наружу примерно до 0,6–1,4 а.е. [133] Наличие большой планеты с высокоэллиптической орбитой вблизи обитаемой зоны Эпсилона Эридана снижает вероятность того, что планета земной группы будет иметь стабильную орбиту в обитаемой зоне. [134]

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. [23] [135] Радиус орбиты, на которой поток УФ-излучения совпадает с потоком на ранней Земле, составляет чуть менее 0,5 а.е. [23] Поскольку на самом деле это немного ближе к звезде, чем обитаемая зона, это привело некоторых исследователей к выводу, что энергии ультрафиолетового излучения, достигающего обитаемой зоны, недостаточно для того, чтобы жизнь когда-либо зародилась вокруг молодого Эпсилона Эридана. [135]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ От Эпсилона Эридана Солнце появилось бы на диаметрально противоположной стороне неба в координатах RA= 15 ч 32 м 55,84496 с , Dec=+09° 27′ 29,7312″, которая расположена недалеко от Альфы Змеи . Абсолютная звездная величина Солнца равна 4,83, [a] , поэтому на расстоянии 3,212 парсеков Солнце будет иметь видимую величину: , [b] при условии незначительного поглощения ( AV ) для близлежащей звезды. Ссылка:
    1. Бинни, Джеймс; Меррифилд, Майкл (1998), Галактическая астрономия, Princeton University Press, стр. 56, ISBN 0-691-02565-7
    2. Карттунен, Ханну; и другие. (2013), Фундаментальная астрономия, Springer Science & Business Media, стр. 103, ISBN 978-3-662-03215-2
  2. ^ Это связано с тем, что Байер обозначил 21 звезду в северной части Эридана, пройдя вдоль «реки» с востока на запад, начиная с β ( Supra pedem Orionis in flumine, prima , что означает над подножьем Ориона в реке, первый ) до двадцать первого, σ ( Vigesima prima , то есть двадцать первый ). Эпсилон Эридана был семнадцатым в этой последовательности. Это 21 звезда: β, λ, ψ, b, ω, μ, c, ν, ξ, ο (две звезды), d, A, γ, π, δ, ε, ζ, ρ, η, σ. [44]
  3. ^ 17 сентября 1796 г. (стр. 246), 3 декабря 1796 г. (стр. 248) и 13 ноября 1797 г. (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. По оценкам, значение этого параметра находится в диапазоне:
    0,03 ≤ к ≤ 0,10 [17]
  5. ^ Полное собственное движение μ можно вычислить по формуле:
    µ 2 = (µ α cos δ) 2 + µ δ 2
    где µα — собственное движение по прямому восхождению, µδ — собственное движение по склонению, δ — склонение. [98] Это дает:
    µ 2 = (−975,17 · cos(−9,458°)) 2 + 19,49 2 = 925658,1
    или μ равно 962,11.

Рекомендации

  1. ^ abcdef ван Леувен, Этаж (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysicals , 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», Циркуляры Южноафриканской астрономической обсерватории , 8 : 59, Бибкод : 1984SAAOC...8...59C.
  3. ^ Грей, RO; и другие. (Июль 2006 г.), «Вклад в проект близлежащих звезд (NStars): спектроскопия звезд раньше, чем M0, в пределах 40 пк - Южная выборка», The Astronomical Journal , 132 (1): 161–170, arXiv : astro-ph/ 0603770 , Bibcode : 2006AJ....132..161G, номер 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, РМ; и другие. (Июнь 2003 г.), «Каталог точечных источников всего неба IRSA 2MASS, инфракрасный научный архив НАСА/IPAC», Каталог точечных источников всего неба IRSA 2MASS , Bibcode : 2003tmc..book.....C.
  6. ^ ab "GCVS query=eps Eri", Общий каталог переменных звезд , Астрономический институт Штернберга , Москва, Россия , получено 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.; Рикле, Ф.; Ройер, Ф.; Тауран, Г.; Цвиттер, Т.; Геген, А.; Турон, К. (2018). «Выпуск данных Гайи 2». Астрономия и астрофизика . ЭДП наук. 616 : А7. arXiv : 1804.09370 . дои : 10.1051/0004-6361/201832795. ISSN  0004-6361. S2CID  247759802.
  8. ^ abcd Бенедикт, Г. Фриц; и другие. (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. ^ abc Гонсалес, Г.; Карлсон, МК; Тобин, Р.В. (апрель 2010 г.), «Родительские звезды внесолнечных планет – X. Повторное рассмотрение содержания лития и v sini», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 403 (3): 1368–1380, arXiv : 0912.1621 , Bibcode : 2010MNRAS. 403.1368G, номер документа : 10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x, S2CID  118520284.См. таблицу 3.
  11. ^ Аб Бэйнс, Эллин К.; Армстронг, Дж. Томас (2011), «Подтверждение фундаментальных параметров эпсилон Эридана, звезды-хозяина экзопланеты, с помощью оптического интерферометра ВМФ», The Astrophysical Journal , 748 (1): 72, arXiv : 1112.0447 , Bibcode : 2012ApJ...748. ..72B, номер документа : 10.1088/0004-637X/748/1/72, S2CID  124270967.
  12. ^ аб Демори, Брис-Оливье; Сегрансан, Дэмиен; Форвей, Тьерри; Кело, Дидье; Бёзи, Жан-Люк; Дельфосс, Ксавье; Ди Фолько, Эммануэль; Кервелла, Пьер; Ле Букен, Жан-Батист; Перье, Кристиан; Бенисти, Мириам; Дювер, Жиль; Хофманн, Карл-Хайнц; Лопес, Бруно; Петров, Ромен (октябрь 2009 г.), «Соотношение массы и радиуса звезд малой и очень малой массы, пересмотренное с помощью VLTI», Астрономия и астрофизика , 505 (1): 205–215, arXiv : 0906.0602 , Bibcode : 2009A&A... 505..205D, номер документа : 10.1051/0004-6361/200911976, S2CID  14786643.См. Таблицу Б.1.
  13. ^ аб Саумон, Д.; и другие. (Апрель 1996 г.), «Теория внесолнечных планет-гигантов», The Astrophysical Journal , 460 : 993–1018, arXiv : astro-ph/9510046 , Бибкод : 1996ApJ...460..993S, doi : 10.1086/177027, S2CID  18116542.{{citation}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )См. Таблицу A1, с. 21.
  14. ^ аб Ковтюх, В.В.; и другие. (Декабрь 2003 г.), «Высокоточные эффективные температуры для 181 карлика FK по отношениям глубины линий», Astronomy and Astrophysicals , 411 (3): 559–564, arXiv : astro-ph/0308429 , Bibcode : 2003A&A... 411. .559K, номер документа : 10.1051/0004-6361: 20031378, S2CID  18478960.
  15. ^ abc Сантос, Северная Каролина; Исраэльян, Г.; Мэр, М. (март 2004 г.), «Спектроскопический [Fe/H] для 98 звезд-хозяев внесолнечных планет: исследование вероятности образования планет», Astronomy and Astrophysicals , 415 (3): 1153–1166, arXiv : astro -ph/0311541 , Bibcode : 2004A&A...415.1153S, doi : 10.1051/0004-6361:20034469, S2CID  11800380.— процент железа равен , или 74%
  16. ^ аб Реттенбахер, Рэйчел М.; Кэбот, Сэмюэл ХК; Фишер, Дебра А.; Моннье, Джон Д.; Генри, Грегори В.; Хармон, Роберт О.; Корхонен, Хайди; Брюэр, Джон М.; Лама, Джо; Петербург, Райан Р.; Чжао, Лили Л.; Краус, Стефан; Ле Букен, Жан-Батист; Анугу, Нарсиредди; Дэвис, Клэр Л.; Гарднер, Тайлер; Лантерманн, Сиприен; Шефер, Гейл; Сеттерхольм, Бенджамин; Кларк, Кэтрин А.; Йорстад, Светлана Г.; Куэн, Кайлер; Левин, Стивен (январь 2022 г.), «ЭКСПРЕСС. III. Выявление характеристики лучевой 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.
  17. ^ 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.
  18. ^ Аб Янсон, Маркус; и другие. (Февраль 2015 г.), «Высококонтрастные изображения с помощью Спитцера: глубокие наблюдения Веги, Фомальгаута и ε Эридана», Astronomy & Astrophysicals , 574 : 10, arXiv : 1412.4816 , Bibcode : 2015A&A...574A.120J, doi : 10.1051 /0004-6361/201424944, S2CID  118656652, А120.
  19. ^ ab «Каталог звездных имен МАС» . Проверено 28 июля 2016 г.
  20. ^ Абде Янсон, М.; и другие. (сентябрь 2008 г.), «Комплексное исследование системы ε Эридана. Проверка 4-микронного узкополосного высококонтрастного подхода к получению изображений для поиска планет», Astronomy and Astrophysicals , 488 (2): 771–780, arXiv : 0807.0301 , Бибкод : 2008A&A...488..771J, номер документа : 10.1051/0004-6361:200809984, S2CID  119113471.
  21. ^ Ди Фолько, Э.; и другие. (Ноябрь 2004 г.), «Интерферометрические наблюдения VLTI в ближнем ИК-диапазоне звезд типа Веги. Радиус и возраст α PsA, β Leo, β Pic, ε Eri и τ Cet», Astronomy and Astrophysicals , 426 (2): 601–617 , Бибкод : 2004A&A...426..601D, doi : 10.1051/0004-6361:20047189 .
  22. ^ abc Hatzes, Арти П.; и другие. (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.
  23. ^ abc Буччино, AP; Мауас, PJD; Лемаршан, Джорджия (июнь 2003 г.), Р. Норрис; Ф. Стутман (ред.), «УФ-излучение в различных звездных системах», Биоастрономия 2002: Жизнь среди звезд, Труды симпозиума МАС № 213 , Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество, том. 213, с. 97, Бибкод : 2004IAUS..213...97B.
  24. ^ ab Опубликованы окончательные результаты публичного голосования NameExoWorlds, Международный астрономический союз, 15 декабря 2015 г. , получены 15 декабря 2015 г.
  25. ^ аб Су, Кейт YL; и другие. (2017), «Внутреннее распределение мусора в системе ϵ Эри», The Astronomical Journal , 153 (5): 226, arXiv : 1703.10330 , Bibcode : 2017AJ....153..226S, doi : 10.3847/1538 -3881/aa696b . Мы обнаружили, что эмиссия 24 и 35 мкм согласуется с распределением пыли in situ, создаваемым либо одним планетезимальным поясом на расстоянии 3–21 а.е. (например, Гривз и др., 2014), либо двумя планетезимальными поясами на расстоянии 1,5–21 а.е. 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 во внутренней области системы эпсилон Эри должен располагаться внутри 2 а.е. и/или за пределами 5 а.е., чтобы быть динамически стабильным с предполагаемым эпсилоном Eri b.
  26. ^ 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 . Издательство Оксфордского университета (ОУП). 521 (4): 6180–6194. arXiv : 2303.13584 . Бибкод : 2023MNRAS.521.6180B. doi : 10.1093/mnras/stad938. ISSN  0035-8711.
  27. ^ Виллард, Рэй (декабрь 2007 г.), «Существует ли жизнь на этой экзопланете?», Astronomy , 35 (12): 44–47, Бибкод : 2007Ast....35l..44V.
  28. ^ аб Лонг, К.Ф.; Обусый, РК; Хейн, А. (25 января 2011 г.), « Проект Икар : оптимизация термоядерной силовой установки для межзвездных миссий», Acta Astronautica , 68 (11–12): 1820–1829, Бибкод : 2011AcAau..68.1820L, doi : 10.1016 /j.actaastro.2011.01.010.
  29. ^ NameExoWorlds: Всемирный конкурс МАС по названию экзопланет и их звезд-хозяев, Международный астрономический союз, 9 июля 2014 г. , получено 5 сентября 2015 г. .
  30. ^ «Экзомиры», NameExoWorlds , Международный астрономический союз, заархивировано из оригинала 31 декабря 2016 г. , получено 5 сентября 2015 г.
  31. ^ «Процесс», NameExoWorlds , Международный астрономический союз, 7 августа 2015 г., архивировано из оригинала 15 августа 2015 г. , получено 5 сентября 2015 г.
  32. ^ NameExoWorlds Утвержденные имена, заархивировано из оригинала 1 февраля 2018 г. , получено 7 сентября 2016 г.
  33. ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Проверено 22 мая 2016 г.
  34. ^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Проверено 28 июля 2016 г.
  35. ^ «Запрос объекта для 'HD 22049'», Система астрофизических данных , получено 15 марта 2023 г ..
  36. ^ (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 . 
  37. ^ (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.
  38. ^ abcd Бейли, Фрэнсис (1843), «Каталоги Птолемея, Улугбея, Тихо Браге, Галлея, Гевелия, выведенные на основе лучших авторитетов. 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, каталог Улугбека – стр. 109, каталог Тихо Браге – стр. 156, каталог Гевелия – стр. 209) .
  39. ^ аб Вербунт, Ф.; ван Гент, Р.Х. (2012), «Звездные каталоги Птолемея и Улугбека. Машиночитаемые версии и сравнение с современным каталогом Hipparcos», Astronomy & Astrophysicals , 544 : A31, arXiv : 1206.0628 , Bibcode : 2012A&A...544A ..31В, номер документа : 10.1051/0004-6361/201219596, S2CID  54017245.
  40. ^ 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) .
  41. ^ Вербунт, Ф.; ван Гент, Р.Х. (2010), «Три издания звездного каталога Тихо Браге. Машиночитаемые версии и сравнение с современным каталогом Hipparcos», Astronomy & Astrophysicals , 516 : A28, arXiv : 1003.3836 , Bibcode : 2010A&A... 516А..28В, номер :10.1051/0004-6361/201014002, S2CID  54025412.
  42. ^ Свердлов, Нью-Мексико (август 1986 г.), «Звездный каталог, используемый Йоханнесом Байером», Журнал истории астрономии , 17 (50): 189–197, Бибкод : 1986JHA....17..189S, doi : 10.1177 /002182868601700304, S2CID  118829690.См. стр. 192.
  43. ^ Хоффлейт, Д.; Уоррен-младший, WH (1991), Каталог ярких звезд (5-е изд.), Обсерватория Йельского университета , получено 5 июля 2010 г.
  44. ^ аб Байер, Иоганн (1603). «Уранометрия: схемы omnium asterismorum continens, nova Methodo delineata, aereis laminis expressa» . Уранометрия в библиотеке Линда Холл : ссылка. Страницы по созвездию Эридана : Таблица, Карта.
  45. ^ Вербунт, Ф.; ван Гент, Р.Х. (2010), «Звездный каталог Гевелия. Машиночитаемая версия и сравнение с современным каталогом Hipparcos», Astronomy & Astrophysicals , 516 : A29, arXiv : 1003.3841 , Bibcode : 2010A&A...516A..29V , doi : 10.1051/0004-6361/201014003.
  46. ^ Бессель, Фридрих Вильгельм (1818). «Fundamenta astronomiae pro anno MDCCLV deducta ex Observationibus viri incomparabilis Джеймса Брэдли в Specula astronomica Grenovicensi per annos 1750–1762 institutis». Пятница. Николовиус. Идентификатор Google Книги : UHRYAAAAcAAJ. Страница с Эпсилоном Эридана: 158.
  47. ^ 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») .
  48. ^ 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) .
  49. ^ аб Бейли, Фрэнсис (1831), «О каталоге 398 звезд Лакайля», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 2 (5): 33–34, Бибкод : 1831MNRAS...2...33B, doi : 10.1093 /mnras/2.5.33 . (Эпсилон Эридана: см. стр. 110) .
  50. ^ 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.
  51. ^ 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.
  52. ^ Словарь номенклатуры небесных объектов. Лал вход. СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга .
  53. ^ 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) .
  54. ^ 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) .
  55. ^ Кэннон, Энни Дж .; Пикеринг, Эдвард К. (1918), «Каталог Генри Дрейпера 0h, 1h, 2h и 3h», Анналы обсерватории Гарвардского колледжа , 91 : 1–290, Бибкод : 1918AnHar..91....1C.— см. стр. 236
  56. ^ аб Гилл, Дэвид ; Элкин, В.Л. (1884), Определение гелиометром звездных параллаксов в южном полушарии, Лондон, Великобритания: Королевское астрономическое общество, стр. 174–180.
  57. ^ Белкора, Лейла (2002), Заботясь о небесах: история нашего открытия Млечного Пути , Лондон, Великобритания: CRC Press , стр. 151, ISBN 0-7503-0730-7.
  58. ^ Гилл, Дэвид (1893), Гелиометрические наблюдения для определения звездного параллакса, Лондон: Эйр и Споттисвуд , стр. xvi.
  59. ^ Гилл, Дэвид (1884), «Неподвижные звезды», Nature , 30 (763): 156–159, Бибкод : 1884Natur..30..156., doi : 10.1038/030156a0 .
  60. ^ Адамс, WS ; Джой, АХ (1917), «Светимость и параллакс пятисот звезд», Астрофизический журнал , 46 : 313–339, Бибкод : 1917ApJ....46..313A, doi : 10.1086/142369.
  61. ^ ван де Камп, П. (апрель 1974 г.), «Параллакс и орбитальное движение Эпсилона Эридана», The Astronomical Journal , 79 : 491–492, Бибкод : 1974AJ.....79..491V, doi : 10.1086/111571 .
  62. ^ Хайнц, В. Д. (март 1992 г.), «Фотографическая астрометрия двойных звезд и звезд собственного движения. VII», The Astronomical Journal , 105 (3): 1188–1195, Бибкод : 1993AJ....105.1188H, doi : 10.1086/ 116503.См. примечание для BD −9°697 на стр. 1192.
  63. ^ Нойгебауэр, Г.; и другие. (март 1984 г.), «Миссия инфракрасного астрономического спутника (IRAS)», The Astrophysical Journal , 278 : L1–L6, Бибкод : 1984ApJ...278L...1N, doi : 10.1086/184209, hdl : 1887/6453 .
  64. ^ abc Aumann, HH (октябрь 1985 г.), «Наблюдения материи вокруг близлежащих звезд с помощью IRAS», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 97 : 885–891, Бибкод : 1985PASP...97..885A, doi : 10.1086/ 131620 , S2CID  121192947.
  65. ^ Гривз, Дж. С.; и другие. (Октябрь 1998 г.), «Пылевое кольцо вокруг Эпсилона Эридана: аналог молодой Солнечной системы», The Astrophysical Journal , 506 (2): L133–L137, arXiv : astro-ph/9808224 , Bibcode : 1998ApJ...506L. 133G, номер документа : 10.1086/311652, S2CID  15114295.
  66. ^ Джеймс Э., Хессер (декабрь 1987 г.), «Астрофизическая обсерватория Доминиона, Виктория, Британская Колумбия», Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества , 28 : 510, Бибкод : 1987QJRAS..28..510..
  67. ^ Кэмпбелл, Брюс; Уокер, GA; Ян, С. (15 августа 1988 г.), «Поиск субзвездных спутников звезд солнечного типа», Astrophysical Journal, Часть 1 , 331 : 902–921, Бибкод : 1988ApJ...331..902C, doi : 10.1086 /166608 .
  68. ^ аб Марси, Джеффри В.; и другие. (7–11 августа 2000 г.), А. Пенни (редактор), «Планетарные сообщения в доплеровских остатках (приглашенный обзор)», Планетарные системы во Вселенной, Труды симпозиума № 202 МАС , Манчестер, Соединенное Королевство, том . 202, стр. 20–28, Бибкод : 2004IAUS..202...20M.
  69. ^ Аб Янсон, Маркус; и другие. (Июнь 2007 г.), «Поиск экзопланеты ε Eri b прямым изображением NACO-SDI», The Astronomical Journal , 133 (6): 2442–2456, arXiv : astro-ph/0703300 , Bibcode : 2007AJ....133.2442J , doi : 10.1086/516632, S2CID  56043012.
  70. ^ аб Гуглиуччи, Николь (24 мая 2010 г.), «Фрэнк Дрейк возвращается в поисках внеземной жизни», Discovery News , Discovery Communications, LLC, заархивировано из оригинала 3 февраля 2012 г. , получено 5 июля 2010 г.
  71. ^ Хайдманн, Жан; Данлоп, Шторм (1995), Внеземной разум , Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета , стр. 113, ISBN 0-521-58563-5.
  72. ^ Маршалл, Лоуренс А.; Маран, Стивен П. (2009), Конфиденциальность Плутона: инсайдерский отчет о продолжающихся битвах за статус Плутона, BenBella Books, стр. 171, ISBN 978-1-933771-80-9.
  73. ^ Доул, Стивен Х. (1964), Обитаемые для человека планеты (1-е изд.), Нью-Йорк, Нью-Йорк: Blaisdell Publishing Company, стр. 110 и 113, ISBN 0-444-00092-5, получено 22 июля 2008 г.
  74. ^ Форбс, Массачусетс; Вестпфаль, DJ (сентябрь 1988 г.), «Проверка стратегии Маклафлина для определения времени экспериментов SETI», Бюллетень Американского астрономического общества , 20 : 1043, Бибкод : 1988BAAS...20.1043F.
  75. ^ ab Forward, RL (май – июнь 1985 г.), «Starwisp - сверхлегкий межзвездный зонд», Journal of Spacecraft and Rockets , 22 (3): 345–350, Бибкод : 1985JSpRo..22..345F, doi : 10.2514/3.25754, S2CID  54692367.
  76. ^ аб Мартин, AR (февраль 1976 г.), «Проект Дедал - Рейтинг близлежащих звездных систем для исследования», Журнал Британского межпланетного общества , 29 : 94–100, Бибкод : 1976JBIS...29...94M.
  77. ^ Генри, Т.; и другие. (16–20 августа 1993 г.), «Текущее состояние выбора целей для микроволновой съемки НАСА с высоким разрешением», Прогресс в поисках внеземной жизни , Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона, том. 74, Санта-Крус, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество , стр. 207–218, Бибкод : 1995ASPC...74..207H.
  78. ↑ Уайтхаус, Дэвид (25 марта 2004 г.), «Радиопоиск инопланетян ничего не дает», BBC News , получено 22 июля 2008 г.
  79. ^ Виетес, Мариэла К.; Мауас, Пабло Дж.Д.; Диас, Родриго Ф. (сентябрь 2009 г.), «Хромосферные изменения в K-звездах с активностью», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 398 (3): 1495–1504, arXiv : 0906.1760 , Bibcode : 2009MNRAS.398.1495V, doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15207.x, S2CID  17768058.
  80. ^ Кэмпбелл, Уильям Уоллес (1899), Элементы практической астрономии , Нью-Йорк, Нью-Йорк: The MacMillan Company , стр. 109–110.
  81. ^ Нарисада, Кохей; Шредер, Дуко (2004), Справочник по световому загрязнению , Библиотека астрофизики и космических наук, том. 322, Дордрехт, Нидерланды: Springer , стр. 118–132, Бибкод : 2004ASSL..322.....N, doi : 10.1007/978-1-4020-2666-9 , ISBN 1-4020-2665-Х.
  82. ^ Гаррисон, РФ (декабрь 1993 г.), «Опорные точки для системы спектральной классификации МК», Бюллетень Американского астрономического общества , 25 : 1319, Бибкод : 1993AAS...183.1710G, заархивировано из оригинала 25 июня 2019 г. , получено 4 февраля 2012 г.
  83. ^ аб Меткалф, TS; и другие. (2016), «Циклы магнитной активности в звезде-хозяине экзопланеты эпсилон Эридана», The Astrophysical Journal Letters , 763 (2): 6, arXiv : 1604.06701 , Бибкод : 2013ApJ...763L..26M, doi : 10.1088/2041- 8205/763/2/L26, S2CID  119163275, L26.
  84. ^ Карттунен, Ханну; Оя, Х. (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Гейдельберг, Германия: Springer, стр. 209–213, 247–249, ISBN 978-3-540-34143-7.
  85. ^ Рюди, И.; Соланки, СК; Мэтис, Г.; Саар, С.Х. (февраль 1997 г.), «Измерения магнитного поля умеренно активных холодных карликов», Astronomy and Astrophysicals , 318 : 429–442, Bibcode : 1997A&A...318..429R.
  86. ^ Ван, Ю.-М.; Шили, Н. Р. младший (июль 2003 г.), «Моделирование крупномасштабного магнитного поля Солнца во время минимума Маундера», The Astrophysical Journal , 591 (2): 1248–1256, Бибкод : 2003ApJ...591.1248W, doi : 10.1086 /375449 .
  87. ^ 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.
  88. ^ Аб Грей, Дэвид Ф.; Балюнас, Салли Л. (март 1995 г.), «Вариации магнитной активности Эпсилона Эридана», The Astrophysical Journal , 441 (1): 436–442, Бибкод : 1995ApJ...441..436G, doi : 10.1086/175368 .
  89. ^ аб Фрей, Гэри Дж.; и другие. (Ноябрь 1991 г.), «Период вращения Эпсилон Эри по фотометрии его звездных пятен», The Astrophysical Journal , 102 (5): 1813–1815, Бибкод : 1991AJ....102.1813F, doi : 10.1086/116005.
  90. ^ Дрейк, Джереми Дж.; Смит, Джеффри (август 1993 г.), «Фундаментальные параметры хромосферно активного карлика К2 Эпсилон Эридана», The Astrophysical Journal , 412 (2): 797–809, Бибкод : 1993ApJ...412..797D, doi : 10.1086/ 172962 .
  91. ^ Роча-Пинто, HJ; и другие. (Июнь 2000 г.), «Химическое обогащение и звездообразование в диске Млечного Пути. I. Описание образца и соотношение возраста и металличности хромосферы», Astronomy and Astrophysicals , 358 : 850–868, arXiv : astro-ph/0001382 , Bibcode : 2000A&A ...358..850р.
  92. ^ 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.
  93. ^ Джонсон, HM (1 января 1981 г.), «Рентгеновское исследование близлежащих звезд», Astrophysical Journal, Часть 1 , 243 : 234–243, Бибкод : 1981ApJ...243..234J, doi : 10.1086/158589 .
  94. ^ Шмитт, JHMM; и другие. (Февраль 1996 г.), «Спектр крайнего ультрафиолета ближайшего K-карлика ε Эридана», Astrophysical Journal , 457 : 882, Бибкод : 1996ApJ...457..882S, doi : 10.1086/176783 .
  95. ^ 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.
  96. ^ Коффаро, М.; и другие. (Апрель 2020 г.), «Цикл рентгеновской активности молодой солнечноподобной звезды ɛ Эридана», Astronomy & Astrophysicals , 636 : 18, arXiv : 2002.11009 , Bibcode : 2020A&A...636A..49C, doi : 10.1051/ 0004-6361/201936479, S2CID  211296501, А49.
  97. ^ Вуд, Брайан Э.; Мюллер, Ханс-Рейнхард; Занк, Гэри П.; Лински, Джеффри Л. (июль 2002 г.), «Измеренные темпы потери массы солнечноподобных звезд в зависимости от возраста и активности», The Astrophysical Journal , 574 (1): 412–425, arXiv : astro-ph/0203437 , Бибкод : 2002ApJ...574..412W, номер doi : 10.1086/340797, S2CID  1500425.См. стр. 10.
  98. ^ Бирни, Д. Скотт; Гонсалес, Гильермо; Оспер, Дэвид (2006), Наблюдательная астрономия (2-е изд.), Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета, стр. 75, ISBN 0-521-85370-2.
  99. ^ Эванс, DS (20–24 июня 1966 г.), Баттен, Алан Генри; Херд, Джон Фредерик (ред.), «Пересмотр общего каталога лучевых скоростей», « Определение лучевых скоростей и их применения», Материалы симпозиума МАС №. 30 , Университет Торонто: Международный астрономический союз , вып. 30, с. 57, Бибкод : 1967IAUS...30...57E.
  100. ^ де Мелло, Г. Ф. Порту; дель Пелосо, EF; Гецци, Луан (2006), «Астробиологически интересные звезды в пределах 10 парсеков 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.
  101. ^ 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.
  102. ^ Кинг, Джереми Р.; и другие. (Апрель 2003 г.), «Звездные кинематические группы. II. Пересмотр членства, активности и возраста группы Большой Медведицы», The Astronomical Journal , 125 (4): 1980–2017, Бибкод : 2003AJ....125.1980 К, дои : 10.1086/368241 .
  103. ^ Дельторн, Ж.-М.; Грин, П. (16 мая 2001 г.), «В поисках заклятых врагов с Вегой, эпсилоном Эридана и Фомальгаутом», в Джаявардхане, Рэй; Грин, Тоас (ред.), Молодые звезды вблизи Земли: прогресс и перспективы , Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона, том. 244, Сан-Франциско, Калифорния: Тихоокеанское астрономическое общество, стр. 227–232, arXiv : astro-ph/0105284 , Bibcode : 2001ASPC..244..227D, ISBN 1-58381-082-Х.
  104. ^ Гарсиа-Санчес, Дж.; и другие. (Ноябрь 2001 г.), «Звездные встречи с Солнечной системой», Astronomy and Astrophysicals , 379 (2): 634–659, Бибкод : 2001A&A...379..634G, doi : 10.1051/0004-6361:20011330 .
  105. ^ Потемине, Игорь Ю. (12 апреля 2010 г.). «Транзит Люйтен 726-8 в пределах 1 миля от Эпсилон Эридана». arXiv : 1004.1557 [astro-ph.SR].
  106. ^ abcd Бэкман, Д.; и другие. (2009), «Диск планетарных обломков Эпсилона 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.
  107. ^ abcdef Фэн, Фабо; Батлер, Р. Пол; и другие. (июль 2023 г.). «Пересмотренные орбиты двух ближайших Юпитеров». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 525 : 607–619. arXiv : 2307.13622 . doi : 10.1093/mnras/stad2297.
  108. ^ Именование экзопланет, Международный астрономический союз , данные получены 20 августа 2021 г.
  109. ^ Бут, Марк; Дент, Уильям РФ; Джордан, Андрес; Лестрейд, Жан-Франсуа; Хейлз, Антонио С.; Вятт, Марк С.; Касасс, Симон; Эртель, Стив; Гривз, Джейн С.; Кеннеди, Грант М.; Матра, Лука; Ожеро, Жан-Шарль; Виллар, Эрик (4 мая 2017 г.). «Северная дуга Кольца Обломков ε Эридана, вид с АЛМА». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета (ОУП). 469 (3): 3200–3212. doi : 10.1093/mnras/stx1072. hdl : 10150/625481 . ISSN  0035-8711.
  110. ^ abcd Райдемейстер, М.; и другие. (март 2011 г.), «Холодное происхождение теплой пыли вокруг ε Эридана», Astronomy & Astrophysicals , 527 : A57, arXiv : 1011.4882 , Bibcode : 2011A&A...527A..57R, doi : 10.1051/0004-6361/201015328 , S2CID  56019152.
  111. ^ Дэвис, Греция; и другие. (Февраль 2005 г.), «Структура в диске обломков ε Эридана», The Astrophysical Journal , 619 (2): L187–L190, arXiv : astro-ph/0208279 , Bibcode : 2005ApJ...619L.187G, doi : 10.1086/ 428348, S2CID  121935302.
  112. ^ Морбиделли, А.; Браун, Мэн; Левисон, HF (июнь 2003 г.), «Пояс Койпера и его первобытная скульптура», Earth, Moon и Planets , 92 (1): 1–27, Бибкод : 2003EM&P...92....1M, doi : 10.1023 /Б:ЛУНА.0000031921.37380.80, S2CID  189905479.
  113. ^ Коулсон, IM; Дент, WRF; Гривз, Дж. С. (март 2004 г.), «Отсутствие CO в пике пыли вокруг ε Эри», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 348 (3): L39–L42, Бибкод : 2004MNRAS.348L..39C, doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07563.x .
  114. ^ Озерной, Леонид М.; Горькавый Ник Н.; Мэзер, Джон К.; Тайдакова, Таня А. (июль 2000 г.), «Признаки экзосолнечных планет в дисках пылевых обломков», The Astrophysical Journal Letters , 537 (2): L147–L151, arXiv : astro-ph/0007014 , Bibcode : 2000ApJ...537L .147O, номер документа : 10.1086/312779, S2CID  1149097.
  115. ^ Куиллен, AC; Торндайк, Стивен (октябрь 2002 г.), «Структура пыльного диска ε Эридана, вызванная резонансами среднего движения с эксцентриситетом планеты 0,3 в периастре», The Astrophysical Journal , 578 (2): L149–L142, arXiv : astro-ph/0208279 , Бибкод : 2002ApJ...578L.149Q, номер doi : 10.1086/344708, S2CID  955461.
  116. ^ Деллер, AT; Мэддисон, Северная Каролина (20 мая 2005 г.). «Численное моделирование дисков пылевого мусора». Астрофизический журнал . Американское астрономическое общество. 625 (1): 398–413. arXiv : astro-ph/0502135 . Бибкод : 2005ApJ...625..398D. дои : 10.1086/429365 . ISSN  0004-637X. S2CID  2764643.
  117. ^ 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 Эриданом и его окрестностями». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . Издательство Оксфордского университета (ОУП). 462 (3): 2285–2294. arXiv : 1606.02761 . doi : 10.1093/mnras/stw1363. ISSN  0035-8711.
  118. ^ abc Броги, М.; Марзари, Ф.; Паолички, П. (май 2009 г.), «Динамическая стабильность внутреннего пояса вокруг Эпсилона Эридана», Astronomy and Astrophysicals , 499 (2): L13–L16, Бибкод : 2009A&A...499L..13B, doi : 10.1051/0004 -6361/200811609 .
  119. ^ аб Клавин, Уитни (27 октября 2008 г.), «В ближайшей планетной системе есть два пояса астероидов», НАСА/Лаборатория реактивного движения-Калтех , заархивировано из оригинала 19 ноября 2012 г. , получено 4 июля 2010 г.
  120. ^ Лю, Уилсон М.; и другие. (март 2009 г.), «Наблюдения за звездами главной последовательности и ограничения на экзозодическую пыль с помощью обнуляющей интерферометрии», The Astrophysical Journal , 693 (2): 1500–1507, Бибкод : 2009ApJ...693.1500L, doi : 10.1088/0004- 637Х/693/2/1500 .
  121. ^ Сетиаван, Дж.; и другие. (2008), «Планеты вокруг активных звезд», Сантос, Северная Каролина; Пасквини, Л.; Коррейя, А.; Романиелло, М. (ред.), Прецизионная спектроскопия в астрофизике , Симпозиумы по астрофизике ESO, 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.
  122. ^ аб Хайнце, АН; и другие. (Ноябрь 2008 г.), «Глубокие изображения в L'- и M-диапазонах планет вокруг Веги и ε Эридана», The Astrophysical Journal , 688 (1): 583–596, arXiv : 0807.3975 , Bibcode : 2008ApJ...688.. 583H, номер документа : 10.1086/592100, S2CID  17082115.
  123. ^ Цехмайстер, М.; и другие. (Апрель 2013 г.), «Программа поиска планет на спектрометре ESO Coudé Echelle и HARPS. IV. Поиск аналогов Юпитера вокруг солнечноподобных звезд», Astronomy & Astrophysicals , 552 : 62, arXiv : 1211.7263 , Bibcode : 2013A&A.. .552A..78Z, номер документа : 10.1051/0004-6361/201116551, S2CID  53694238, A78.
  124. ^ Мавет, Дмитрий; Хирш, Леа; и другие. (2019), «Глубокое исследование ϵ Эридана с помощью вихревой коронографии в Ms-диапазоне Кека и лучевых скоростей: массовые 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 полные наблюдательные доказательства существования ε Эридана б.
  125. ^ Макаров, Валерий В.; Захариас, Норберт; Финч, Чарльз Т. (2021), «В поисках астрометрических сигналов ниже 20 мс-1: подпись планеты массы Юпитера в ε Eri», Исследовательские заметки AAS , 5 (6): 155, arXiv : 2107.01090 , Bibcode : 2021RNAAS...5..155M, doi : 10.3847/2515-5172/ac0f59 . Мы пришли к выводу, что новейшие астрометрические результаты подтверждают существование долгопериодической экзопланеты, вращающейся вокруг ε Eri....Результаты согласуются с ранее сообщенными планета epsEri-b с массой примерно Юпитера и периодом в несколько лет.
  126. ^ Ллоп-Сайсон, Хорхе; Ван, Джейсон Дж.; и другие. (ноябрь 2021 г.). «Ограничение орбиты и массы эпсилона Эридана b с помощью лучевых скоростей, астрометрии Hipparcos IAD-Gaia DR2 и верхних пределов многоэпохальной вихревой коронографии». Астрономический журнал . 162 (5): 181. arXiv : 2108.02305 . Бибкод : 2021AJ....162..181L. дои : 10.3847/1538-3881/ac134a . 181.
  127. ^ Бенедикт, Г. Фриц (март 2022 г.). «Возвращаясь к астрометрии эпсилона Эридана HST/FGS». Исследовательские записки ААС . 6 (3): 45. Бибкод : 2022RNAAS...6...45B. дои : 10.3847/2515-5172/ac5b6b .
  128. ^ Аб Райт, Джейсон; Марси, Джефф (июль 2010 г.), Каталог близлежащих экзопланет, Калифорнийский консорциум Planet Survey , получено 7 ноября 2010 г.
  129. ^ Аб Батлер, РП; и другие. (2006), «Каталог близлежащих экзопланет», The Astrophysical Journal , 646 (1): 505–522, arXiv : astro-ph/0607493 , Bibcode : 2006ApJ...646..505B, doi : 10.1086/504701, S2CID  119067572.
  130. ^ Маккарти, Крис (2008), Миссия по космической интерферометрии: ключевой научный проект, Exoplanets Group, Государственный университет Сан-Франциско , заархивировано из оригинала 10 августа 2007 г. , получено 22 июля 2008 г.
  131. ^ МакНатт, РЛ; и другие. (19 января 2000 г.), «Реалистичный межзвездный исследователь», Протоколы конференции AIP , 504 : 917–924, Бибкод : 2000AIPC..504..917M, doi : 10.1063/1.1302595.
  132. ^ Китцманн, Д.; и другие. (Февраль 2010 г.), «Облака в атмосферах внесолнечных планет. I. Климатические эффекты многослойных облаков для планет земного типа и последствия для обитаемых зон», Astronomy and Astrophysicals , 511 : 511A66.1–511A66.14, arXiv : 1002.2927 , Bibcode : 2010A&A...511A..66K, номер номера : 10.1051/0004-6361/200913491, S2CID  56345031.См. таблицу 3.
  133. ^ Андервуд, Дэвид Р.; Джонс, Барри В.; Сон, П. Ник (2003), «Эволюция обитаемых зон в течение жизни звезд и ее значение для поиска внеземной жизни», Международный журнал астробиологии , 2 (4): 289–299, arXiv : astro-ph/0312522 , Bibcode : 2003IJAsB...2..289U, doi : 10.1017/S1473550404001715, S2CID  119496186.
  134. ^ Джонс, Барри В.; Андервуд, Дэвид Р.; Сон, П. Ник (22–25 апреля 2003 г.), «Стабильность орбит планет земной массы в обитаемых зонах известных экзопланетных систем и вблизи них», Материалы конференции по направлению «Навстречу другим землям»: DARWIN/TPF и Поиск внесолнечных планет земной группы , Гейдельберг, Германия: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, 539 : 625–630, arXiv : astro-ph/0305500 , Bibcode : 2003ESASP.539..625J, ISBN 92-9092-849-2.
  135. ^ аб Буччино, AP; Лемаршан, Джорджия; Мауас, 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, У около 41% звезд выборки: HD19994, 70 Vir, 14 Her, 55 Cnc, 47 UMa, ε Eri и HD3651, совпадений нет. вообще между УФ-областью и ГП... традиционная ГП не была бы пригодна для жизни в соответствии с критериями УФ-излучения, представленными в этой работе.

Внешние ссылки