Epsilon Indi

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Epsilon Indi (ε)
Indus IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildIndianen
Rektascension22t 03m 21,658s[1]
Deklination-56° 47′ 09,52″[1]
Skenbar magnitud ()4,88310 ± 0,0005[1]
Stjärntyp
SpektraltypK5 V + T1 + T6[2]
U–B+0,10[3]
B–V+1,056 ± 0,016[1]
Astrometri
Radialhastighet ()-40,4[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: +3 960,93 ± 0,24[1] mas/år
Dek.: -2 539,23 ± 0,17[1] mas/år
Parallax ()276,06 ± 0,28[1]
Avstånd11,81 ± 0,01  (3,622 ± 0,004 pc)
Absolut magnitud ()+6,89[5]
Detaljer
Massa0,762 ± 0,038[2] M
Radie0,732 ± 0,006[2] R
Luminositet0,22 L
Temperatur4 630[2] K
Metallicitet-0,06[2] dex
Vinkelhastighet1,46[2] km/s
Ålder1,3[6] miljarder år
Andra beteckningar
CD-57° 8464, CP (D)-57° 10015, GCTP 5314,00, GJ 845, HD 209100, HIP 108870, HR 8387, LHS 67, SAO 247287, FK5 825, UGP 544.[4]

Epsilon Indi (ε Indi, förkortat Epsilon Ind, ε Ind) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en trippelstjärna belägen i den östra delen av stjärnbilden Indianen. Den har en skenbar magnitud på 4,83[1] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 276,1[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 11,8 ljusår (ca 3,6 parsek) från solen.

Konstellationen omfattar Epsilon Indi A och två bruna dvärgar, Epsilon Indi Ba och Epsilon Indi Bb, kretsande i en vid bana runt primärstjärnan.[7] De bruna dvärgarna upptäcktes 2003. Epsilon Indi Ba är en tidig T-dvärg (T1) och Epsilon Indi Bb en sen T-dvärg (T6) separerad med 0,6 bågsekunder och ett projicerat avstånd på 1 460 AE från primärstjärnan.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Primärstjärnan Epsilon Indi A är orange till röd stjärna i huvudserien av spektralklass K4.5 V[2]. Den har en massa som är ca 1,8[2] gånger större än solens massa, en radie som är ca 4,5[2] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 22 procent av solens utstrålning vid en effektiv temperatur på ca 7 445[2] K.

Epsilon Indi A har den tredje största rörelsen hos en stjärna som är synlig för det blotta ögat, efter Groombridge 1830 och 61 Cygni,[8] och den nionde högsta totalt.[9] Denna rörelse kommer att flytta stjärnan till stjärnbilden Tucana omkring år 2640.[10] Epsilon Indi A har en egenrörelse i förhållande till solen på 86 km/s,[3] vilket är ovanligt högt för vad som anses vara en ung stjärna.[11] Den anses vara medlem av Epsilon Indi-rörelsegruppen med minst sexton ingående stjärnor.[12] Detta är en grupp av stjärnor som har liknande egenrörelse genom rymden, och är därför sannolikt bildade vid samma tidpunkt och plats.[13] Epsilon Indi kommer att ha sin närmaste position till solen om ca 17 500 år när de gör perihelionpassage på ett avstånd av ca 10,58 ljusår (3,245 parsek).[14]

Följeslagare[redigera | redigera wikitext]

I januari 2003 tillkännagav astronomer upptäckten av en brun dvärg med en massa på 40 till 60 Jupiter-massor i omlopp kring Epsilon Indi A på ett avstånd av minst 1 500 AE.[15][16] I augusti 2003 upptäckte astronomer att den här bruna dvärgen faktiskt var en dubbel brun dvärg, med en separation på 2,1 AE och en omloppsperiod på cirka 15 år.[17][18] Båda dvärgarna är av spektralklass T. Den mer massiva komponenten Epsilon Indi Ba är av spektraltyp T1-T1.5 och den mindre massiva komponenten, Epsilon Indi Bb, av spektraltyp T6.[17]

Något överskott av infraröd strålning som skulle tyda på en stoftskiva kring stjärnan har inte observerats runt Epsilon Indi.[19] En sådan skulle kunna bildas från kollisioner av planetesimaler som överlevt från den tidiga perioden av stjärnans protoplanetiska skiva.

Källor[redigera | redigera wikitext]

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia

Referenser[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f g h i] van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752 . Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ [a b c d e f g h i j] Demory, B.-O.; et al. (October 2009). "Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI". Astronomy and Astrophysics. 505 (1): 205–215. arXiv:0906.0602 . Bibcode:2009A&A...505..205D. doi:10.1051/0004-6361/200911976.
  3. ^ [a b] Kollatschny, W. (1980). "A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI". Astronomy and Astrophysics. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A&A....86..308K.
  4. ^ [a b] "SIMBAD Query Result: LHS 67 -- High proper-motion Star". Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2007-07-11.
  5. ^ Jimenez, Raul; Flynn, Chris; MacDonald, James; Gibson, Brad K. (March 2003). "The Cosmic Production of Helium". Science. 299 (5612): 1552–1555. arXiv:astro-ph/0303179 . Bibcode:2003Sci...299.1552J. doi:10.1126/science.1080866. PMID 12624260.
  6. ^ Lachaume, R.; Dominik, C.; Lanz, T.; Habing, H. J. (1999). "Age determinations of main-sequence stars: combining different methods". Astronomy and Astrophysics. 348: 897–909. Bibcode:1999A&A...348..897L. — This paper gives a median log age = 9.11, with a range of min = 8.91 and max = 9.31. This corresponds to 1.3 Gyr, with an error range of 0.8–2.0 Gyr.
  7. ^ High-resolution infrared spectroscopy of the brown dwarf ε Indi Ba
  8. ^ Weaver, Harold F. (1947). "The Visibility of Stars Without Optical Aid". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 59 (350): 232–243. Bibcode:1947PASP...59..232W. doi:10.1086/125956.
  9. ^ Staff (2007-05-04). "High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View". ESA. Hämtad 2006-08-10.
  10. ^ ^ p. 296, Patrick Moore's Data Book of Astronomy, Patrick Moore and Robin Rees, Cambridge, Cambridge University Press, 2011.
  11. ^ Rocha-Pinto, Helio J.; Maciel, Walter J.; Castilho, Bruno V. (2001). "Chromospherically Young, Kinematically Old Stars". Astronomy and Astrophysics. 384 (3): 912–924. arXiv:astro-ph/0112452 . Bibcode:2002A&A...384..912R. doi:10.1051/0004-6361:20011815.
  12. ^ Eggen, O. J. (1971). "The zeta Herculis, sigma Puppis, ε Indi, and eta Cephei Groups of Old Disk Population Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 83 (493): 251–270. Bibcode:1971PASP...83..251E. doi:10.1086/129119
  13. ^ Kollatschny, W. (1980). "A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI". Astronomy and Astrophysics. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A&A....86..308K.
  14. ^ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015), "Close encounters of the stellar kind", Astronomy & Astrophysics, 575: 13, arXiv:1412.3648 , Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35.
  15. ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (2003-01-13). "Discovery of Nearest Known Brown Dwarf: Bright Southern Star Epsilon Indi Has Cool, Substellar Companion". European Southern Observatory. Archived from the original on October 14, 2007. Hämtad 2006-05-24.
  16. ^ Scholz, R.-D.; McCaughrean, M. J.; Lodieu, N.; Kuhlbrodt, B. (February 2003). "ε Indi B: A new benchmark T dwarf". Astronomy and Astrophysics. 398 (3): L29–L33. arXiv:astro-ph/0212487 .
  17. ^ [a b] King, R. R.; et al. (February 2010), "ɛ Indi Ba, Bb: a detailed study of the nearest known brown dwarfs", Astronomy and Astrophysics, 510: A99, arXiv:0911.3143 , Bibcode:2010A&A...510A..99K, doi:10.1051/0004-6361/200912981
  18. ^ Volk, K.; Blum, R.; Walker, G.; Puxley, P. (2003). "epsilon Indi B". International Astronomical Union Circular. IAU. 8188 (8188): 2. Bibcode:2003IAUC.8188....2V.
  19. ^ Trilling, D. E.; et al. (February 2008). "Debris Disks around Sun-like Stars". The Astrophysical Journal. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498 . Bibcode:2008ApJ...674.1086T. doi:10.1086/525514.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]