Epsilon Reticuli

Från Wikipedia
Hoppa till navigering Hoppa till sök
Epsilon Reticuli (ε)
Reticulum IAU.svg
Observationsdata
Epok: J2000.0
StjärnbildRombiska nätet
Rektascension04t 16m 29,029s[1]
Deklination-59° 18′ 07,76″[1]
Skenbar magnitud ()+4,44[2] / 12,5
Stjärntyp
SpektraltypK2 IV + DA 3,3[3]
U–B+1,07[2]
B–V+1,08[2]
Astrometri
Radialhastighet ()+29,3[4] km/s
Egenrörelse (µ)RA: -47,53 ± 0,17[1] mas/år
Dek.: -167,58 ± 0,17[1] mas/år
Parallax ()54,83 ± 0,2[1]
Avstånd59,5 ± 0,2  (18,24 ± 0,05 pc)
Absolut magnitud ()0,87[5]
Detaljer
Massa1,46 ± 0,01[6] M
Radie3,18 ± 0,08[6] R
Luminositet6,2 ± 0,6[6] L
Temperatur4 961 ± 28[6] K
Metallicitet0,26 ± 0,07[6]
Vinkelhastighet2,07 ± 0,42[6]
Ålder2,89 ± 0,06[6] miljarder år
Andra beteckningar
ε Reticuli, ε Ret, Epsilon Ret, CPD -59 ° 324, GJ 9153, HD 27442, HD 27442A, HIP 19921, HR 1355, SAO 233463. [7]

Epsilon Reticuli (ε Reticuli, förkortat Epsilon Ret, ε Ret) som är stjärnans Bayerbeteckning, är en dubbelstjärna belägen i den nordöstra delen av stjärnbilden Rombiska nätet. Den har en skenbar magnitud på 4,44[2] och är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 54,8[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 59 ljusår (ca 18 parsek) från solen.

Egenskaper[redigera | redigera wikitext]

Primärstjärnan Epsilon Reticuli A är en röd till orange underjättestjärna av spektralklass K2 IV[3], vilket anger att fusionen av väte i dess kärna är på väg att upphöra varefter den kommer att expandera till en röd jätte. Den har en massa som är omkring 50 procent[6] större än solens massa, en radie som är ca 3,2[6] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 6[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur på ca 5 000[6] K. Som typiskt för stjärnor med jätteplaneter, har den en hög metallicitet, med en överskott av järn som är 82% större än solens.[6]

Sekundärstjärnan, Epsilon Reticuli B, är känd som en visuell följeslagare sedan 1930, och 2006 bekräftades den som en fysisk följeslagare på grundval av sin med primärstjärnan gemensam rörelse genom rymden.[8][9] Det noterades att dess färgindex inte är kompatibla med ett objekt i huvudserien, men överensstämmer med en vit dvärg.[9] Detta bekräftades 2007 av spektroskopiska observationer, som visade ett absorptionsspektrum typiskt för en väterik vit dvärg (spektral typ DA). [10][11] Denna stjärna har en skenbar magnitud på 12,5 och är separerad med 13 bågsekunder, vilket motsvarar en separation på 240 AE och en omloppsperiod på mer än 2 700 år. [3]

Planetsystem[redigera | redigera wikitext]

År 2000 bekräftades en exoplanet, Epsilon Reticuli b, i bana kring primärstjärnan.[12] Med en minsta massa på 1,17 gånger den hos Jupiter cirkulerar planeten runt Epsilon Reticuli A med en genomsnittlig separation på 1,16 AE. Planetens excentricitet är extremt låg (0,06), och den har en omloppsperiod på 418 dygn eller 1,13 år. Stabilitetsanalys visar att planetens lagrangiska punkter skulle vara stabila nog för att kunna ge plats för planeter av jordens storlek, men hittills har inga sådana upptäckts. [13]

Referenser[redigera | redigera wikitext]

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

Noter[redigera | redigera wikitext]

  1. ^ [a b c d e f] 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] Johnson, H. L.; et al. (1966), "UBVRIJKL photometry of the bright stars", Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, 4 (99): 99, Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
  3. ^ [a b c] Farihi, J.; Burleigh, M. R.; Holberg, J. B.; Casewell, S. L.; Barstow, M. A. (November 2011). "Evolutionary constraints on the planet-hosting subgiant ε Reticulum from its white dwarf companion". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 417 (3): 1735–1741. arXiv:1104.0925  . Bibcode:2011MNRAS.417.1735F. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19354.x.
  4. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953), General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Washington: Carnegie Institution of Washington, Bibcode:1953GCRV..C......0W
  5. ^ ^ Elgarøy, Øystein; Engvold, Oddbjørn; Lund, Niels (March 1999), "The Wilson-Bappu effect of the MgII K line - dependence on stellar temperature, activity and metallicity", Astronomy and Astrophysics, 343: 222–228, Bibcode:1999A&A...343..222E.
  6. ^ [a b c d e f g h i j k l] Jofré, E.; et al. (February 2015), "Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets", Astronomy & Astrophysics, 574: 46, arXiv:1410.6422  , Bibcode:2015A&A...574A..50J, doi:10.1051/0004-6361/201424474, A50.
  7. ^ "eps Ret -- Star in double system", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2012-05-23.
  8. ^ Raghavan; et al. (2006). "Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems". The Astrophysical Journal. 646 (1): 523–542. arXiv:astro-ph/0603836 . Bibcode:2006ApJ...646..523R. doi:10.1086/504823.
  9. ^ [a b] Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Udry, S.; Fusco, T.; Galland, F.; Naef, D.; Beuzit, J.-L.; Mayor, M. (2006). "Probing long-period companions to planetary hosts. VLT and CFHT near infrared coronographic imaging surveys". Astronomy and Astrophysics. 456 (3): 1165–1172. arXiv:astro-ph/0606166  . Bibcode:2006A&A...456.1165C. doi:10.1051/0004-6361:20054709.
  10. ^ Mugrauer, M.; Neuhäuser, R.; Mazeh, T. (2007). "The multiplicity of exoplanet host stars. Spectroscopic confirmation of the companions GJ 3021 B and HD 27442 B, one new planet host triple-star system, and global statistics". Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 755–770. arXiv:astro-ph/0703795  . Bibcode:2007A&A...469..755M. doi:10.1051/0004-6361:20065883.
  11. ^ Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Udry, S.; Mayor, M. (2007), "Characterization of the long-period companions of the exoplanet host stars: HD 196885, HD 1237 and HD 27442", Astronomy and Astrophysics, 475 (2): 723–727, arXiv:0710.5918  , Bibcode:2007A&A...475..723C, doi:10.1051/0004-6361:20067046.
  12. ^ Butler, R. P.; et al. (2001). "Two New Planets from the Anglo-Australian Planet Search". The Astrophysical Journal. 555 (1): 410–417. Bibcode:2001ApJ...555..410B. doi:10.1086/321467.
  13. ^ Schwarz; Dvorak, R.; Süli, Á.; Érdi, B. (2007). "Survey of the stability region of hypothetical habitable Trojan planets" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 474 (3): 1023–1029. Bibcode:2007A&A...474.1023S. doi:10.1051/0004-6361:20077994.

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]