Tau¹ Eridani

Tau 1 Eridani, (τ 1 Eridani, Tau 1 Eridani, τ 1 Eridani , zkráceně Tau 1 Eri, τ 1 Eri ) je hvězda v severním souhvězdí Eridani . Hvězda má zdánlivou velikost 4,46 m [3] a podle Bortlovy stupnice je viditelná pouhým okem i na městské obloze . 

Z měření paralaxy provedených během mise Hipparcos je známo, že hvězda je asi 46,1 ly  daleko . let ( 14,2  ks ) od Slunce [1] . Hvězda je pozorována jižně od 72 ° severní šířky. sh., tedy jižně od Murmansku (68,5 ° s. š.) a Reykjavíku (64 ° s. š.). Nejlepší doba pozorování je listopad [14] .

Jméno hvězdy

τ 1 Eridani - ( latinsky Tau 1 Eridani ) je Bayerovo označení .  Hvězda má také označení dané Flamsteedem  - 1 Eridani.

V čínské astronomii, hvězda patří do souhvězdí (昴宿, pinyin : Mǎo Xiù) "Vlasatá hlava"a je součástí asterismu,天苑( Tiān Yuàn , což znamená Nebeské louky ) skládající se z γ  Eridani , π Eridani , δ Eridani , ε Eridani , ζ Eridani , η Eridani , π Ceti , τ 1 τ3 τ3 τ3 Eridani , τ 4 Eridani , τ 5 Eridani , τ 6 Eridani , τ 7 Eridani , τ 8 Eridani a τ 9 Eridani [ 15 ] _ _ _ , anglicky Osmá hvězda nebeských luk --  " Osmá hvězda nebeských luk " ) [16] .  

Vlastnosti hvězdy

Spektrální typ Tau 1 Eridani je F7V [6] , což znamená, že je poněkud větší ( 1,28  [8] ) a jasnější než Slunce ( 2,78  [8] ), což také naznačuje, že hvězda používá ve svém jádru vodík jako jaderné "palivo", to znamená, že se nachází na hlavní sekvenci . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 6231  K [10] , což jí dává žlutobílý odstín hvězdy typu F .

Aby naše Země přijímala od Slunce přibližně stejné množství tepla, musí být umístěna ve vzdálenosti 1,67  AU. (tedy prakticky za oběžnou dráhou Marsu ). Navíc z takové vzdálenosti by rozměry Tau 1 Eridani vypadaly téměř jako naše Slunce ze Země - 0,41 °, ve srovnání s úhlovým průměrem našeho Slunce - 0,5 °, ale v okolí zatím nebyla nalezena jediná planeta. hvězda [8] .

Hvězda má povrchovou gravitaci 4,34  CGS [10] nebo 218,8 m/s 2 , tedy o něco méně než ta sluneční ( 274,0 m/s 2 ). Hvězdy nesoucí planety mají tendenci mít vyšší metalicitu než Slunce, zatímco Tau 1 Eridani má nižší metalicitu : její obsah železa v poměru k vodíku je 83 % obsahu Slunce. Otáčí se rovníkovou rychlostí 28,02  km/s [11] (tj. rychlostí téměř 14krát vyšší než rychlost Slunce) a trvá této hvězdě asi 2,7 dne, než dokončí úplnou otáčku, což zřejmě způsobuje významnou magnetickou aktivitu. Tau 1 Eridani má stáří 1,8 miliardy let , což je velmi málo ve srovnání s životností trpaslíků se „spalováním vodíku“, která se odhaduje na 4,9 miliardy let [9] .

Tau 1 Eridani ukazuje přebytek emise ve střední a vzdálené infračervené oblasti na vlnových délkách 12, 25, 60 a 100  µm , což bylo zjištěno Infrared Astronomical Observatory ( IRAS ) a publikováno v roce 1993 [17] . To naznačuje, že kolem hvězdy obíhá studený zbytkový disk o poloměru asi 500  AU . . Bylo také navrženo, že kdyby byl hvězdný systém pozorován na delších vlnových délkách, je pravděpodobné, že zbytkový disk by měl poloměr mnohem větší než 500  AU. [18] . Pozdější pozorování Spitzerovým vesmírným dalekohledem , publikovaná v roce 2004 , nezaznamenala významný přebytek infračerveného záření kolem hvězdy v rozsahu vlnových délek 14-35  µm [19] .

Možná dvojhvězda

Tau 1 Eridani má blízkého společníka, o kterém není známo nic kromě spektroskopicky určené oběžné doby 958  dnů [20] ( oběžná doba Marsu  je 686,98  dne ). Za předpokladu, že tento satelit má menší hmotnost. Keplerovy zákony ukazují, že Tau 1 Eridani B se točí kolem Tau 1 Eridani A ve vzdálenosti 2  AU. . Pokud Tau 1 Eridani B jakýmkoliv způsobem přispívá k systému Tau 1 Eridani, pak to znamená, že Tau 1 Eridani A má ještě nižší svítivost a hmotnost, než je uvedeno výše. Je možné, že Tau 1 Eridani B je trpaslík spektrálního typu K a rotuje rychlostí 35,3  km/s [20] .

Tau 1 Eridani má také pás, který tvoří většinou malá tělesa, tedy materiál zbylý z formování systému Tau 1 Eridani, který může být podobný našemu vlastnímu Kuiperovu pásu (prstenec prachu mimo oběžnou dráhu Neptuna ). Tento pás může být umístěn ve vzdálenosti 50 až 100  AU. a může naznačovat nějaký druh planetárního systému se dvěma vnitřními hvězdami, ačkoli ve skutečnosti nebylo nic nalezeno [9] .

Samotný pohyb Tau 1 Eridani však ukazuje, že hvězda je návštěvníkem z jiné části Galaxie , protože se hvězda pohybuje poměrně vysokou rychlostí - +26  km/s [14] vzhledem ke Slunci , což je téměř dvakrát rychlejší než místní hvězdy galaktického disku . Znamená to také, že se hvězda vzdaluje od Slunce .

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné systémy jsou do 20 světelných let [21] od systému Tau 1 Eridani (zahrnuty jsou pouze nejbližší hvězdy, nejjasnější (<6,5 m ) a pozoruhodné hvězdy). Jejich spektrální typy jsou znázorněny na pozadí barev těchto tříd (tyto barvy jsou převzaty z názvů spektrálních typů a neodpovídají pozorovaným barvám hvězd):

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (listopad 2007 ) , Validace nové Hipparcosovy redukce , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.10671/071304-054   
2. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
3. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Kompilace Eggenových UBV dat, transformováno na UBV (nepublikováno), Katalog Eggenových UBV dat ( SIMBAD )   
4. ↑ Nordström , B.; Andersen, J.; Holmberg, J. & Jørgensen, BR (2004), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar sousedství. Stáří, metalicita a kinematické vlastnosti ~14000 F a G trpaslíků , Publications of the Astronomical Society of Australia, vol . 21(2): 129–133 , DOI 10.1071/AS04013   
5. ↑ Reiners, A. (leden 2006 ) , Rotační a teplotní závislost hvězdné šířkové diferenciální rotace , Astronomy and Astrophysics vol. 446 (1): 267–277, DOI 10.1051/0004-63391:20   
6. ↑ 1 2 Abt, HA MK Klasifikace spektroskopických dvojhvězd  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Sv. 180 . - str. 117-118 . - doi : 10.1088/0067-0049/180/1/117 . - .
7. ↑ Tokovinin, Andrej ; Hartung, Markus; Hayward, Thomas L. & Makarov, Valeri V. (červenec 2012), Odhalení společníků blízkým hvězdám s astrometrickou akcelerací , The Astronomical Journal vol . 144 (1): 10, 7 , DOI 10.1088/0004-6256/144/1 7   
8. ↑ 1 2 3 4 5 Tau(1)  Eridani . Internetová hvězdná databáze . Archivováno z originálu 18. února 2019.
9. ↑ 1 2 3 Kaler , James B., TAU-1 ERI , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/tau1eri.html > . Získáno 27. září 2007. Archivováno 19. září 2020 na Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 3 4 Allende Prieto , C.; Barklem, PS; Lambert, DL & Cunha, K. (červen 2004 ), S 4 N: Spektroskopický průzkum hvězd ve slunečním sousedství. The Nearest 15 pc , Astronomy and Astrophysics vol. 420: 183–205 , DOI 10.1051/0004-6361:20035801 Záznam v katalogu Vizier Archivováno 12. července 2018 na Wayback Machine   
11. ↑ 1 2 Martínez- Arnáiz , R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. ( září 2010 ), Chromosférická aktivita a rotace hvězd FGK ve slunečním okolí. Odhad jitteru radiální rychlosti , Astronomie a astrofyzika T. 520: A79, doi : 10.1051/ 0004-6361 /200913725 , < http://eprints.ucm.es/37826/1/davidmontes > 2 září 2017 na Wayback Machine   
12. ↑ 1 2 3 4 Laťka, AH ; Fletcher, JM & Mann, PJ ( 1978 ), Sedmý katalog orbitálních prvků spektroskopických binárních systémů, Publikace Dominion Astrophysical Observatory Victoria sv. 15: 121–295;150–151   
13. ↑ * tau01 Eri -- Spektroskopická dvojhvězda , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=tau01+Eri > . Staženo 27. ledna 2019. Archivováno 18. února 2019 na Wayback Machine   
14. ↑ 12 H.R. 818 . Katalog jasných hvězd . Staženo 17. února 2019. Archivováno z originálu 18. února 2019. (Ruština)
15. ↑ (čínsky)中國星座神話, napsal 陳久金. Vydalo 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
16. ↑ (čínština) AEEA (aktivity výstavy a vzdělávání v astronomii) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Archivováno 15. dubna 2012 na Wayback Machine 
17. ↑ Backman, Dana E & Francesco, Paresce (1993), Hvězdy hlavní posloupnosti s cirkumstelárním pevným materiálem – Fenomén VEGA, Protohvězdy a planety III (A93-42937 17-90) : 1253–1304   
18. ↑ Weintraub, D.A.; Stern, SA Reinterpretace milimetrových pozorování blízkých přebytečných hvězd IRAS  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Sv. 108 . — S. 701 . - doi : 10.1086/117107 . - .
19. ↑ Jura, M.; Chen, CH; Furlan, E.; Green, J.; Sargent, B.; Forrest, WJ; Watson, D.M.; Barry, DJ; Hall, P.; Herter, T. L.; Houck, JR; Sloan, G.C.; Uchida, K.; d'Alessio, P.; Brandl, B.R.; Keller, L.D.; Kemper, F.; Morris, P.; Najita, J.; Calvet, N.; Hartmann, L.; Myers, PC Střední infračervené spektrum úlomků prachu kolem hvězd hlavní sekvence  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 154 . - str. 453-457 . - doi : 10.1086/422975 . - . - arXiv : astro-ph/0405632 .
20. ↑ 1 2 t1Eridani  . _ Alcyone Bright Star Katalog . Staženo 17. února 2019. Archivováno z originálu 18. února 2019.
21. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od Tau(1) Eridani:  (anglicky) . Internetová hvězdná databáze .