Chi Eridani

Chi Eridani (χ Eridani, Chi Eridani, χ Eridani , zkr. Chi Eri, χ Eri ) je hvězda v jižním souhvězdí Eridani . Hvězda má zdánlivou velikost 3,70 m [5] a podle Bortlovy stupnice je viditelná pouhým okem i na obloze v centru města . 

Z měření paralaxy provedených během mise Hipparcos je známo, že hvězda je asi 58  ly daleko od Země . let ( 17,9  ks ) [1] . Hvězda je pozorována jižně od 39° severní šířky. sh. , tedy jižně od Říma ( 41° severní šířky ), jižně od Pekingu ( 39° severní šířky ) a jižně od Washingtonu ( 38° severní šířky ); nejlepší doba pozorování je říjen [9] .

Jméno hvězdy

Chi Eridani - ( lat.  Chi Eridani ) je Bayerovo označení . Hvězda nemá označení Flamsteed, protože hvězda není viditelná z Velké Británie .

Vlastnosti hvězdy

Hvězda dokonale ilustruje rychlost, jakou může nastat hvězdný vývoj. Chi Eridani je obr G (G8) , který byl nedávno překlasifikován z podobra G (G9) [ 10] . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 5135  K [6] . Jeho jas je mnohem větší než sluneční svítivost a rovná se 392  [8] . Z teploty a svítivosti zjistíte, že její poloměr je 4,06  [6] .

Hmotnost Chi Eridanus závisí na tom, zda je hvězda skutečným obrem s jádrem, které používá jako „palivo“ helium , nebo zda hvězda právě opustila vodíkovou fúzi. Vzhledem k tomu, že donedávna astronomové klasifikovali hvězdu jako podobr, můžeme předpokládat, že tato hvězda je v tomto případě 1,58 [6] násobkem hmotnosti Slunce. Chi Eridani má stáří 1,86 ± miliardy let [7] . Teorie struktury a evoluce předpovídá, že Chi Eridani začal život jako trpaslík A3 , o něco méně hmotný než klasické hvězdy Sirius A a Vega . Poté strávil 1,83 miliardy let „spalováním“ svých zásob vodíku . Po vyčerpání vodíku se hvězda ochladila do současného stavu za pouhých 30 milionů let , tedy za pouhých 1,6 % své celkové životnosti hlavní sekvence . Nyní se bude rozpínat a zvyšovat svou jasnost stokrát, dokud nezačne, nebo spíše již začal, syntetizovat své zásoby helia na uhlík (abnormální uhlík (IV) [9] [4] je již přítomen v jeho spektru ) a kyslík , po kterém se stane skutečným obrem [7] .

Hvězda má povrchovou gravitaci 3,42  CGS [6] nebo 26,3 m/s 2 , což je řádově méně než na Slunci ( 274,0 m/s 2 ). Hvězdy nesoucí planetu mívají vyšší metalicitu než Slunce, ale Chi Eridani má o třetinu nižší metalicitu : její obsah železa v poměru k vodíku je 66 % [6] slunečního. Chi Eridani , který rotuje rovníkovou rychlostí 2,0 km/s [6] (tedy rychlostí téměř stejnou jako slunce), trvá asi 104 dní , než udělá úplnou otáčku. Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 19,8 AU  . tj. přibližně tam, kde se ve sluneční soustavě nachází Uran .

Historie studia duality hvězdy

Objevitelem duality Chi Eridani byl John Herschel , který při průzkumu hvězd v roce 1834 změřil vzdálenost mezi nimi, která byla tehdy mnohem více, 12 obloukových sekund . Samotná hvězda byla zařazena do katalogů pod názvem HJ 3473. Podle washingtonského katalogu vizuálních dvojhvězd jsou parametry těchto komponentů uvedeny v tabulce [11] :

Chi Eridani je viditelný dalekohledem jako binární systém sestávající ze složek A a B. V tomto případě je složka B od složky A oddělena úhlovou vzdáleností 5,0 ″ , což odpovídá vzdálenosti 128  AU. e. od roku 1994 [12] [13] (to však za předpokladu, že vzdálenost k nim je stejná). Zdroje také uváděly, že v roce 1947 byly komponenty od sebe odděleny na vzdálenost 87,4 AU. e. [3] Tento rozdíl je však příliš velký na to, aby mohl být způsoben orbitálním pohybem, čímž se z takzvaného „satelitu“ stává jednoduchý objekt ležící v zorném poli.

Co je však neobvyklé pro hvězdu této třídy je to, že vykazuje blíže nespecifikovanou fotometrickou variabilitu velikosti 0,04 m , což může být způsobeno předchozím přenosem hmoty ze sekundárního společníka nebo z neznámého třetího společníka [6] . Společník, pokud existuje, je asi o 7 magnitud slabší než primordiální a mohl by být zdrojem rentgenového záření v tomto systému. Toto záření má svítivost 504,4e27  erg s −1 [6] . Samotný pohyb Chi Eridana ale ukazuje, že se hvězda pohybuje vůči Slunci nepříliš vysokou rychlostí −6  km/s [9] a to také znamená, že se hvězda ke Slunci přibližuje.

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné soustavy jsou do 20 světelných let [14] od hvězdy Chi Eridani (zahrnuta je pouze nejbližší hvězda, 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):

V blízkosti hvězdy, ve vzdálenosti 20 světelných let , je asi 15 dalších červených a oranžových trpaslíků spektrálního typu K a M, kteří nebyli zahrnuti do seznamu.

Poznámky

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6038351:2 
2. ↑ 12 NSV 671. _ _ GAISH . 
3. ↑ 1 2 Chi  Eridani . Internetová hvězdná databáze .
4. ↑ 1 2 3 * chi Eri -- Hvězda s vysokým vlastním pohybem , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=chi+Eri > . Staženo 27. ledna 2019.   
5. ↑ 1 2 3 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Kompilace Eggenových UBV dat, transformováno na UBV (nepublikováno), Katalog Eggenových UBV dat ( SIMBAD )   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Fuhrmann, K. & Chini, R. ( 2012 ) , Multiplicity Among F-type Stars , The Astrophysical Journal Supplement Vol . 203 (2): 20, 30 , DOI 10.1088/0067-0049/203/2/30   
7. ↑ 1 2 3 Kaler, James B. ( 18. ledna 2008 ), CHI ERI (Chi Eridani) , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/chieri.html >   
8. ↑ 1 2 McDonald , I.; Zijlstra, A. A. & Boyer, M. L. ( 2012 ), Základní parametry a infračervené excesy hvězd Hipparcos , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society sv .   
9. ↑ 123 HR 566. _ _ Katalog jasných hvězd . (Ruština)
10. ↑ Torres, CAO ; Quast, G. R.; Da Silva, L. & De La Reza, R. ( prosinec 2006 ), Hledání asociací obsahujících mladé hvězdy (SACY). I. Vzorová a vyhledávací metoda , Astronomy and Astrophysics V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602   
11. ↑ c  Eridani . Alcyone Bright Star Katalog .  (nedostupný odkaz)
12. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA ( září 2008 ), Katalog mnohosti mezi jasnými hvězdnými systémy , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j.1365 -296.966.22 .X   
13. ↑ Poveda , A.; Herrera, M.A.; Allen, C. & Cordero, G. ( duben 1994 ), Statistické studie vizuálních dvojitých a vícenásobných hvězd. II. Katalog blízkých širokých binárních a vícenásobných systémů, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica T. 28 (1): 43–89 Viz str. 58–59.   
14. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od Chi Eridani:  (anglicky) . Internetová hvězdná databáze .

Odkazy