Interested Article - Тау¹ Эридана

Тау 1 Эридана, (τ 1 Эридана, Tau 1 Eridani, τ 1 Eridani , сокращ. Tau 1 Eri, τ 1 Eri ) — звезда в северном созвездии Эридана . Звезда имеет видимую звёздную величину 4.46 m , и, согласно шкале Бортля , видна невооружённым глазом даже на городском небе ( англ. City sky ).

Из измерений параллакса , полученных во время миссии Hipparcos , известно, что звезда удалена примерно на 46,1 св. лет ( 14,2 пк ) от Солнца . Звезда наблюдается южнее 72° с. ш., то есть южнее Мурманска (68,5° с. ш.) и Рейкьявика (64° с. ш.). Лучшее время наблюдения — ноябрь .

Имя звезды

τ 1 Eridani — ( латинизированный вариант лат. Tau 1 Eridani ) является обозначением Байера . У звезды также имеется обозначение данное Флемстидом — 1 Eridani.

В (англ.) , звезда относится к созвездию (昴宿, pinyin : Mǎo Xiù) (англ.) и входит в астеризм, 天苑 ( Tiān Yuàn что означает «Небесные Луга» ( англ. Celestial Meadows ), состоящему из γ Эридана , , δ Эридана , ε Эридана , ζ Эридана , η Эридана , , τ 1 Эридана, , , , , τ 6 Эридана , , и . Следовательно, сама τ 1 Эридана известна как 天苑九 ( Tiān Yuàn jiǔ , англ. the Eighth Star of Celestial Meadows — «Восьмая звезда Небесного Луга») .

Свойства звезды

Спектральный класс Тау 1 Эридана — F7V , что означает, что она несколько больше ( 1,28 ) и ярче Солнца ( 2,78 ), также это указывает на то, что звезда использует водород в своём ядре в качестве ядерного «топлива», то есть находится на главной последовательности . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6 231 К , что придаёт ей жёлто-белый оттенок звезды F-типа .

Для того чтобы наша Земля получала примерно столько же тепла от Солнца, её надо поместить на расстоянии 1,67 а.е. (то есть практически за орбитой Марса ). Причём с такого расстояния размеры Тау 1 Эридана выглядели бы практически как наше Солнце с Земли — 0,41°, по сравнению с угловым диаметром нашего Солнца — 0,5°, однако, ни одной планеты у звезды пока не обнаружено .

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,34 СГС или 218,8 м/с 2 , то есть немного меньше солнечной ( 274,0 м/с 2 ). Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению с Солнцем, в то время как Тау 1 Эридана имеет меньшую металличность : содержание железа в ней относительно водорода составляет 83 % от солнечного. Вращаясь с экваториальной скоростью 28,02 км/с (то есть со скоростью практически в 14 раз больше солнечной), этой звезде требуется порядка 2,7 дней, чтобы совершить полный оборот, что, видимо, вызывает значительную магнитную активность. Тау 1 Эридана имеет возраст 1,8 млрд. лет , что весьма немого по сравнению со сроком жизни карликов с водородным «горением», которая оценивается в 4,9 млрд. лет .

Тау 1 Эридана показывает избыток излучения в умеренно-дальнем инфракрасном диапазоне на длинах волн 12, 25, 60 и 100 мкм , что было обнаружено Инфракрасной астрономической обсерваторией ( IRAS ) и опубликовано в 1993 году . Это позволяет предположить, что вокруг звезды вращается холодный остаточный диск радиусом около 500 а.е. . Было также высказано предположение, что, если бы звёздная система наблюдалась на более длинных волнах, вполне вероятно, что остаточный диск имел бы радиус значительно больший, чем 500 а.е. . Более поздние наблюдения космического телескопа Спитцер , опубликованные в 2004 году , не обнаружили существенного избытка инфракрасного излучения вокруг звезды в диапазоне длин волн 14−35 мкм .

Возможная двойственность звезды

Тау 1 Эридана, имеет близкого спутника, о котором ничего не известно, за исключением спектроскопически определённого орбитального периода в 958 дней (орбитальный период Марса 686,98 дней ). Предполагая, что этот спутник имеет меньшую массу. Законы Кеплера показывают, что Тау 1 Эридана B вращается вокруг Тау 1 Эридана A на расстоянии 2 а.е. . Если Тау 1 Эридана B вносит какой-либо вклад в систему Тау 1 Эридана, то это значит, что Тау 1 Эридана A имеет ещё меньшую светимость и массу, чем указано выше. Возможно, что Тау 1 Эридана B является карликом спектрального класса K и вращается со скоростью 35,3 км/с .

Тау 1 Эридана также имеет пояс, который состоит в основном из малых тел, то есть материала, оставшегося после формирования системы Тау 1 Эридана и который может быть похож на наш собственный пояс Койпера (кольцо пыли вне орбиты Нептуна ). Этот пояс может находиться на расстоянии от 50 до 100 а.е. и может указывать на какую-то планетную систему с двумя внутренними звёздами, хотя на самом деле ничего не обнаружено .

Само движение Тау 1 Эридана, тем не менее, показывает, что звезда это посетитель из другой части Галактики , так как звезда движется с довольно большой скоростью — +26 км/с относительно Солнца , что почти в два раз больше, чем у местных звёзд Галактического диска . Также это значит, что звезда удаляется от Солнца .

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от системы Тау 1 Эридана (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5 m ) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
DC wd 6.72
Альфа Печи F7 V 9.66
K2 V 12.43
10 Тельца F8 V 17.90
Тау 6 Эридана F3 V 18.74
Дельта Эридана K0e IV 19.26
K7e V 19.84

Примечания

  1. (англ.) van Leeuwen, F. (November 2007 ), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653—664, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  2. Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  3. (англ.) Mermilliod, J.-C. ( 1986 ), "Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished)", , SIMBAD , Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  4. (англ.) Nordström, B.; et al. (2004), "The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ~14000 F and G dwarfs", , 21 (2): 129—133, Bibcode : , doi : .
  5. (англ.) Reiners, A. (January 2006 ), "Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation", Astronomy and Astrophysics , 446 (1): 267—277, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  6. Abt, H. A. MK Classifications of Spectroscopic Binaries (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2009. — Vol. 180 . — P. 117—118 . — doi : . — Bibcode : .
  7. (англ.) Tokovinin, Andrei; et al. (July 2012), "Revealing Companions to Nearby Stars with Astrometric Acceleration", The Astronomical Journal , 144 (1): 10, arXiv : , Bibcode : , doi : , 7.
  8. (англ.) . . 18 февраля 2019 года.
  9. (англ.) Kaler, James B., , Stars , University of Illinois , Дата обращения: 27 сентября 2007 {{ citation }} : Википедия:Обслуживание CS1 (url-status) ( ссылка ) от 19 сентября 2020 на Wayback Machine
  10. (англ.) Allende Prieto, C.; et al. (June 2004 ), "S 4 N: A spectroscopic survey of stars in the solar neighborhood. The Nearest 15 pc", Astronomy and Astrophysics , 420 : 183—205, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) от 12 июля 2018 на Wayback Machine
  11. (англ.) Martínez-Arnáiz, R.; et al. ( September 2010 ), (PDF) , Astronomy and Astrophysics , 520 : A79, arXiv : , Bibcode : , doi : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка ) от 22 сентября 2017 на Wayback Machine
  12. (англ.) Batten, A. H.; et al. ( 1978 ), "Seventh catalogue of the orbital elements of spectroscopic binary systems", , 15 : 121—295, 150—151, Bibcode : . {{ citation }} : Проверьте значение даты: |date= ( справка )
  13. (англ.) , SIMBAD Astronomical Object Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , Дата обращения: 27 января 2019 от 18 февраля 2019 на Wayback Machine
  14. . Каталог ярких звезд . Дата обращения: 17 февраля 2019. 18 февраля 2019 года.
  15. (кит.) 中國星座神話 , written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 .
  16. (кит.) от 15 апреля 2012 на Wayback Machine
  17. (англ.) Backman, Dana E; et al. (1993), "Main-sequence stars with circumstellar solid material - The VEGA phenomenon", III (A93-42937 17-90) : 1253—1304, Bibcode : .
  18. Weintraub, D. A.; Stern, S. A. A reinterpretation of millimeter observations of nearby IRAS excess stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing , 1994. — Vol. 108 . — P. 701 . — doi : . — Bibcode : .
  19. Jura, M.; Chen, C. H.; Furlan, E.; Green, J.; Sargent, B.; Forrest, W. J.; Watson, D. M.; Barry, D. J.; Hall, P.; Herter, T. L.; Houck, J. R.; 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, P. C. Mid‐Infrared Spectra of Dust Debris around Main‐Sequence Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2004. — Vol. 154 . — P. 453—457 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  20. (англ.) . . Дата обращения: 17 февраля 2019. 18 февраля 2019 года.
  21. (англ.) . .
Источник —

Same as Тау¹ Эридана