Chi Eridani

Chi Eridani (χ Eridani, Chi Eridani, χ Eridani , forkortelse Chi Eri, χ Eri ) er en stjerne i det sydlige stjernebillede Eridani . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på 3,70 m [5] , og ifølge Bortl-skalaen er den synlig med det blotte øje selv på den indre byhimmel . 

Fra målinger af parallakse taget under Hipparcos- missionen er stjernen kendt for at være omkring 58  ly væk fra Jorden . år ( 17,9  pct . ) [1] . Stjernen observeres syd for 39°N. sh. , det vil sige syd for Rom ( 41°N ), syd for Beijing ( 39°N ) og syd for Washington ( 38°N ); det bedste observationstidspunkt er oktober [9] .

Stjernenavn

Chi Eridani - ( lat.  Chi Eridani ) er Bayers betegnelse . Stjernen har ikke en Flamsteed-betegnelse, fordi stjernen ikke er synlig fra Storbritannien .

Stjerneegenskaber

Stjernen illustrerer perfekt den hastighed, hvormed stjernernes udvikling kan ske. Chi Eridani er en G (G8) kæmpe , der for nylig blev omklassificeret fra en G (G9) subgigant [ 10] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 5135  K [6] . Dens lysstyrke er meget større end solens lysstyrke og er lig med 392  [8] . Ud fra temperaturen og lysstyrken kan du finde ud af, at dens radius er 4,06  [6] .

Massen af ​​Chi Eridanus afhænger af, om stjernen er en ægte kæmpe med en kerne, der bruger helium som "brændstof" , eller om stjernen lige har opgivet brintfusion. I betragtning af, at astronomer indtil for nylig klassificerede stjernen som en undergigant, kan vi antage sidstnævnte, og i dette tilfælde er dens masse 1,58 [6] gange Solens masse . Chi Eridani har en alder på 1,86 ± milliarder år [ [7] . Struktur- og evolutionsteori forudsiger, at Chi Eridani begyndte livet som en A3-dværg , lidt mindre massiv end de klassiske stjerner Sirius A og Vega . Den brugte derefter 1,83 milliarder år på at "brænde" sine brintreserver . Efter at være løbet tør for brint , afkølede stjernen til sin nuværende tilstand på kun 30 millioner år , det vil sige på kun 1,6 % af dens samlede levetid for hovedsekvensen . Nu vil det udvide sig og øge sin lysstyrke hundredvis af gange, indtil det begynder, eller rettere allerede er begyndt, at syntetisere sine heliumreserver til kulstof (unormalt kulstof (IV) [9] [4] er allerede til stede i dets spektrum ) og oxygen , hvorefter det bliver en rigtig kæmpe [7] .

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 3,42  CGS [6] eller 26,3 m/s 2 , det vil sige en størrelsesorden mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ). Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet end Solen, men Chi Eridani har en tredjedel lavere metallicitetsværdi : dens jernindhold i forhold til brint er 66 % [6] af solens. Ved at rotere med en ækvatorial hastighed på 2,0 km/s [6] (det vil sige med en hastighed næsten lig med solens), tager Chi Eridani omkring 104 dage at lave en fuld omdrejning. For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 19,8 AU  . dvs. omtrent hvor Uranus er placeret i solsystemet .

Historien om studiet af stjernens dualitet

Opdageren af ​​Chi Eridanis dualitet var John Herschel , som, mens han udforskede stjernerne i 1834, målte afstanden mellem dem, som dengang var meget mere, 12 buesekunder . Selve stjernen blev inkluderet i katalogerne under navnet HJ 3473. Ifølge Washington-kataloget over visuelle dobbeltstjerner er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [11] :

Chi Eridani er synlig gennem et teleskop som et binært system bestående af komponenterne A og B. I dette tilfælde er B-komponenten adskilt fra A-komponenten med en vinkelafstand på 5,0 ″ , hvilket svarer til en afstand på 128  AU. e. fra 1994 [12] [13] (dog forudsat at afstanden til dem er den samme). Kilderne angav også, at komponenterne i 1947 blev adskilt fra hinanden i en afstand på 87,4 AU. e. [3] Denne forskel er dog for stor til at være forårsaget af orbital bevægelse, hvilket gør den såkaldte "satellit" til et simpelt objekt, der ligger i synslinjen.

Hvad der dog er usædvanligt for en stjerne af denne klasse er, at den udviser en uspecificeret fotometrisk variabilitet på 0,04 m i størrelsesorden, hvilket kan skyldes tidligere masseoverførsel fra en sekundær følgesvend eller fra en ukendt tredje følgesvend [6] . Ledsageren, hvis den findes, er omkring 7 størrelser svagere end den oprindelige og kunne være røntgenkilden i dette system. Denne stråling har en lysstyrke på 504.4e27  erg s −1 [6] . Bevægelsen af ​​Chi Eridanus selv viser dog, at stjernen bevæger sig med en ikke særlig høj hastighed på −6  km/s [9] i forhold til Solen, og det betyder også, at stjernen nærmer sig Solen.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [14] fra stjernen Chi Eridani (kun den nærmeste stjerne, den klareste (<6,5 m ) og bemærkelsesværdige stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 15 flere røde og orange dværge af spektraltype K og M, som ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics bind 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-63861:5707 
2. ↑ 12 NSV 671. _ _ GAISH . 
3. ↑ 1 2 Chi  Eridani . Internet Stellar Database .
4. ↑ 1 2 3 * chi Eri -- Stjerne med høj propermotion , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=chi+Eri > . Hentet 27. januar 2019.   
5. ↑ 1 2 3 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret), Katalog over Eggens UBV-data ( 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. januar 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 ), Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol .   
9. ↑ 123 HR 566 . _ Katalog over Bright Stars . (Russisk)
10. ↑ Torres, CAO ; Quast, G.R.; Da Silva, L. & De La Reza, R. ( december 2006 ), Søg efter associationer, der indeholder unge stjerner (SACY). I. Prøve og søgemetode , Astronomy and Astrophysics V. 460 (3): 695–708 , DOI 10.1051/0004-6361:20065602   
11. ↑ c  Eridani . Alcyone Bright Star-katalog .  (utilgængeligt link)
12. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA ( september 2008 ), Et katalog over mangfoldighed blandt lysstærke stjernesystemer , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society bind 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j.13625 -0966. .x   
13. ↑ Poveda , A.; Herrera, M.A.; Allen, C. & Cordero, G. ( april 1994 ), Statistiske undersøgelser af visuelle dobbelt- og multiple stjerner. II. Et katalog over nærliggende brede binære og multiple systemer, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica T. 28 (1): 43–89 Se s. 58-59.   
14. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Chi Eridani:  (engelsk) . Internet Stellar Database .

Links