Tau¹ Eridani

Tau 1 Eridani, (τ 1 Eridani, Tau 1 Eridani, τ 1 Eridani , forkortet Tau 1 Eri, τ 1 Eri ) er en stjerne i det nordlige stjernebillede Eridani . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på 4,46 m [3] , og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen . 

Fra målinger af parallakse taget under Hipparcos- missionen er stjernen kendt for at være omkring 46,1 ly  væk . år ( 14,2  pct .) fra Solen [1] . Stjernen observeres syd for 72°N. sh., det vil sige syd for Murmansk (68,5 ° N) og Reykjavik (64 ° N). Det bedste observationstidspunkt er november [14] .

Stjernenavn

τ 1 Eridani - ( latiniseret Tau 1 Eridani ) er Bayers betegnelse .  Stjernen har også betegnelsen givet af Flamsteed  - 1 Eridani.

I kinesisk astronomi, hører stjernen til stjernebilledet (昴宿, pinyin : Mǎo Xiù) "Håret hoved"og er inkluderet i asterismen,天苑( Tiān Yuàn , som betyder himmelske enge ) bestående af γ  Eridani , π Eridani , δ Eridani , ε Eridani , ζ Eridani , η Eridani , π Ceti , τida , τ1 , τ1 , Eridani , τ . Eridani , τ 4 Eridani , τ 5 Eridani , τ 6 Eridani , τ 7 Eridani , τ 8 Eridani og τ 9 Eridani [ 15 ] . _ _ _ , English the Eightth Star of Celestial Meadows Mead  of the Celestialh Mead - "The Eight" ) [16] .  

Stjerneegenskaber

Spektraltypen af ​​Tau 1 Eridani er F7V [6] , hvilket betyder, at den er noget større ( 1,28  [8] ) og lysere end Solen ( 2,78  [8] ), hvilket også indikerer, at stjernen bruger brint i sin kerne som nukleart "brændstof", det vil sige, det er placeret på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6231  K [10] , hvilket giver den den gul-hvide nuance af en stjerne af F-typen .

For at vores Jord kan modtage omtrent samme mængde varme fra Solen, skal den placeres i en afstand på 1,67  AU. (det vil sige praktisk talt ud over Mars kredsløb ). Fra en sådan afstand ville dimensionerne af Tau 1 Eridani desuden ligne vores sol fra Jorden - 0,41 ° sammenlignet med vores sols vinkeldiameter - 0,5 °, dog er der endnu ikke fundet en eneste planet omkring stjerne [8] .

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 4,34  CGS [10] eller 218,8 m/s 2 , det vil sige lidt mindre end solenergien ( 274,0 m/s 2 ). Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet end Solen, mens Tau 1 Eridani har en lavere metallicitet : dens jernindhold i forhold til brint er 83 % af Solens. Ved at rotere med en ækvatorial hastighed på 28,02  km/s [11] (dvs. med en hastighed på næsten 14 gange Solens), tager denne stjerne omkring 2,7 dage at fuldføre en fuld omdrejning, hvilket tilsyneladende forårsager betydelig magnetisk aktivitet. Tau 1 Eridani har en alder på 1,8 milliarder år , hvilket er meget lille sammenlignet med levetiden for dværge med brint "brænding", som anslås til 4,9 milliarder år [9] .

Tau 1 Eridani viser et overskud af emission i det midt-fjerne infrarøde ved bølgelængder på 12, 25, 60 og 100  µm , som blev detekteret af Infrared Astronomical Observatory ( IRAS ) og offentliggjort i 1993 [17] . Dette tyder på, at en kold restskive med en radius på omkring 500  AU drejer rundt om stjernen. . Det er også blevet foreslået, at hvis stjernesystemet var blevet observeret ved længere bølgelængder, er det sandsynligt, at den resterende skive ville have en radius meget større end 500  AU. [18] . Senere observationer fra Spitzer Space Telescope , offentliggjort i 2004 , påviste ikke et signifikant overskud af infrarød stråling omkring stjernen i bølgelængdeområdet 14-35  µm [19] .

Mulig binær stjerne

Tau 1 Eridani har en tæt følgesvend, som intet er kendt, bortset fra en spektroskopisk bestemt omløbsperiode på 958  dage [20] ( Mars ' omløbsperiode  er 686,98  dage ). Forudsat at denne satellit har en mindre masse. Keplers love viser, at Tau 1 Eridani B kredser om Tau 1 Eridani A i en afstand af 2  AU. . Hvis Tau 1 Eridani B på nogen måde bidrager til Tau 1 Eridani-systemet, betyder det, at Tau 1 Eridani A har en endnu lavere lysstyrke og masse end angivet ovenfor. Det er muligt, at Tau 1 Eridani B er en dværg af spektral type K og roterer med en hastighed på 35,3  km/s [20] .

Tau 1 Eridani har også et bælte, der for det meste er små kroppe, det vil sige materiale tilbage fra dannelsen af ​​Tau 1 Eridani-systemet, som kan ligne vores eget Kuiperbælte (en ring af støv uden for Neptuns bane ). Dette bælte kan placeres i en afstand på 50 til 100  AU. og kan indikere en form for planetsystem med to indre stjerner, selvom der faktisk ikke er fundet noget [9] .

Selve bevægelsen af ​​Tau 1 Eridani viser dog, at stjernen er en besøgende fra en anden del af galaksen , da stjernen bevæger sig med en ret høj hastighed - +26  km/s [14] i forhold til Solen , hvilket er næsten dobbelt så hurtigt som lokale stjerner på den galaktiske skive . Det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen .

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [21] fra Tau 1 Eridani-systemet (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):

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (november 2007 ) , Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics bind 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0005200781:70781   
2. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
3. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret), Katalog over Eggens UBV-data ( SIMBAD )   
4. ↑ Nordström , B.; Andersen, J.; Holmberg, J. & Jørgensen, BR (2004), Genève-Københavns undersøgelse af Solar-kvarteret. Alder, metalliciteter og kinematiske egenskaber af ~14000 F og G dværge , Publications of the Astronomical Society of Australia bind 21(2): 129–133 , DOI 10.1071/AS04013   
5. ↑ Reiners, A. (januar 2006 ) , Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation , Astronomy and Astrophysics vol. 446 (1): 267–277 , DOI 10.1051/0004-65391:110   
6. ↑ 1 2 Abt, HA MK Classifications of Spectroscopic Binaries  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 180 . - S. 117-118 . - doi : 10.1088/0067-0049/180/1/117 . - .
7. ↑ Tokovinin, Andrei ; Hartung, Markus; Hayward, Thomas L. & Makarov, Valeri V. (juli 2012), Revealing Companions to Nearby Stars with Astrometric Acceleration , The Astronomical Journal bind 144 (1): 10, 7 , DOI 10.1088/0004-6216/144 7   
8. ↑ 1 2 3 4 5 Tau(1)  Eridani . Internet Stellar Database . Arkiveret fra originalen den 18. februar 2019.
9. ↑ 1 2 3 Kaler , James B., TAU-1 ERI , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/tau1eri.html > . Hentet 27. september 2007. Arkiveret 19. september 2020 på Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 3 4 Allende Prieto , C.; Barklem, PS; Lambert, DL & Cunha, K. (juni 2004 ), S 4 N: En spektroskopisk undersøgelse af stjerner i solområdet. The Nearest 15 pc , Astronomy and Astrophysics bind 420: 183–205 , DOI 10.1051/0004-6361:20035801 Vizier katalogindgang Arkiveret 12. juli 2018 på Wayback Machine   
11. ↑ 1 2 Martínez- Arnáiz , R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. ( september 2010 ), Kromosfærisk aktivitet og rotation af FGK-stjerner i solens nærhed. Et estimat af den radiale hastighedsjitter , Astronomy and Astrophysics T. 520: A79, doi : 10.1051 / 0004-6361 /200913725 , < http://eprints.ucm.es/37826/1/david.montesdf2 September 2017 på Wayback Machine   
12. ↑ 1 2 3 4 Batten, AH ; Fletcher, JM & Mann, PJ ( 1978 ), syvende katalog over orbitalelementerne i spektroskopiske binære systemer, Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria bind 15: 121–295;150–151   
13. ↑ * tau01 Eri -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=tau01+Eri > . Hentet 27. januar 2019. Arkiveret 18. februar 2019 på Wayback Machine   
14. ↑ 12 H.R. 818 . Katalog over Bright Stars . Hentet 17. februar 2019. Arkiveret fra originalen 18. februar 2019. (Russisk)
15. ↑ (kinesisk)中國星座神話, skrevet af 陳久金. Udgivet af 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
16. ↑ (kinesisk) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkiveret 15. april 2012 på Wayback Machine 
17. ↑ Backman, Dana E & Francesco, Paresce (1993), Hovedsekvensstjerner med cirkumstellært fast materiale - VEGA-fænomenet, protostjerner og planeter III (A93-42937 17-90) : 1253-1304   
18. ↑ Weintraub, D.A.; Stern, SA En nyfortolkning af millimeterobservationer af nærliggende IRAS-overskydende stjerner  (engelsk)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 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 Mid-Infrared Spectra of Dust Debris omkring Main-Sequence Stars  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 154 . - S. 453-457 . - doi : 10.1086/422975 . - . - arXiv : astro-ph/0405632 .
20. ↑ 1 2 t1Eridani  . _ Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 17. februar 2019. Arkiveret fra originalen 18. februar 2019.
21. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Tau(1) Eridani:  (engelsk) . Internet Stellar Database .