Epsilon Indi
Epsilon Indi
Epsilon Indi , latinsky ε Indi, je hvězdný systém nacházející se ve vzdálenosti přibližně 12 světelných let od Země v jižním souhvězdí Indu . Hvězda má oranžový odstín a je slabě viditelná pouhým okem se zdánlivou vizuální magnitudou 4,83.Skládá se z hvězdy hlavní posloupnosti typu K ε Indi A a dvou hnědých trpaslíků ε Indi Ba a ε Indi Bb na široké oběžné dráze kolem ní. Hnědí trpaslíci byli objeveni v roce 2003. ε Indi Ba je časný trpaslík T (T1) a ε Indi Bb pozdní trpaslík T (T6) oddělené 0,6 úhlové sekundy, s promítanou vzdáleností 1460 AU od jejich primární hvězdy.
ε Indi A má jednu známou planetu, ε Indi Ab, o hmotnosti 3,3 hmotnosti Jupitera na téměř kruhové dráze s periodou asi 45 let. ε Indi Ab je nejbližší joviánskou exoplanetou . Systém ε Indi poskytuje srovnávací příklad pro studium vzniku plynných obrů a hnědých trpaslíků.
Pozorování
Souhvězdí Indus (Ind) se poprvé objevilo v nebeském atlasu Johanna Bayera Uranometria v roce 1603. Atlas hvězd Uranographia z roku 1801 od německého astronoma Johanna Elerta Bodeho umisťuje ε Indi jako jeden ze šípů držených v levé ruce Indiána.
V roce 1847 porovnal Heinrich Louis d'Arrest polohu této hvězdy v několika katalozích z roku 1750 a zjistil, že má měřitelný správný pohyb . To znamená, že zjistil, že hvězda v průběhu času změnila polohu napříč nebeskou sférou. V letech 1882-3 změřili paralaxu ε Indi astronomové David Gill a William L. Elkin na Mysu Dobré naděje . Získali odhad paralaxy 0,22 ± 0,03 úhlových sekund . V roce 1923 odvodil Harlow Shapley z Harvardské observatoře paralaxu 0,45 úhlových sekund.
V roce 1972 byla družice Copernicus použita ke zkoumání této hvězdy na vyzařování ultrafialových laserových signálů. Výsledek byl opět negativní. ε Indi vede seznam 17 129 blízkých hvězd, které s největší pravděpodobností mají planety, které by mohly podporovat složitý život , sestavený Margaret Turnbull a Jill Tarter z Carnegie Institution ve Washingtonu .
Podle analýzy Giady Arneyové z Goddard Space Flight Center NASA je hvězda mezi pěti blízkými paradigmaty jako hvězdy typu K typu na "sladkém místě" mezi hvězdami analogickými Slunci a hvězdami M pro pravděpodobnost vývoje života .
Vlastnosti
ε Indi A je hvězda hlavní posloupnosti spektrálního typu K5V. Hvězda má jen asi tři čtvrtiny hmotnosti Slunce a 71 % poloměru Slunce .Jeho povrchová gravitace je o něco vyšší než u Slunce.Metalicita hvězdy je podíl prvků s vyššími atomovými čísly než helium, přičemž je typicky reprezentován poměrem železa k vodíku ve srovnání se stejným poměrem pro Slunce; ε Indi A má ve své fotosféře asi 87 % slunečního podílu železa.
Koróna ε Indi A je podobná Slunci, s rentgenovou svítivostí 2 × 1027 ergů s −1 (2 × 1020 W) a odhadovanou koronální teplotu 2 × 106 K. Hvězdný vítr této hvězdy se rozšiřuje směrem ven a vytváří příďový ráz ve vzdálenosti 63 AU . Po proudu od přídě dosahuje koncový výboj až 140 AU od hvězdy.
Poloha Slunce a α Centauri v Velké medvědice při pohledu z ε Indi
Tato hvězda má třetí nejvyšší vlastní pohyb ze všech hvězd viditelných pouhým okem, po Groombridge 1830 a 61 Cygni a celkově devátý nejvyšší. Tento pohyb přesune hvězdu do souhvězdí Tucana kolem roku 2640 našeho letopočtu. ε Indi A má prostorovou rychlost vzhledem ke Slunci 86 km/s , což je neobvykle vysoká hodnota na to, co je považováno za mladou hvězdu. Předpokládá se, že je členem pohybující se skupiny ε Indi nejméně šestnácti hvězd populace I. Jedná se o sdružení hvězd, které mají podobné vektory prostorové rychlosti , a proto s největší pravděpodobností vznikly ve stejném čase a na stejném místě.,ε Indi se nejblíže přiblíží ke Slunci za asi 17 500 let, když projde periheliem na vzdálenost asi 10,58 světelných let (3,245 pc).
Jak je vidět z ε Indi, Slunce je hvězda o velikosti 2,6 magnitudy v Ursa Major , poblíž mísy Velkého vozu.
Společníci
Umělcova koncepce systému Epsilon Indi zobrazující Epsilon Indi A a jeho hnědo-trpasličí binární společníky.
V lednu 2003 astronomové oznámili objev hnědého trpaslíka o hmotnosti 40 až 60 hmotností Jupitera na oběžné dráze kolem ε Indi A ve vzdálenosti nejméně 1 500 AU . V srpnu 2003 astronomové zjistili, že tento hnědý trpaslík byl ve skutečnosti binárním hnědým trpaslíkem, se zjevnou vzdáleností 2,1 AU a oběžnou dobou asi 15 let. Oba hnědí trpaslíci jsou spektrální třídy T ; hmotnější složka ε Indi Ba je spektrálního typu T1-T1.5 a méně hmotná složka ε Indi Bb spektrálního typu T6.
K odhadu fyzikálních vlastností těchto hnědých trpaslíků ze spektroskopických a fotometrických měření byly použity evoluční modely . Tyto výnosové hmotnosti jsou 47 ± 10 a 28 ± 7krát větší než hmotnost Jupitera a poloměry 0,091 ± 0,005 a 0,096 ± 0,005 poloměrů Slunce pro ε Indi Ba a ε Indi Bb, v daném pořadí. Efektivní teploty jsou 1300-1340 K a 880-940 K , zatímco povrchové gravitace log g (cm s −1 ) jsou 5,50 a 5,25 a jejich svítivosti jsou 1,9 × 10 −5 a 4,5 × 10 −6 svítivosti Slunce. Mají odhadovanou metalicitu [M/H] = -0,2.
Měření radiální rychlosti Epsilon Indi Endlem et al. (2002) zřejmě vykazují trend, který naznačoval planetárního společníka s oběžnou dobou delší než 20 let. Subhvězdný objekt s minimální hmotností 1,6 hmotnosti Jupiteru a orbitální vzdáleností zhruba 6,5 AU (analog Jupitera) byl v parametrech vysoce přibližných dat.
Vizuální průzkum pomocí dalekohledu ESO 's Very Large Telescope našel jednoho potenciálního kandidáta. Následné zkoumání Hubbleovým vesmírným dalekohledem NICMOS však ukázalo, že se jedná o objekt v pozadí. Od roku 2009 se při hledání neviditelného společníka na 4 μm nepodařilo detekovat objekt na oběžné dráze. Tato pozorování dále omezila hypotetický objekt tak, aby byl 5-20krát větší než Jupiter, obíhá mezi 10 a 20 AU a má sklon větší než 20°. Případně to může být exotický hvězdný pozůstatek.
Delší studie radiální (do Země nebo ze Země) rychlosti pomocí spektrometru HARPS Echelle k navázání na Endlova zjištění byla publikována v článku M. Zechmeistera et al. v roce 2013. Zjištění potvrzují, že cituji článek, "Epsilon Ind A má stálý dlouhodobý trend, který stále vysvětluje planetární společník".To zpřesnilo pozorovaný trend radiální rychlosti a naznačuje planetárního společníka s oběžnou dobou 45 let. Plynný obr s minimální hmotností 0,97 hmotnosti Jupiteru a minimální orbitální vzdáleností zhruba 9,0 AU by mohl vysvětlit pozorovaný trend.9,0 AU je přibližně ve stejné vzdálenosti jako Saturn. To zcela nekvalifikuje planetu jako skutečnou analogii Jupiteru, protože obíhá podstatně dále než 5,0 AU. Nejen, že obíhá dále, ale ε Indi A je také slabší než Slunce, takže by na metr čtvereční obdrželo jen přibližně stejné množství energie jako Uran ze Slunce. Trend radiální rychlosti byl pozorován během všech dosud provedených pozorování pomocí spektrometru HARPS, ale vzhledem k dlouhé době předpovězené pouze pro jeden oběh objektu kolem ε Indi A, více než 30 let, pokrytí astrometrické fáze zatím není kompletní.
V březnu 2018 byla existence planety potvrzena pomocí měření radiální rychlosti. Se vzdáleností 3,3 úhlových sekund od své hostitelské hvězdy je ε Indi Ab kandidátem na přímé snímkování vesmírným dalekohledem Jamese Webba.
V říjnu 2019 Feng a spol. zveřejnila aktualizovanou orbitu planety. Ukazují, že oběžná dráha je mírně excentrická, s hlavní poloosou asi 11,6 AU a excentricitou asi 0,26. Hmotnost planety je 3,25 hmotnosti Jupiteru a její oběžná doba je asi 45 let.