Википедија

Епсилон Еридан

Епсилон Еридан (Epsilon Eridani; латинизиран од ε Eridani), правилно име Ран,[17] ― ѕвезда во јужното соѕвездие Еридан. При деклинација од -9,46°, тој е видлив од поголемиот дел од површината на Земјата. Сместена на растојание 10.5 светлосни години (3.2 парсеци) од Сонцето, има привидна величина од 3,73, што ја прави третата најблиска поединечна ѕвезда (или ѕвезден систем) видлива со голо око.

ε Еридан / Ран
Местоположба на ε Еридан (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Еридан
Ректасцензија 03ч 32м &1000000000558449600000055,84496с[1]
Деклинација −09° 27′ &1000000000029731200000029,7312″[1]
Прив. величина (V) 3.736[2]
Особености
Спектрален тип K2V[3]
Привидна ѕвездена величина (B) 4.61[4]
Привидна величина (V) 3.73[4]
Привидна величина (J) 2,228 ± 0,298[5]
Привидна величина (H) 1,880 ± 0,276[5]
Привидна величина (K) 1,776 ± 0,286[5]
U−B colour index +0.571[2]
B−V colour index +0.887[2]
Променлив тип BY Змеј[4][6]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)16,376 ± 0,0019[7] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −975.17[1] млс/г
Дек.: 19.49[1] млс/г
Паралакса (π)311.37 ± 0.11[8] млс
Оддалеченост10,475 ± 0,004 сг
(3,212 ± 0,001 пс)
Апсолутна величина (MV)6.19[9]
Податоци
Маса0,82 ± 0,02[10][11] M☉
Полупречник0,735 ± 0,005[12] R☉
Површ. грав. (log g)4,30 ± 0,08[10]
Сјајност0.34[13] L☉
Температура5.084 ± 5,9[14] K
Вртење11.4 days[15]
Вртежна брзина (v sin i)2,4 ± 0,5[16] км/с
Други ознаки
Ran, ε Eri, 18 Eridani, BD−09°697, GJ 144, HD 22049, HIP 16537, HR 1084, SAO 130564, WDS J03330-0928, LHS 1557[4]
Наводи во бази
SIMBAD— The star
— planet b
— planet c

Проценувано дека ѕвездата е стара помалку од милијарда години.[18] Оваа релативна младост му дава на Епсилон Еридан повисоко ниво на магнетна активност од Сонцето, со ѕвезден ветер 30 пати посилен. Периодот на ѕвезденото вртење е 11,2 денови на екваторот. Епсилон Еридан е помал и помалку масивен од Сонцето и има пониско ниво на елементи потешки од хелиумот.[19] Таа е ѕвезда од главната низа од спектрална класа К2, со делотворна температура од околу 5,000 K (8,540 °F), давајќи му портокалова нијанса. Тоа е кандидат за член на движечката група на ѕвезди на Голема Мечка, кои делат слично движење низ Млечниот Пат, што значи дека овие ѕвезди имаат заедничко потекло во расеано јато.

Периодични промени во радијалната брзина на Епсилон Еридан дале докази за џиновска планета која кружи околу неа, означена како Епсилон Еридан b.[20] Откривањето на планетата првично било контроверзно,[21] но повеќето астрономи сега ја сметаат планетата како потврдена. Во 2015 година, планетата го добило вистинското име Егир (AEgir).[22] Планетарниот систем на Епсилон Еридан, исто така, вклучува и остаточен диск кој се состои од аналог на Кајперовиот Појас на 70 au од ѕвездата и топла прашина помеѓу околу 3 ау и 20 ау од ѕвездата.[23][24] Јазот во дискот со остатоци помеѓу 20 и 70 au имплицира веројатно постоење на надворешни планети во системот.

Како една од најблиските ѕвезди слични на Сонцето,[25] Епсилон Еридан бил цел на неколку набљудувања во потрагата по вонземска интелигенција. Епсилон Еридан се појавува во научно-фантастични приказни и е предложен како одредиште за меѓуѕвездено патување.[26] Од Епсилон Еридан, Сонцето ќе се појави како ѕвезда во Змија, со привидна светлинска величина од 2,4.[note 1]

Именување

уреди

Планетата и нејзината ѕвезда домаќин биле избрани од Меѓународниот астрономско сојуз (МАС) како дел од натпреварот „NameExoWorlds“ за давање соодветни имиња на вонсончевите планети и нивните ѕвезди домаќини, за некои системи кои веќе немале соодветни имиња.[27][28] Постапката вклучува номинации од образовни групи и јавно гласање за предложените имиња.[29] Во декември 2015 година, МАС објавиле дека победничките имиња „Ран“ (Ran) за ѕвездата и „Егир“ (AEgir))за планетата.[22] Тие имиња биле поднесени од учениците од 8-то одделение во средното училиште „Маунтинсајд“ во Колберт, Вашингтон, Соединетите Држави. И двете имиња потекнуваат од нордиската митологија: Ран е божица на морето, а Егир, нејзиниот сопруг, е богот на океанот.[30]

Во 2016 година, МАС организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ)[31] за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Во својот прв билтен од јули 2016 година,[32] РГИЅ експлицитно ги препозна имињата на вонсончевите планети и нивните ѕвезди домаќини кои биле создадени од конкуренцијата. Епсилон Еридан сега е наведен како Ран во Каталогот на имиња на ѕвезди на МАС.[17] Професионалните астрономи главно продолжиле да ја нарекуваат ѕвездата како Епсилон Еридан.[33]

На кинески ,天苑 (Tiān Yuàn; Тјан Јуан), што значи „Небесни ливади“, се однесува на астеризам кој се состои од ε Eridani, γ Eridani, δ Eridani, π Eridani, ζ Eridani, η Eridani, π Ceti, τ1 Eridani, τ2 Eridani, τ3 Eridani, τ4 Eridani, τ5 Еридани, τ6 Еридани, τ7 Еридани, τ8 Еридани и τ9 Еридани.[34] Следствено, самото кинеско име за ε Еридани е 天苑四 (Tiān Yuàn sì, четвртата [ѕвезда] од Небесните Ливади.)[35]

Историја на набљудување

уреди
 
Погоре, северниот дел од соѕвездието Еридан е исцртан со зелено, додека Орион е прикажан со сина боја. Подолу, зголемениот приказ на регионот во белата кутија ја покажува местоположбата на Епсилон Еридан на пресекот на двете линии.

Каталогизација

уреди

Епсилон Еридан им бил познат на астрономите најмалку од 2 век од новата ера, кога Клавдиј Птоломеј (астроном од Александрија, Египет) го вклучил во својот каталог со повеќе од илјада ѕвезди. Каталогот е објавен како дел од неговиот астрономски трактат „Алмагест“. Соѕвездието Еридан го именувал Птоломеј – Ποταμού за река, а Епсилон Еридан бил наведен како нејзина тринаесетта ѕвезда. Птоломеј го нарекол Епсилон Еридан ό τών δ προηγούμενος за претходното од четирите (оттука δ е бројот четири). Ова се однесува на група од четири ѕвезди во Еридан: γ, π, δ и ε (10-13 во списокот на Птоломеј). ε е најзападниот од нив, а со тоа и првиот од четирите во очигледното секојдневно движење на небото од исток кон запад. Современите изучувачи на каталогот на Птоломеј го означуваат неговиот запис како „P 784“ (по редослед на изгледот) и „Eri 13“. Птоломеј ја опишал големината на ѕвездата како 3.[36][37]

Епсилон Еридан бил вклучен во неколку ѕвездени каталози на средновековни исламски астрономски трактати, кои се засновале на каталогот на Птоломеј: во Книгата на фиксирани ѕвезди на Ал-Суфи, објавена во 964 година, Канонот Масуд на Ал-Бируни, објавен во 1030 година, и Зиј-и Султани на УлукБек, објавена во 1437 година. Проценката на Ал-Суфи за јачината на Епсилон Еридан била 3 степени. Ал-Бируни цитира величини од Птоломеј и Ал-Суфи (за Епсилон Еридан тој ја цитира вредноста 4 и за величините на Птоломеј и на Ал-Суфи; првичните вредности на двете големини се 3). Нејзиниот број по редослед на изглед е 786.[38] Улукбек извршил нови мерења на координатите на Епсилон Еридан во неговата набљудувачница во Самарканд и цитирал величини од Ал-Суфи (3 за Епсилон Еридан). Современите ознаки на неговиот запис во каталогот на Улукек се „U 781“ и „Eri 13“ (второто е исто како ознаката на каталогот на Птоломеј).[36][37]

Во 1598 година, Епсилон Еридан бил вклучен во каталогот на ѕвезди на Тихо Брахе, преобјавен во 1627 година од Јоханес Кеплер како дел од неговите „Рудолфови табели“. Овој каталог се заснова на набљудувањата на Тихо Брахе од 1577-1597 година, вклучувајќи ги и оние на островот Вен во неговите набљудувачници Ураниборг и Стјернеборг. Низниот број на Епсилон Еридан во соѕвездието Еридан бил 10 и бил означен како „Quae omnes quatuor antecedit“ („што им претходи на сите четири“); значењето е исто како описот на Птоломеј. Брахе му доделил светлинска величина 3.[36][39]

Бајеровата ознака на Ипсилон Еридан е основана во 1603 година како дел од делото „Уранометрија“, каталог на ѕвезди произведен од германскиот небесен картограф Јохан Баер. Неговиот каталог доделил букви од грчката азбука на групи ѕвезди кои припаѓаат на иста класа на видлива величина во секое соѕвездие, почнувајќи со алфа (α) за ѕвезда од најсветлата класа. Бајер не се обидел да ги распореди ѕвездите според релативната светлина во секоја класа. Така, иако Ипсилон е петтата буква во грчката азбука,[40] ѕвездата е десетта најсветла во Еридан.[41] Покрај буквата ε, Баер ѝ го дал бројот 13 (ист како каталошкиот број на Птоломеј, како и многу од броевите на Бајер) и го опишал како Decima septima за седумнаесеттата.[note 2] Бајер му доделил на Епсилон Еридан величина 3.[42]

Во 1690 година, Епсилон Еридан бил вклучен во каталогот на ѕвезди на Јоханес Хевелиус. Нејзиниот низен број во соѕвездието Еридан бил 14, ознаката беше Tertia за третата, и му била доделена величина 3 или 4 (изворите се разликуваат).[36][43] Ѕвездениот каталог на англискиот астроном Џон Фламстид, објавен во 1712 година, му дал на Епсилон Еридан Флемстидова ознака од 18. Еридан, бидејќи била осумнаесетта каталогизирана ѕвезда во соѕвездието Еридан по редослед на зголемување на десното вознесување.[4] Во 1818 година, Епсилон Еридан бил вклучен во каталогот на Фридрих Бесел, заснован на набљудувањата на Џејмс Бредли од 1750-1762 година, и со величина 4. [44] Се појави и во каталогот на Никола Луј де Лакај со 398 главни ѕвезди, чија верзија со 307 ѕвезди била објавена во 1755 година во „Ефемери на небесните движења, десет години“ (Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765),[45] и чија целосна верзија е објавена во 1757 година во „Основи на астрономијата“ (Astronomiæ Fundamenta), Париз.[46] Во неговото издание од 1831 година од Френсис Бејли, Епсилон Еридан го имал бројот 50.[47] Лакај му доделил светлинска величина 3.[45][46][47]

Во 1801 година, Епсилон Еридан бил вклучен во „Француска небесна историја“ (Histoire céleste française), каталогот на Жозеф Жером Лефрансоа де Лаланд со околу 50.000 ѕвезди, заснован на неговите набљудувања од 1791–1800 година, во кои набљудувањата се распоредени по временски редослед. Содржи три набљудувања на Епсилон Еридани.[note 3] [48] Во 1847 година, новото издание на каталогот на Лаланд било објавено од Френсис Бејли, кое ги содржи повеќето негови набљудувања, во кое ѕвездите биле бројчани по редослед на десно вознесување. Бидејќи секое набљудување на секоја ѕвезда било бројчано, а Епсилон Еридан бил забележан три пати, добил три броја: 6581, 6582 и 6583.[49] (Денес броевите од овој каталог се користени со префиксот „Lalande“ или „Lal“.[50]) Лаланд му доделил на Епсилон Еридан величина 3.[48][49] Исто така, во 1801 година бил вклучен во каталогот на Јохан Боде, во кој околу 17.000 ѕвезди биле групирани во 102 соѕвездија и биле бројчани (Епсилон Еридан го добил бројот 159 во соѕвездието Еридан). Каталогот на Боде се засновал на набљудувања на различни астрономи, вклучувајќи го и самиот Боде, но најмногу на Лаланд и Лакај (за јужното небо). Боде му доделил на Епсилон Еридан величина 3.[51] Во 1814 година, Џузепе Пјаци го објавил второто издание на неговиот каталог на ѕвезди (неговото прво издание било објавено во 1803 година), врз основа на набљудувањата во текот на 1792-1813 година, во кое повеќе од 7000 ѕвезди биле групирани во 24 часа (0-23). Епсилон Еридан е број 89 во 3 час. Пјаци му доделил величина 4.[52] Во 1918 година, Епсилон Еридан се појавил во каталогот „Хенри Дрејпер“ со ознака HD 22049 и прелиминарна спектрална класификација на К0.[53]

Откривање на близина

уреди

Врз основа на набљудувањата помеѓу 1800 и 1880 година, откриено е дека Епсилон Еридан има големо сопствено движење низ небесната сфера, кое е проценувано на три лачни секунди годишно (аголна брзина).[54] Ова движење имплицирало дека е релативно блиску како Сонцето,[55] што го прави ѕвезда од интерес за целите на мерењата на ѕвездената паралакса. Оваа постапка вклучува снимање на положбата на Епсилон Еридан додека Земјата се движи околу Сонцето, што овозможува да биде проценето растојанието на ѕвездата.[54] Од 1881 до 1883 година, астрономот Вилијам Л. Елкин од Соединетите Држави, користел хелиометар во Кралската набљудувачница на 'Ртот Добра Надеж, Јужна Африка, за да ја спореди положбата на Епсилон Еридан со две блиски ѕвезди. Од овие набљудувања, била пресметана паралакса од 0.14 ± 0.02 лачни секунди.[56][57] До 1917 година, набљудувачите ја подобриле својата проценка на паралакса на 0,317 лачни секунди.[58] Современата вредност од 0,3109 лачни секунди е еднакво на растојание од околу 10.50 светлосни години (3.22 парсеци).[1]

Кружечки откритија

уреди
 
Слика со подмилиметарска бранова должина на прстен од честички прашина околу Епсилон Еридан (над средината). Најсветлите области ги означуваат регионите со највисоки концентрации на прашина.

Врз основа на очигледните промени во положбата на Епсилон Еридан помеѓу 1938 и 1972 година, Питер ван де Камп предложил невиден придружник со кружечки период од 25 години предизвикува гравитациски растројувања во својата положба.[59] Ова тврдење било побиено во 1993 година од Вулф-Дитер Хајнц и лажното откривање било обвинето за систематска грешка во фотографските таблички.[60]

Лансиран во 1983 година, вселенскиот телескоп IRAS забележува инфрацрвени емисии од ѕвезди блиску до Сонцето,[61] вклучувајќи вишок инфрацрвена емисија од Епсилон Еридан.[62] Набљудувањата покажале дека околу ѕвездата кружи диск од ситно зрнеста космичка прашина;[62] овој остаточен диск оттогаш е опширно проучуван. Доказите за планетарен систем биле откриени во 1998 година со набљудување на асиметриите во овој прстен од прашина. Згрутчувањето во распространувањето прашина може да биде објаснето со гравитациските заемодејствија со планетата што кружи веднаш внатре во прстенот на прав.[63]

Во 1987 година, откривањето на планетарно тело во орбита било објавено од Брус Кембел, Гордон Вокер и Стивенсон Јанг.[64][65] Од 1980 до 2000 година, работен состав од астрономи предводени од Арти П. Хацес направиле набљудувања со радијална брзина на Епсилон Еридан, мерејќи го Доплеровото поместување на ѕвездата по линијата на видот. Тие пронашле докази за планета која кружи околу ѕвездата со период од околу седум години.[20] Иако има високо ниво на бучава во податоците за радијалната брзина поради магнетната активност во нејзината фотосфера,[66] секоја периодичност предизвикана од оваа магнетна активност се очекува да покаже силна корелација со варијациите во линиите на емисија на јонизиран калциум (лините Ca II H и K). Бидејќи не била пронајдена таква корелација, планетарен придружник бил сметан за најверојатна причина.[67] Ова откритие било поддржано од астрометриските мерења на Ипсилон Еридан направени помеѓу 2001 и 2003 година со вселенскиот телескоп „Хабл“, кои покажале докази за гравитациско растројство на Епсилон Еридан од планета.[8]

Потрага по вонземска интелигенција и предложено истражување

уреди

Во 1960 година, физичарите Филип Морисон и Џузепе Кокони предложиле дека вонземските цивилизации можеби користат радио сигнали за општење.[68] Проектот „Озма“, предводен од астрономот Френк Дрејк, го користеле телескопот „Тател“ за да бара такви сигнали од блиските ѕвезди слични на Сонцето - Епсилон Еридан и Тау Кит. Системите биле забележани со честота на емисија на неутрален водород, 1.420 MHz (21 цм). Не биле откриени сигнали од интелигентно вонземско потекло.[69] Дрејк го повтори опитот во 2010 година, со истиот негативен резултат.[68] И покрај овој недостаток на успех, Епсилон Еридан се пробил во научнофантастичната книжевност и телевизиските емисии многу години по веста за почетниот опит на Дрејк.[70]

Во „Планети погодни за живеење на човекот“ (англиски: Habitable Planets for Man), студија на корпорацијата RAND од 1964 година од страна на вселенскиот научник Стивен Х. Дол, веројатноста за планета погодна за живот во орбитата околу Епсилон Еридан била проценета на 3,3%. Меѓу познатите блиски ѕвезди, таа била наведена со 14 ѕвезди за кои било сметано дека најверојатно имаат планета погодна за живот.[71]

Вилијам И. Меклафлин предложил нова стратегија во потрагата по вонземска интелигенција (ПВЗИво 1977 година. Тој предложил дека широко набљудуваните настани како што се експлозиите на нова може да бидат користени од страна на интелигентни вонземјани за да го синхронизираат преносот и примањето на нивните сигнали. Оваа идеја била испитана од Националната радио астрономска набљудувачница во 1988 година, која користела изливи на Нов Лебед 1975 како мерење време. Петнаесетдневното набљудување не покажало вонномални радио сигнали кои доаѓале од Епсилон Еридан.[72]

Поради близината и својствата слични на Сонцето на Епсилон Еридан, во 1985 година, физичарот и автор Роберт Л. Форвард го сметал системот како веродостојна цел за меѓуѕвезденото патување.[73] Следната година, Британското меѓупланетарно друштво го предложило Епсилон Еридан како една од целите во студијата на Проектот „Дедал“.[74] Системот продолжил да биде меѓу целите на таквите предлози, како што е проектот „Икар“ во 2011 година.[26]

Врз основа на неговата блиска местоположба, Ипсилон Еридан бил меѓу целните ѕвезди на Проектот „Феникс“, микробранова истражување од 1995 година за сигнали од вонземска интелигенција.[75] Проектот проверил околу 800 ѕвезди до 2004 година, но сè уште не открил никакви сигнали.[76]

Својства

уреди
 
Илустрација на релативните големини на Епсилон Еридан (лево) и Сонцето (десно)

На растојание од 10.50 светлосни години (3.22 парсеци), Ипсилон Еридан е 13-та најблиска позната ѕвезда (и деветта најблиска осамена ѕвезда или ѕвезден систем) до Сонцето од 2014 година.[9] Неговата близина ја прави една од најпроучените ѕвезди од својот спектрален вид.[77] Епсилон Еридан се наоѓа во северниот дел на соѕвездието Еридан, околу 3° источно од малку посветлата ѕвезда Делта Еридан. Со деклинација од -9,46°, Епсилон Еридан може да биде гледан од поголемиот дел од површината на Земјата, во соодветни периоди од годината. Само северно од географската ширина 80°N е трајно скриен под хоризонтот.[78] Привидната величина од 3,73 може да го отежне набљудувањето од урбана област со голо око, бидејќи ноќното небо над градовите е заматено од светлинско загадување.[79]

Епсилон Еридан има проценета маса од 0,82 сончеви маси[10][11] и полупречник од 0,74 сончеви полупречници.[12] Сјае со сјајност од само 0,34 сончеви сјајности.[13] Проценетата делотворната температура е 5.084 K.[14] Со ѕвездена класификација од К2 V, таа е втората најблиска ѕвезда од главната низа од вид К (по Алфа Кентаур Б).[9] Од 1943 година, спектарот на Епсилон Еридан служи како една од стабилните точки на прицврстување според која се класифицирани другите ѕвезди.[80] Неговата металичност, дел од елементите потешки од хелиумот, е малку пониска од онаа на Сонцето.[81] Во хромосферата на Епсилон Еридани, област на надворешната атмосфера веднаш над фотосферата што емитува светлина, изобилството на железо се проценува на 74% од вредноста на Сонцето.[81] Процентот на литиум во атмосферата е пет пати помал од оној на Сонцето.[82]

Класификацијата на Епсилон Еридан како вид К, покажува дека спектарот има релативно слаби линии на впивање од впивање од водород (Балмерови линии) но силни линии на неутрални атоми и единечно јонизиран калциум (Ca II). Класата на сјајност V (џуџе) им е доделена на ѕвездите кои се подложени на топлинскојадрено соединување на водород во нивното јадро. За ѕвезда од главната низа од видот К, во ова соединување надвладејува минира протонско-протонската верижна реакција, во која низа реакции ефективно комбинираат четири водородни јадра за да образуваат јадро на хелиум. Енергијата ослободена со соединување се пренесува нанадвор од јадрото преку зрачење, што резултира со никакво нето движење на околната плазма. Надвор од овој регион, во обвивката, енергијата е носена во фотосферата со струење на плазмата, каде што потоа зрачи во вселената.[83]

Магнетна активност

уреди

Епсилон Еридан има повисоко ниво на магнетна активност од Сонцето, а со тоа и надворешните делови од неговата атмосфера (хромосферата и короната) се подинамични. Просечната јачина на магнетното поле на Епсилон Еридан низ целата површина е 1,65 ± 0,30,[84] што е повеќе од четириесет пати поголема од (5–40) × 10−5 T јачината на магнетното поле во фотосферата на Сонцето.[85] Магнетните својства може да бидат моделирани со претпоставка дека регионите со магнетен тек од околу 0,14 Т кој случајно покрива приближно 9% од фотосферата, додека остатокот од површината е без магнетни полиња.[86] Целокупната магнетна активност на Епсилон Еридан покажува взаемни циклуси на активност 2,95 ± 0,03 и 12,7 ± 0,3 години.[82] Претпоставувајќи дека неговиот полупречник не се менува во овие интервали, долгорочната варијација во нивото на активност се чини дека произведува температурна варијација од 15 K, што одговара на варијација во видливата величина (V) од 0,014.[87]

Магнетното поле на површината на Епсилон Еридан предизвикува варијации во хидродинамичкото однесување на фотосферата. Ова резултира со поголем треперење за време на мерењата на неговата радијална брзина . Варијациите од 15 m s−1 биле измерени преку 20-годишен период, што е многу повисоко од мерната несигурност од 3 m s−1. Ова го отежнува толкувањето на периодичностите во радијалната брзина на Епсилон Еридан, како оние предизвикани од планета која кружи.[66]

 
Светлосна крива за Епсилон Еридан, покажувајќи ги просеците на големината на опсегот b и y помеѓу 2014 и 2021 година.[15] Вметнувањето ја покажува периодичната варијација во период на вртење од 12,3 дена.[88]

Епсилон Еридан е класифициран како променлива ѕвезда од видот на BY Змеј бидејќи има региони со повисока магнетна активност кои се движат во и надвор од линијата на видот додека се врти.[6] Мерењето на оваа вртежна модулација наведува дека нејзиниот екваторски регион ротира со просечен период од 11,2 денови,[16] што е помалку од половина од периодот на вртење на Сонцето. Набљудувањата покажаа дека Епсилон Еридан варира до 0,050 во V светлинска величина поради ѕвездени дамки и друга краткорочна магнетна активност.[88] Фотометријата исто така покажа дека површината на Епсилон Еридан, како и Сонцето, е подложена на диференцијално вртење, односно периодот на вртење на екваторот се разликува од оној на голема географска ширина. Измерените периоди се движат од 10,8 до 12,3 дена.[87][note 4] Оскиниот наклон на Ипсилон Еридан кон видната линија од Земјата е многу неизвесно: проценките се движат од 24° до 72°.[16]

Високите нивоа на хромосферска активност, силно магнетно поле и релативно брзата стапка на вртење на Епсилон Еридан се особени за една млада ѕвезда.[89] Повеќето проценки за староста на Епсилон Еридан го ставаат во опсег од 200 милиони до 800 милиони години.[18] Малото изобилство на тешки елементи во хромосферата на Епсилон Еридани обично укажува на постара ѕвезда, бидејќи меѓуѕвездената средина (од која се образувани ѕвездите) постојано се збогатува со потешки елементи произведени од постарите генерации ѕвезди.[90] Оваа аномалија може да биде предизвикана од постапка на расејување кој пренесувала некои од потешките елементи надвор од фотосферата и во регион под струевитата зона на Епсилон Еридан.[91]

Сјајноста на рендгенските зраци на Епсилон Еридан е околу 2⋅1028 erg·s–1 (2⋅1021 W). Тој е посветлен на рендгенските зраци отколку Сонцето при максимална активност. Изворот за оваа силна емисија на рендгенски зраци е жешката корона на Епсилон Еридан.[92][93] Короната на Епсилон Еридан изгледа поголема и пожешка од сончевата, со температура од 3,4⋅106 K, мерено од набљудување на ултравиолетовите и рендгенските зраци на короната.[94] Прикажува циклична варијација во емисијата на рендгенски зраци што е во согласност со циклусот на магнетна активност.[95]

Ѕвездениот ветер што е емитуван од Епсилон Еридан, се шири додека не се судри со околната меѓуѕвездена средина од расеан гас и прашина, што резултира со меур од загреан водороден гас (астросфера, еднаква на хелиосферата што го опкружува Сонцето). Приемниот спектар од овој гас е измерен со вселенскиот телескоп „Хабл“, овозможувајќи да бидат проценети својствата на ѕвездениот ветер.[94] Жешката корона на Епсилон Еридан резултира со стапка на загуба на маса во ѕвездениот ветер на Епсилон Еридан која е 30 пати поголема од онаа на Сонцето. Овој ѕвезден ветер ја создава астросферата која се протега на околу 8,000 астрономски единици (0.0039 парсеци) и содржи лачен удар кој лежи 1,600 астрономски единици (0.0078 парсеци) од Епсилон Еридан. На проценетото растојание од Земјата, оваа астросфера се протега на 42 лачни минути, што е пошироко од привидната големина на полната Месечина.[96]

Кинематика

уреди

Епсилон Еридан има високо сопствено движење, се движи −0,976 лачни секунди годишно во десната асцензија (небесниот еквивалент на географската должина) и 0,018 лачни секунди годишно во деклинација (небесна ширина), за вкупно 0,962 лачни секунди годишно.[1][note 5] Ѕвездата има радијална брзина од +15.5 км/с (далеку од Сонцето).[98] Составните делови за вселенска брзина на Епсилон Еридан во галактичкиот координатен систем се (U, V, W) = (−3, +7, −20) km/s, што значи дека тој патува во рамките на Млечниот Пат на средна вредност галактоцентрично растојание од 28,7 kly (8,79 килопарсеци) од јадрото по орбита која има занесување од 0,09.[99] Положбата и брзината на Епсилон Еридан укажуваат на тоа дека тој може да биде член на Групата за движење на Големата Мечка, чии членови споделуваат заедничко движење низ просторот. Ова однесување наведува дека групата што се движи потекнува од расеано јато кое оттогаш се расеало.[100] Проценетата возраст на оваа група е 500±100 милиони години,[101] што се наоѓа во опсегот на старосните проценки за Епсилон Еридан.

Во текот на изминатите милион години, верувано е дека три ѕвезди дошле во рок од 7 светлосни години (2.1 парсек) на Епсилон Еридан. Најновата и најблиската од овие средби била со Каптајновата Ѕвезда, која се приближила на растојание од околу 3 светлосни години (0.92 парсеци) пред околу 12.500 години. Уште две далечни средби биле со Сириус и Рос 614. Сметано е дека ниту една од овие средби не била доволно блиска за да влијае на кружниот ѕвезден диск што кружи околу Епсилон Еридан.[102]

Епсилон Еридан го направил своето најблиско приближување до Сонцето пред околу 105.000 години, кога биле на растојание од 7 светлосни години (2.1 парсек).[103] Врз основа на симулација на блиски средби со блиските ѕвезди, двојниот ѕвезден систем Лујтен 726-8, кој ја вклучува променливата ѕвезда UV Кит, ќе се сретне со Епсилон Еридан за приближно 31.500 години на минимално растојание од околу 0,9 светлосни години (0,29 парсеци). Тие ќе бидат помалку од 1 светлосна година (0,3 парсеци) одвоени за околу 4.600 години. Ако Епсилон Еридан има Ортов Облак, Лујтен 726-8 би можел гравитациски да наруши некои од неговите комети со долги орбитални периоди.[104]

Планетарен систем

уреди
Планетарен систем Епсилон Еридан[23][24][105][106]
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(денови) 		Занесеност Наклон Полупречник
Астероиден појас ~1.5−2.0 (or 3–4) AU — —
b (AEgir)[107] 0,76+0,14
0,11 MJ 		3,53 ± 0,06 2.688,60+16,17
16,51 		0,26 ± 0,04 166,48+6,63
6,66° 		—
Астероиден појас ~8–20 AU — —
Главен појас 65–75 AU 33.7° ± 0.5° —

Остаточен диск

уреди
 
Сликата на системот Епсилон Еридан, направена од Атакама Големата милиметарска/подмилиметарска низа (ALMA) на бранова должина од 1,3 мм.[24]

Инфрацрвен вишок околу Епсилон Еридан бил откриен од Инфрацрвениот астрономски сателит[62] укажувајќи на присуство на околу ѕвездена прашина. Набљудувања со телескопот „Џејмс Клерк Максвел“ (ТЏКМ) на бранова должина од 850 μm покажуваат продолжен флукс на зрачење до аголен полупречник од 35 лачни секунди околу Епсилон Еридан, решавајќи го дискот со остатоци за прв пат. Оттогаш биле направени слики со поголема резолуција со Атакамската голема милиметарска низа, што покажува дека појасот се наоѓа на 70 астрономски единици од ѕвездата со ширина од само 11 ае.[24][108] Дискот е наклонет за 33,7°, што го прави да изгледа елипсовидно.

Прашината и веројатно водениот мраз од овој појас се селат навнатре поради влечењето од ѕвездениот ветер и постапката со која ѕвезденото зрачење предизвикува зрната прашина полека да прават спирала кон Епсилон Еридан, познат како Појнтинг-Робертсонов ефект.[109] Во исто време, овие честички прашина можат да бидат уништени преку меѓусебни судири. Временската скала за целата прашина во дискот да биде исчистена со овие постапки, е помала од проценетата возраст на Ипсилон Еридан. Оттука, сегашниот диск со прашина мора да е создаден од судири или други ефекти на поголеми матични тела, а дискот претставува доцна фаза во постапката на образување на планети. Би биле потребни судири меѓу матичните тела од 11 земјини маси за да биде одржан дискот во сегашната состојба во текот на неговата проценета старост.[105]

 
Споредба на планетите и појасите од отпадоци во Сончевиот систем со системот Епсилон Еридан. На врвот е астероидниот појас и внатрешните планети на Сончевиот Систем. Втор од врвот е предложениот внатрешен астероиден појас и планетата b на Епсилон Еридан. Долните илустрации ги покажуваат соодветните особини за надворешните системи на двете ѕвезди.

Дискот содржи проценета маса на прашина еднаква на шестина од масата на Месечината, со поединечни зрна прашина кои надминуваат 3,5 μm во големина на температура од околу 55 К. Оваа прашина се создава од судир на комети, кои се движат од 10 до 30 км во пречник и имаат комбинирана маса од 5 до 9 пати поголема од онаа на Земјата. Ова е слично на проценетите 10 земјини маси во првобитниот Кајперов Појас.[110][111] Дискот околу Епсилон Еридан содржи помалку од 2.2 × 1017 кг јаглерод моноксид. Ова ниско ниво укажува на недостаток на испарливи комети и ледени планетезимали во споредба со Кајперовиот Појас.[112]

Сликите на ТЏКМ покажуваат знаци на згрчена структура во појасот што може да биде објаснето со гравитациско растројување од планета, наречена Епсилон Еридан c. Претпоставувано е дека грутките во прашината се појавуваат на орбити кои имаат целобројна резонанца со орбитата на сомнителната планета. На пример, областа на дискот што завршува две орбити за секои три орбити на планетата е во орбитална резонанца 3:2.[113] Предвидувано е дека планетата која е предлагано да ги предизвика овие растројувања да има полуглавна оска помеѓу 40 и 50 ае.[24][114][115] Сепак, најсветлите купчиња оттогаш биле идентификувани како извори на позадина и за постоењето на преостанатите купчиња останува дебатирано.[116]

Прашината е присутна и поблиску до ѕвездата. Набљудувањата од вселенскиот телескоп „Шпицер“ на НАСА, наведуваат дека Епсилон Еридан всушност има два астероидни појаси и облак од егзозодијачка прашина. Вториот е аналог на зодијачната прашина што ја зафаќа рамнината на Сончевиот Систем. Еден појас се наоѓа на приближно иста положба како оној во Сончевиот Систем, орбитира на растојание од 3.00 ± 0.75 ае од Епсилон Еридан и се состои од силикатни зрна со дијаметар од 3 μm и комбинирана маса од околу 1018 кг. Ако постои планетата Епсилон Еридан б, тогаш овој појас веројатно нема да има извор надвор од орбитата на планетата, па прашината можеби е создадена со фрагментација и кратерирање на поголеми тела како што се астероидите.[117] Вториот, погуст појас, најверојатно населен и со астероиди, се наоѓа помеѓу првиот појас и надворешниот диск на кометата. Структурата на ремените и дискот за прашина наведува дека се потребни повеќе од две планети во системот Епсилон Еридан за да биде одржама оваа конфигурација.[105][118]

Во алтернативно сценарио, егзозодијачната прашина може да биде создадена во надворешниот појас. Оваа прашина потоа се пренесува навнатре покрај орбитата на Епсилон Еридан b. Кога ќе се земат предвид судирите помеѓу зрната прашина, правот ќе го створи набљудуваниот инфрацрвен спектар и осветленост. Надвор од пречникот на сублимација на мразот, сместен над 10 ае од Епсилон Еридан каде температурите паѓаат под 100 К, најдобро одговара на набљудувањата кога е претпоставувана мешавина од мраз и силикатна прашина. Во овој пречник, прашината мора да се состои од силикатни зрна на кои им недостасуваат испарливи материи.[109]

Внатрешниот регион околу Ипсилон Еридан, од пречник од 2,5 АЕ навнатре, се чини дека е без прашина до границата за откривање телескопот на MMT од 6,5 м. Зрната прашина во овој регион ефикасно се отстрануваат со влечење од ѕвездениот ветер, додека присуството на планетарен систем исто така може да помогне да се одржи оваа област чиста од остатоци. Сепак, ова не ја исклучува можноста внатрешен астероиден појас да биде присутен со комбинирана маса не поголема од астероидниот појас во Сончевиот Систем.[119]

Планети со долг период

уреди
 
Впечаток на уметникот, покажувајќи два астероидни појаси и планета која кружи околу Епсилон Еридан.

Како една од најблиските ѕвезди слични на Сонцето, Епсилон Еридан била цел на многу обиди да бидат бараат планетарни придружници.[18][20] Неговата хромосферска активност и променливост значат дека пронаоѓањето планети со методот на радијална брзина е тешко, бидејќи ѕвездената активност може да создаде сигнали кои имитираат присуство на планети.[120] Пребарувањата за вонсончеви планети околу Епсилон Еридан со директна слика биле неуспешни.[67][121]

Инфрацрвеното набљудување покажало дека нема тела со три или повеќе јупитерови маси во овој систем, на растојание од најмалку 500 ае од ѕвездата на домаќинот.[18] Планетите со слични маси и температури како Јупитер би требало да бидат забележани од телескопот „Шпицер“ на растојанија над 80 ае. Една планета со долг период, приближно со големина на Јупитер, е откриена и одликувана и со радијална брзина и со методи на астрометрија.[106] Планетите кои се помасивни 150% од Јупитер, може да бидат отфрлени на внатрешниот раб на дискот со остатоци на 30-35 ае.[122]

Планета b (Егир)

уреди
Главна статија: Епсилон Еридан b

Наведен како Епсилон Еридан b, оваа планета била објавена во 2000 година, но откритието останало контроверзно во текот на приближно следните две децении. Сеопфатна студија во 2008 година го нарекла откривањето „пробно“ и ја опиша предложената планета како „долго сомнителна, но сè уште непотврдена“.[105] Многу астрономи верувале дека доказите се доволно убедливи што го сметаат откритието за потврдено.[18][109][117][121] Откритието било доведено во прашање во 2013 година бидејќи програмата за пребарување во Набљудувачницата Ла Сила, не потврдила дека постои.[123] Понатамошните студии од 2018 година постепено го потврдиле постоењето на планетата преку комбинација на радијална брзина и астрометрија.[106][124][125][126][127]

 
Уметнички впечаток за Епсилон Еридан b кружејќи во зона која е исчистена од прашина. Околу планетата се претпоставени прстени и месечини.

Објавените извори и понатаму не се согласуваат за основните параметри на планетата. Неодамнешните вредности за неговиот кружен период се движат од 7,3 до 7,6 години,[106] проценките за големината на нејзината елипсовидна орбита - полуглавната оска - се движат од 3,38 au до 3,53 ае,[128][129] и приближните вредности на нејзиниот орбитален опсег од 0,055 до 0,26.[106]

Првично, масата на планетата била непозната, но долната граница можела да биде проценета врз основа на кружното поместување на Епсилон Еридан. Познат е само составниот дел на поместувањето по линијата на видот кон Земјата, што дава вредност за формулата m sin i, каде што m е масата на планетата и i е орбиталната наклонетост. Проценките за вредноста на m sin i се движеле од 0,60 Јупитерови маси до 1,06 Јупитерови маси,[128][129] што ја поставува долната граница за масата на планетата (бидејќи синусната функција има максимална вредност од 1). Земајќи го m sin i во средината на тој опсег на 0,78 и проценувајќи ја наклонетоста на 30° како што било предложено од астрометријата на Хабл, ова дава вредност од 1.55 ± 0.24 Јупитерови маси за масата на планетата.[8] Поновите астрометриски студии откриле пониски маси, кои се движат од 0,63 до 0,78 Јупитерови маси.[106]

Од сите измерени параметри за оваа планета, најнеизвесна е вредноста за орбиталната накосеност. Накосеноста од 0,7 предложена од некои постари студии[8] не е во согласност со присуството на предложениот астероиден појас на растојание од 3 ае. Ако ексцентричноста била толку висока, планетата ќе помине низ астероидниот појас и ќе ја исчисти во рок од околу десет илјади години. Ако појасот постои подолго од овој период, што се чини веројатно, тој наметнува горна граница на накосеноста на Епсилон Еридан b од околу 0,10-0,15.[117][118] Ако дискот со прашина наместо од судири во астероиден појас, се создава од надворешниот диск со остатоци, тогаш не се потребни никакви ограничувања за орбиталната накосеност на планетата за да биде објаснето ширењето прашина.[109]

Потенцијална погодност за живеење

уреди

Епсилон Еридан е цел на програмите за пронаоѓање планети бидејќи има својства што овозможуваат да биде обликувана планета слична на Земјата. Иако овој систем не бил избран како главен кандидат за сега откажаниот Пронаоѓач на земјовидни планети, тој бил целна ѕвезда за предложената вселенска интерферометриска мисија на НАСА за пребарување на планети со големина на Земјата.[130] Близината, својствата слични на Сонцето и сомнителните планети на Епсилон Еридан, исто така, го направиле предмет на повеќекратни студии за тоа дали може да биде испратена меѓуѕвездена сонда до Епсилон Еридан.[73][74][131]

Орбиталниот полупречник на кој ѕвездениот флукс од Епсилон Еридан се совпаѓа со сончевата константа - каде што емисијата се совпаѓа со излезот на Сонцето на орбиталното растојание од Земјата - е 0,61 ае.[132] Тоа е во рамките на максималната животопогодна зона на претпоставената планета слична на Земјата која кружи околу Епсилон Еридан, која моментално се протега од околу 0,5 до 1,0 ае. Како што Ипсилон Еридан старее во период од 20 години милијарди години, нето сјајноста ќе се зголеми, предизвикувајќи оваа зона полека да се шири кон надвор на околу 0,6-1,4 ае.[133] Присуството на голема планета со високо елиптична орбита во близина на зоната погодна за живот на Ипсилон Еридан ја намалува веројатноста земјовидна планета да има стабилна орбита во зоната погодна за живеење.[134]

Една млада ѕвезда како што е Епсилон Еридан може да произведе големи количини на ултравиолетово зрачење може да биде штетно за животот, но од друга страна е поладна ѕвезда од Сонцето и затоа произведува помалку ултравиолетово зрачење за почеток.[21][135] Орбиталниот полупречник каде УВ флуксот се совпаѓа со раната Земја е нешто под 0,5 ае.[21] Бидејќи тоа е всушност малку поблиску до ѕвездата отколку зоната погодна за живеење, ова доведе некои истражувачи да заклучат дека нема доволно енергија од ултравиолетовото зрачење што допира до зоната погодна за живот за да може да започне животот околу младиот Епсилон Еридан.[135]

Поврзано

уреди

Забелешки

уреди
  1. ↑ Од Епсилон Еридан, Сонцето би се појавило на дијаметрално спротивната страна на небото на координатите RA=15ч 32м &1000000000558449600000055,84496с, Dec=+09° 27′ &1000000000029731200000029,7312″, кое е сместено близу Алфа Змија. Апсолутната величина на Сонцето е 4.83,[a] што значи, на растојание од 3.212 парсеци, Сонцето би имало привидна величина:  ,[b] претпоставувајќи занемарливо згаснување (AV) за блиска ѕвезда.
    Ref.:
    1. Binney, James; Merrifield, Michael (1998), Galactic Astronomy, Princeton University Press, стр. 56, ISBN 0-691-02565-7
    2. Karttunen, Hannu; и др. (2013), Fundamental Astronomy, Springer Science & Business Media, стр. 103, ISBN 978-3-662-03215-2
  2. ↑ Тоа е затоа што Бајер одредил 21 ѕвезда во северниот дел на Ериданус со тоа што претходи по должината на „реката“ од исток кон запад, почнувајќи од β (Supra pedem Orionis in flumine, prima, значејќи над стапалото на Орион во реката, прватаt) до дваесет и првата, σ (Vigesima prima, која е дваесет и првата). Епсилон Еридан била седунаесеттата во оваа низа. Овие 21 ѕвезда се: β, λ, ψ, b, ω, μ, c, ν, ξ, ο (две ѕвезди), d, A, γ, π, δ, ε, ζ, ρ, η, σ.[42]
  3. ↑ 1796 17 септември (стр. 246), 3 декември 1796 (стр. 248) и 13 ноември 1797 (стр. 307)
  4. ↑ Вртежниот период Pβ на географска ширина β е добиен од:
    Pβ = Peq/(1 − k sin β)
    каде Peq е период на екваторско вртење и k е параметарот на диференцијално вртење. Вредноста на овој параметар е проценувана дека е во опсегот:
    0.03 ≤ k ≤ 0.10[16]
  5. ↑ Вкупното сопствено движење μ може да биде пресметано од:
    μ2 = (μα cos δ)2 + μδ2
    каде μα е сопственото движење во десно вознесување, μδ е сопственото движење во деклинација, и δ е деклинацијата.[97] Ова дава:
    μ2 = (−975.17 · cos(−9.458°))2 + 19.492 = 925658.1
    или μ е еднакво на 962.11.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 van Leeuwen, Floor (ноември 2007), „Validation of the new Hipparcos reduction“, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600. Note: see VizieR catalogue I/311.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Cousins, A. W. J. (1984), „Standardization of Broadband Photometry of Equatorial Standards“, South African Astronomical Observatory Circulars, 8: 59, Bibcode:1984SAAOC...8...59C.
  3. ↑ Gray, R. O.; и др. (јули 2006), „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample“, The Astronomical Journal, 132 (1): 161–170, arXiv:astro-ph/0603770, Bibcode:2006AJ....132..161G, doi:10.1086/504637, S2CID 119476992.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 „V* eps Eri – variable of BY Dra type“, SIMBAD, Центар за астрономски податоци во Стразбур, Посетено на 25 август 2024.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Cutri, R. M.; и др. (јуни 2003), „The IRSA 2MASS all-sky point source catalog, NASA/IPAC infrared science archive“, The IRSA 2MASS All-Sky Point Source Catalog, Bibcode:2003tmc..book.....C.
  6. ↑ 6,0 6,1 „GCVS query=eps Eri“, Општ каталог на променливи ѕвезди, Штернбергов астрономски институт, Москва, Русија, Посетено на 25 август 2024.
  7. ↑ Soubiran, C.; Jasniewicz, G.; Chemin, L.; Zurbach, C.; Brouillet, N.; Panuzzo, P.; Sartoretti, P.; Katz, D.; Le Campion, J.-F.; Marchal, O.; Hestroffer, D.; Thévenin, F.; Crifo, F.; Udry, S.; Cropper, M.; Seabroke, G.; Viala, Y.; Benson, K.; Blomme, R.; Jean-Antoine, A.; Huckle, H.; Smith, M.; Baker, S. G.; Damerdji, Y.; Dolding, C.; Frémat, Y.; Gosset, E.; Guerrier, A.; Guy, L. P.; Haigron, R.; Janßen, K.; Plum, G.; Fabre, C.; Lasne, Y.; Pailler, F.; Panem, C.; Riclet, F.; Royer, F.; Tauran, G.; Zwitter, T.; Gueguen, A.; Turon, C. (2018). „Gaia Data Release 2“. Astronomy & Astrophysics. EDP Sciences. 616: A7. arXiv:1804.09370. Bibcode:2018A&A...616A...7S. doi:10.1051/0004-6361/201832795. ISSN 0004-6361. S2CID 247759802 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 Benedict, G. Fritz; и др. (ноември 2006), „The Extrasolar Planet ɛ Eridani b: Orbit and Mass“, The Astronomical Journal, 132 (5): 2206–2218, arXiv:astro-ph/0610247, Bibcode:2006AJ....132.2206B, doi:10.1086/508323, S2CID 18603036.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Staff (8 јуни 2007), The one hundred nearest star systems, Истражувачки конзорциум за блиски ѕвезди, Посетено на 25 август 2024
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (април 2010), „Parent stars of extrasolar planets – X. Lithium abundances and v sini revisited“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403 (3): 1368–1380, arXiv:0912.1621, Bibcode:2010MNRAS.403.1368G, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x, S2CID 118520284. See table 3.
  11. ↑ 11,0 11,1 Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas (2011), „Confirming Fundamental Parameters of the Exoplanet Host Star epsilon Eridani Using the Navy Optical Interferometer“, The Astrophysical Journal, 748 (1): 72, arXiv:1112.0447, Bibcode:2012ApJ...748...72B, doi:10.1088/0004-637X/748/1/72, S2CID 124270967.
  12. ↑ 12,0 12,1 Demory, Brice-Olivier; Ségransan, Damien; Forveille, Thierry; Queloz, Didier; Beuzit, Jean-Luc; Delfosse, Xavier; Di Folco, Emmanuel; Kervella, Pierre; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Perrier, Christian; Benisty, Myriam; Duvert, Gilles; Hofmann, Karl-Heinz; Lopez, Bruno; Petrov, Romain (октомври 2009), „Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI“, Astronomy and Astrophysics, 505 (1): 205–215, arXiv:0906.0602, Bibcode:2009A&A...505..205D, doi:10.1051/0004-6361/200911976, S2CID 14786643. See Table B.1
  13. ↑ 13,0 13,1 Saumon, D.; и др. (април 1996), „A theory of extrasolar giant planets“, The Astrophysical Journal, 460: 993–1018, arXiv:astro-ph/9510046, Bibcode:1996ApJ...460..993S, doi:10.1086/177027, S2CID 18116542. See Table A1, p. 21.
  14. ↑ 14,0 14,1 Kovtyukh, V. V.; и др. (декември 2003), „High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios“, Astronomy and Astrophysics, 411 (3): 559–564, arXiv:astro-ph/0308429, Bibcode:2003A&A...411..559K, doi:10.1051/0004-6361:20031378, S2CID 18478960.
  15. ↑ 15,0 15,1 Roettenbacher, Rachael M.; Cabot, Samuel H. C.; Fischer, Debra A.; Monnier, John D.; Henry, Gregory W.; Harmon, Robert O.; Korhonen, Heidi; Brewer, John M.; Llama, Joe; Petersburg, Ryan R.; Zhao, Lily L.; Kraus, Stefan; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Anugu, Narsireddy; Davies, Claire L.; Gardner, Tyler; Lanthermann, Cyprien; Schaefer, Gail; Setterholm, Benjamin; Clark, Catherine A.; Jorstad, Svetlana G.; Kuehn, Kyler; Levine, Stephen (јануари 2022), „EXPRES. III. Revealing the Stellar Activity Radial Velocity Signature of ϵ Eridani with Photometry and Interferometry“, The Astronomical Journal, 163 (1): 19, arXiv:2110.10643, Bibcode:2022AJ....163...19R, doi:10.3847/1538-3881/ac3235, S2CID 239049996 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 Fröhlich, H.-E. (декември 2007), „The differential rotation of Epsilon Eri from MOST data“, Astronomische Nachrichten, 328 (10): 1037–1039, arXiv:0711.0806, Bibcode:2007AN....328.1037F, doi:10.1002/asna.200710876, S2CID 11263751.
  17. ↑ 17,0 17,1 „IAU Catalog of Star Names“. Посетено на 25 август 2024.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 Janson, M.; и др. (септември 2008), „A comprehensive examination of the ε Eridani system. Verification of a 4 micron narrow-band high-contrast imaging approach for planet searches“, Astronomy and Astrophysics, 488 (2): 771–780, arXiv:0807.0301, Bibcode:2008A&A...488..771J, doi:10.1051/0004-6361:200809984, S2CID 119113471.
  19. ↑ Di Folco, E.; и др. (ноември 2004), „VLTI near-IR interferometric observations of Vega-like stars. Radius and age of α PsA, β Leo, β Pic, ε Eri and τ Cet“, Astronomy and Astrophysics, 426 (2): 601–617, Bibcode:2004A&A...426..601D, doi:10.1051/0004-6361:20047189.
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 Hatzes, Artie P.; и др. (декември 2000), „Evidence for a long-period planet orbiting ε Eridani“, The Astrophysical Journal, 544 (2): L145–L148, arXiv:astro-ph/0009423, Bibcode:2000ApJ...544L.145H, doi:10.1086/317319, S2CID 117865372.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 Buccino, A. P.; Mauas, P. J. D.; Lemarchand, G. A. (јуни 2003), R. Norris; F. Stootman (уред.), „UV Radiation in Different Stellar Systems“, Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, Proceedings of IAU Symposium No. 213, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 213, стр. 97, Bibcode:2004IAUS..213...97B.
  22. ↑ 22,0 22,1 Final Results of NameExoWorlds Public Vote Released, International Astronomical Union, 15 декември 2015, Посетено на 25 август 2024.
  23. ↑ 23,0 23,1 Su, Kate Y. L.; и др. (2017), „The Inner 25 au Debris Distribution in the ϵ Eri System“, The Astronomical Journal, 153 (5): 226, arXiv:1703.10330, Bibcode:2017AJ....153..226S, doi:10.3847/1538-3881/aa696b, We found that the 24 and 35 μm emission is consistent with the in situ dust distribution produced either by one planetesimal belt at 3–21 au (e.g., Greaves et al. 2014) or by two planetesimal belts at 1.5–2 au (or 3–4 au) and 8–20 au (e.g., a slightly modified form of the proposal in Backman et al. 2009) ... Any planetesimal belt in the inner region of the epsilon Eri system must be located inside 2 au and/or outside 5 au to be dynamically stable with the assumed epsilon Eri b.
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 24,4 Booth, Mark; Pearce, Tim D; Krivov, Alexander V; Wyatt, Mark C; Dent, William R F; Hales, Antonio S; Lestrade, Jean-François; Cruz-Sáenz de Miera, Fernando; Faramaz, Virginie C; Löhne, Torsten; Chavez-Dagostino, Miguel (2023-03-30). „The clumpy structure of ϵ Eridani's debris disc revisited by ALMA“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 521 (4): 6180–6194. arXiv:2303.13584. Bibcode:2023MNRAS.521.6180B. doi:10.1093/mnras/stad938. ISSN 0035-8711.
  25. ↑ Villard, Ray (декември 2007), „Does life exist on this exoplanet?“, Astronomy, 35 (12): 44–47, Bibcode:2007Ast....35l..44V.
  26. ↑ 26,0 26,1 Long, K. F.; Obousy, R. K.; Hein, A. (25 јануари 2011), „Project Icarus: Optimisation of nuclear fusion propulsion for interstellar missions“, Acta Astronautica, 68 (11–12): 1820–1829, Bibcode:2011AcAau..68.1820L, doi:10.1016/j.actaastro.2011.01.010.
  27. ↑ NameExoWorlds: An IAU Worldwide Contest to Name Exoplanets and their Host Stars, International Astronomical Union, 9 јули 2014, Посетено на 25 август 2024.
  28. ↑ „The Exoworlds“, NameExoWorlds, International Astronomical Union, Архивирано од изворникот на 31 декември 2016, Посетено на 25 август 2024.
  29. ↑ „The Process“, NameExoWorlds, International Astronomical Union, 7 август 2015, Архивирано од изворникот на 15 август 2015, Посетено на 25 август 2024.
  30. ↑ NameExoWorlds The Approved Names, Архивирано од изворникот на 1 февруари 2018, Посетено на 25 август 2024.
  31. ↑ „IAU Working Group on Star Names (WGSN)“. Посетено на 25 август 2024.
  32. ↑ „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1“ (PDF). Посетено на 25 август 2024.
  33. ↑ „Object query for 'HD 22049'“, Astrophysics Data System, Посетено на 25 август 2024.
  34. ↑ (на кинески) 中國星座神話, напишано од 陳久金. Објавено од 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  35. ↑ (на кинески) 香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表 Архивирано на 19 август 2010., Вселенски музеј на Хонконг. Пристапено на 25 август 2024.
  36. ↑ 36,0 36,1 36,2 36,3 Baily, Francis (1843), „The Catalogues of Ptolemy, Ulugh Beigh, Tycho Brahe, Halley, Hevelius, Deduced from the Best Authorities. With Various Notes and Corrections, and a Preface to Each Catalogue. To Which is Added the Synonym of each Star, in the Catalogues of Flamsteed of Lacaille, as far as the same can be ascertained“, Memoirs of the Royal Astronomical Society, 13: 1, Bibcode:1843MmRAS..13....1B. (Epsilon Eridani: for Ptolemy's catalogue see page 60, for Ulugh Beg's – page 109, for Tycho Brahe's – page 156, for Hevelius' – page 209).
  37. ↑ 37,0 37,1 Verbunt, F.; van Gent, R. H. (2012), „The star catalogues of Ptolemaios and Ulugh Beg. Machine-readable versions and comparison with the modern Hipparcos Catalogue“, Astronomy & Astrophysics, 544: A31, arXiv:1206.0628, Bibcode:2012A&A...544A..31V, doi:10.1051/0004-6361/201219596, S2CID 54017245.
  38. ↑ Звёздный каталог ал-Бируни с приложением каталогов Хайяма и ат-Туси. djvu Архивирано на 4 март 2016.. (Epsilon Eridani: видете страница 135).
  39. ↑ Verbunt, F.; van Gent, R. H. (2010), „Three editions of the star catalogue of Tycho Brahe. Machine-readable versions and comparison with the modern Hipparcos Catalogue“, Astronomy & Astrophysics, 516: A28, arXiv:1003.3836, Bibcode:2010A&A...516A..28V, doi:10.1051/0004-6361/201014002, S2CID 54025412.
  40. ↑ Swerdlow, N. M. (август 1986), „A star catalogue used by Johannes Bayer“, Journal for the History of Astronomy, 17 (50): 189–197, Bibcode:1986JHA....17..189S, doi:10.1177/002182868601700304, S2CID 118829690. See p. 192.
  41. ↑ Hoffleit, D.; Warren Jr., W. H. (1991), Bright star catalogue (5th. изд.), Набљудувачница на Јејлскиот универзитет, Посетено на 25 август 2024.
  42. ↑ 42,0 42,1 Bayer, Johann (1603). "Uranometria: omnium asterismorum continens schemata, nova methodo delineata, aereis laminis expressa". Uranometria in Linda Hall Library: link Архивирано на 24 јули 2018.. Pages on constellation Eridanus: Table[мртва врска], Map Архивирано на 17 септември 2020..
  43. ↑ Verbunt, F.; van Gent, R. H. (2010), „The star catalogue of Hevelius. Machine-readable version and comparison with the modern Hipparcos Catalogue“, Astronomy & Astrophysics, 516: A29, arXiv:1003.3841, Bibcode:2010A&A...516A..29V, doi:10.1051/0004-6361/201014003.
  44. ↑ Bessel, Friedrich Wilhelm (1818). "Fundamenta astronomiae pro anno MDCCLV deducta ex observationibus viri incomparabilis James Bradley in specula astronomica Grenovicensi per annos 1750–1762 institutis". Frid. Nicolovius. Google Books id: UHRYAAAAcAAJ. Page with Epsilon Eridani: 158.
  45. ↑ 45,0 45,1 Lacaille, Nicolas Louis de. (1755). "Ephemerides des mouvemens celestes, pour dix années, depuis 1755 jusqu'en 1765, et pour le meridien de la ville de Paris". Paris. Google Books id: CGHtdxdcc5UC. (Epsilon Eridani: see page LV of the "Introduction").
  46. ↑ 46,0 46,1 Lacaille, Nicolas Louis de. (1757). "Astronomiæ fundamenta". Paris. Google Books id: -VQ_AAAAcAAJ. (Epsilon Eridani: see page 233 (in the catalogue), see also pages 96, 153–154, 189, 231).
  47. ↑ 47,0 47,1 Baily, Francis (1831), „On Lacaille's catalogue of 398 stars“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2 (5): 33–34, Bibcode:1831MNRAS...2...33B, doi:10.1093/mnras/2.5.33. (Epsilon Eridani: see page 110).
  48. ↑ 48,0 48,1 Lalande, Joseph Jérôme Le Français de (1801). "Histoire céleste française". Paris, Imprimerie de la République. Google Books id: f9AMAAAAYAAJ. Pages with Epsilon Eridani: 246, 248, 307
  49. ↑ 49,0 49,1 Baily, Francis; Lalande, Joseph Jérôme Le Français de (1847). "Catalogue of those stars in the Histoire céleste française of Jérôme Delalande, for which tables of reduction to the epoch 1800 habe been published by Prof. Schumacher". London (1847). Bibcode:1847cshc.book.....B. Google Books id: oc0-AAAAcAAJ. Page with Epsilon Eridani: 165.
  50. ↑ Dictionary of Nomenclature of Celestial Objects. Lal entry. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg.
  51. ↑ Bode, Johann Elert (1801). "Algemaine Beschreibung u. Nachweisung der gestine nebst Verzeichniss der gerarden Aufsteigung u. Abweichung von 17240 Sternen Doppelsternen Nobelflocken u. Sternhaufen". Berlin: Beym Verfasser. Bibcode:1801abun.book.....B. Google Books id: NUlRAAAAcAAJ. (List of observers and description of the catalogue: see page 32 of the "Introduction". List of constellations: see page 96). (Epsilon Eridani: see page 71).
  52. ↑ Piazzi, Giuseppe. (1814). "Praecipuaram stellarum inerranthium positiones mediae ineunte saeculo 19. EX observationibus habilis in specula panormitana AB anno 1792 AD annum 1813". Palermo: Tip. Militare. Bibcode:1814psip.book.....P. Google Books id: c40RAAAAYAAJ. (Epsilon Eridani: see page 22).
  53. ↑ Cannon, Annie J.; Pickering, Edward C. (1918), „The Henry Draper catalogue 0h, 1h, 2h, and 3h“, Annals of Harvard College Observatory, 91: 1–290, Bibcode:1918AnHar..91....1C.—see p. 236
  54. ↑ 54,0 54,1 Gill, David; Elkin, W. L. (1884), Heliometer determinations of stellar parallaxes in the southern hemisphere, London, UK: The Royal Astronomical Society, стр. 174–180.
  55. ↑ Belkora, Leila (2002), Minding the heavens: the story of our discovery of the Milky Way, London, U.K.: CRC Press, стр. 151, ISBN 0-7503-0730-7.
  56. ↑ Gill, David (1893), Heliometer observations for determination of stellar parallax, London: Eyre and Spottiswoode, стр. xvi.
  57. ↑ Gill, David (1884), „The fixed stars“, Nature, 30 (763): 156–159, Bibcode:1884Natur..30..156., doi:10.1038/030156a0.
  58. ↑ Adams, W. S.; Joy, A. H. (1917), „The luminosities and parallaxes of five hundred stars“, The Astrophysical Journal, 46: 313–339, Bibcode:1917ApJ....46..313A, doi:10.1086/142369.
  59. ↑ van de Kamp, P. (април 1974), „Parallax and orbital motion of Epsilon Eridani“, The Astronomical Journal, 79: 491–492, Bibcode:1974AJ.....79..491V, doi:10.1086/111571.
  60. ↑ Heintz, W. D. (март 1992), „Photographic astrometry of binary and proper-motion stars. VII“, The Astronomical Journal, 105 (3): 1188–1195, Bibcode:1993AJ....105.1188H, doi:10.1086/116503. See the note for BD −9°697 on page 1192.
  61. ↑ Neugebauer, G.; и др. (март 1984), „The Infrared Astronomical Satellite (IRAS) mission“, The Astrophysical Journal, 278: L1–L6, Bibcode:1984ApJ...278L...1N, doi:10.1086/184209, hdl:1887/6453.
  62. ↑ 62,0 62,1 62,2 Aumann, H. H. (октомври 1985), „IRAS observations of matter around nearby stars“, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 97: 885–891, Bibcode:1985PASP...97..885A, doi:10.1086/131620, S2CID 121192947.
  63. ↑ Greaves, J. S.; и др. (октомври 1998), „A dust ring around Epsilon Eridani: analog to the young Solar System“, The Astrophysical Journal, 506 (2): L133–L137, arXiv:astro-ph/9808224, Bibcode:1998ApJ...506L.133G, doi:10.1086/311652, S2CID 15114295.
  64. ↑ James E., Hesser (декември 1987), „Dominion Astrophysical Observatory, Victoria, British Columbia“, Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, 28: 510, Bibcode:1987QJRAS..28..510..
  65. ↑ Campbell, Bruce; Walker, G. A. H.; Yang, S. (15 август 1988), „A search for substellar companions to solar-type stars“, Astrophysical Journal, Part 1, 331: 902–921, Bibcode:1988ApJ...331..902C, doi:10.1086/166608.
  66. ↑ 66,0 66,1 Marcy, Geoffrey W.; и др. (7–11 август 2000), A. Penny (уред.), „Planetary Messages in the Doppler Residuals (Invited Review)“, Planetary Systems in the Universe, Proceedings of IAU Symposium No. 202, Manchester, United Kingdom, 202, стр. 20–28, Bibcode:2004IAUS..202...20M.
  67. ↑ 67,0 67,1 Janson, Markus; и др. (јуни 2007), „NACO-SDI Direct Imaging Search for the Exoplanet ε Eri b“, The Astronomical Journal, 133 (6): 2442–2456, arXiv:astro-ph/0703300, Bibcode:2007AJ....133.2442J, doi:10.1086/516632, S2CID 56043012.
  68. ↑ 68,0 68,1 Gugliucci, Nicole (24 мај 2010), „Frank Drake returns to search for extraterrestrial life“, Discovery News, Discovery Communications, LLC, Архивирано од изворникот на 3 февруари 2012, Посетено на 25 август 2024.
  69. ↑ Heidmann, Jean; Dunlop, Storm (1995), Extraterrestrial intelligence, Кембриџ, Обединето Кралство: Cambridge University Press, стр. 113, ISBN 0-521-58563-5.
  70. ↑ Marschall, Laurence A.; Maran, Stephen P. (2009), Pluto confidential: an insider account of the ongoing battles over the status of Pluto, BenBella Books, стр. 171, ISBN 978-1-933771-80-9.
  71. ↑ Dole, Stephen H. (1964), Habitable planets for man (1st. изд.), Њујорк,: Blaisdell Publishing Company, стр. 110 & 113, ISBN 0-444-00092-5, Посетено на 25 август 2024.CS1-одржување: излишна интерпункција (link)
  72. ↑ Forbes, M. A.; Westpfahl, D. J. (септември 1988), „A test of McLaughlin's strategy for timing SETI experiments“, Bulletin of the American Astronomical Society, 20: 1043, Bibcode:1988BAAS...20.1043F.
  73. ↑ 73,0 73,1 Forward, R. L. (мај–јуни 1985), „Starwisp – an ultra-light interstellar probe“, Journal of Spacecraft and Rockets, 22 (3): 345–350, Bibcode:1985JSpRo..22..345F, doi:10.2514/3.25754, S2CID 54692367.
  74. ↑ 74,0 74,1 Martin, A. R. (февруари 1976), „Project Daedalus – The ranking of nearby stellar systems for exploration“, Journal of the British Interplanetary Society, 29: 94–100, Bibcode:1976JBIS...29...94M.
  75. ↑ Henry, T.; и др. (16–20 август 1993), „The current state of target selection for NASA's high resolution microwave survey“, Progress in the Search for Extraterrestrial Life, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 74, Santa Cruz, California: Astronomical Society of the Pacific, стр. 207–218, Bibcode:1995ASPC...74..207H.
  76. ↑ Whitehouse, David (25 март 2004), „Radio search for ET draws a blank“, BBC News, Посетено на 25 август 2024.
  77. ↑ Vieytes, Mariela C.; Mauas, Pablo J. D.; Díaz, Rodrigo F. (септември 2009), „Chromospheric changes in K stars with activity“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 398 (3): 1495–1504, arXiv:0906.1760, Bibcode:2009MNRAS.398.1495V, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15207.x, S2CID 17768058.
  78. ↑ Campbell, William Wallace (1899), The elements of practical astronomy, New York, N.Y.: The MacMillan Company, стр. 109–110.
  79. ↑ Narisada, Kohei; Schreuder, Duco (2004), Light Pollution Handbook, Astrophysics and Space Science Library, 322, Dordrecht, The Netherlands: Springer, стр. 118–132, Bibcode:2004ASSL..322.....N, doi:10.1007/978-1-4020-2666-9, ISBN 1-4020-2665-X.
  80. ↑ Garrison, R. F. (декември 1993), „Anchor Points for the MK System of Spectral Classification“, Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, Архивирано од изворникот на 25 јуни 2019, Посетено на 25 август 2024.
  81. ↑ 81,0 81,1 Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (март 2004), „Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation“, Astronomy and Astrophysics, 415 (3): 1153–1166, arXiv:astro-ph/0311541, Bibcode:2004A&A...415.1153S, doi:10.1051/0004-6361:20034469, S2CID 11800380.—the percentage of iron is given by  , or 74%
  82. ↑ 82,0 82,1 Metcalfe, T. S.; и др. (2016), „Magnetic Activity Cycles in the Exoplanet Host Star epsilon Eridani“, The Astrophysical Journal Letters, 763 (2): 6, arXiv:1604.06701, Bibcode:2013ApJ...763L..26M, doi:10.1088/2041-8205/763/2/L26, S2CID 119163275, L26.
  83. ↑ Karttunen, Hannu; Oja, H. (2007), Fundamental astronomy (5th. изд.), Heidelberg, Germany: Springer, стр. 209–213, 247–249, ISBN 978-3-540-34143-7.
  84. ↑ Rüedi, I.; Solanki, S. K.; Mathys, G.; Saar, S. H. (февруари 1997), „Magnetic field measurements on moderately active cool dwarfs“, Astronomy and Astrophysics, 318: 429–442, Bibcode:1997A&A...318..429R.
  85. ↑ Wang, Y.-M.; Sheeley, N. R. Jr. (јули 2003), „Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum“, The Astrophysical Journal, 591 (2): 1248–1256, Bibcode:2003ApJ...591.1248W, doi:10.1086/375449.
  86. ↑ Valenti, Jeff A.; Marcy, Geoffrey W.; Basri, Gibor (февруари 1995), „Infrared zeeman analysis of Epsilon Eridani“, The Astrophysical Journal, 439 (2): 939–956, Bibcode:1995ApJ...439..939V, doi:10.1086/175231.
  87. ↑ 87,0 87,1 Gray, David F.; Baliunas, Sallie L. (март 1995), „Magnetic activity variations of Epsilon Eridani“, The Astrophysical Journal, 441 (1): 436–442, Bibcode:1995ApJ...441..436G, doi:10.1086/175368.
  88. ↑ 88,0 88,1 Frey, Gary J.; и др. (ноември 1991), „The rotation period of Epsilon Eri from photometry of its starspots“, The Astrophysical Journal, 102 (5): 1813–1815, Bibcode:1991AJ....102.1813F, doi:10.1086/116005.
  89. ↑ Drake, Jeremy J.; Smith, Geoffrey (август 1993), „The fundamental parameters of the chromospherically active K2 dwarf Epsilon Eridani“, The Astrophysical Journal, 412 (2): 797–809, Bibcode:1993ApJ...412..797D, doi:10.1086/172962.
  90. ↑ Rocha-Pinto, H. J.; и др. (јуни 2000), „Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk. I. Sample description and chromospheric age-metallicity relation“, Astronomy and Astrophysics, 358: 850–868, arXiv:astro-ph/0001382, Bibcode:2000A&A...358..850R.
  91. ↑ Gai, Ning; Bi, Shao-Lan; Tang, Yan-Ke (октомври 2008), „Modeling ε Eri and asteroseismic tests of element diffusion“, Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics, 8 (5): 591–602, arXiv:0806.1811, Bibcode:2008ChJAA...8..591G, doi:10.1088/1009-9271/8/5/10, S2CID 16642862.
  92. ↑ Johnson, H. M. (1 јануари 1981), „An X-ray sampling of nearby stars“, Astrophysical Journal, Part 1, 243: 234–243, Bibcode:1981ApJ...243..234J, doi:10.1086/158589.
  93. ↑ Schmitt, J. H. M. M.; и др. (февруари 1996), „The extreme-ultraviolet spectrum of the nearby K Dwarf ε Eridani“, Astrophysical Journal, 457: 882, Bibcode:1996ApJ...457..882S, doi:10.1086/176783.
  94. ↑ 94,0 94,1 Ness, J.-U.; Jordan, C. (април 2008), „The corona and upper transition region of ε Eridani“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 385 (4): 1691–1708, arXiv:0711.3805, Bibcode:2008MNRAS.385.1691N, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12757.x, S2CID 17396544.
  95. ↑ Coffaro, M.; и др. (април 2020), „An X-ray activity cycle on the young solar-like star ɛ Eridani“, Astronomy & Astrophysics, 636: 18, arXiv:2002.11009, Bibcode:2020A&A...636A..49C, doi:10.1051/0004-6361/201936479, S2CID 211296501, A49.
  96. ↑ Wood, Brian E.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P.; Linsky, Jeffrey L. (јули 2002), „Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age and activity“, The Astrophysical Journal, 574 (1): 412–425, arXiv:astro-ph/0203437, Bibcode:2002ApJ...574..412W, doi:10.1086/340797, S2CID 1500425. See p. 10.
  97. ↑ Birney, D. Scott; González, Guillermo; Oesper, David (2006), Observational astronomy (2nd. изд.), Cambridge, U.K.: Cambridge University Press, стр. 75, ISBN 0-521-85370-2.
  98. ↑ Evans, D. S. (20–24 јуни 1966), Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (уред.), „The revision of the general catalogue of radial velocities“, Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30, University of Toronto: International Astronomical Union, 30, стр. 57, Bibcode:1967IAUS...30...57E.
  99. ↑ de Mello, G. F. Porto; del Peloso, E. F.; Ghezzi, Luan (2006), „Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun“, Astrobiology, 6 (2): 308–331, arXiv:astro-ph/0511180, Bibcode:2006AsBio...6..308P, doi:10.1089/ast.2006.6.308, PMID 16689649, S2CID 119459291.
  100. ↑ Fuhrmann, K. (јануари 2004), „Nearby stars of the Galactic disk and halo. III“, Astronomische Nachrichten, 325 (1): 3–80, Bibcode:2004AN....325....3F, doi:10.1002/asna.200310173.
  101. ↑ King, Jeremy R.; и др. (април 2003), „Stellar kinematic groups. II. A reexamination of the membership, activity, and age of the Ursa Major group“, The Astronomical Journal, 125 (4): 1980–2017, Bibcode:2003AJ....125.1980K, doi:10.1086/368241.
  102. ↑ Deltorn, J.-M.; Greene, P. (16 мај 2001), „Search for nemesis encounters with Vega, epsilon Eridani, and Fomalhaut“, Во Jayawardhana, Ray; Greene, Thoas (уред.), Young Stars Near Earth: Progress and Prospects, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, 244, San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific, стр. 227–232, arXiv:astro-ph/0105284, Bibcode:2001ASPC..244..227D, ISBN 1-58381-082-X.
  103. ↑ García-Sánchez, J.; и др. (ноември 2001), „Stellar encounters with the Solar System“, Astronomy and Astrophysics, 379 (2): 634–659, Bibcode:2001A&A...379..634G, doi:10.1051/0004-6361:20011330.
  104. ↑ Potemine, Igor Yu. (12 април 2010). „Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani“. arXiv:1004.1557 [astro-ph.SR].
  105. ↑ 105,0 105,1 105,2 105,3 Backman, D.; и др. (2009), „Epsilon Eridani's planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and CSO observations“, The Astrophysical Journal, 690 (2): 1522–1538, arXiv:0810.4564, Bibcode:2009ApJ...690.1522B, doi:10.1088/0004-637X/690/2/1522, S2CID 18183427.
  106. ↑ 106,0 106,1 106,2 106,3 106,4 106,5 Feng, Fabo; Butler, R. Paul; и др. (јули 2023). „Revised orbits of the two nearest Jupiters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 525 (1): 607–619. arXiv:2307.13622. Bibcode:2023MNRAS.525..607F. doi:10.1093/mnras/stad2297.
  107. ↑ Naming of exoplanets, International Astronomical Union, Посетено на 25 август 2024.
  108. ↑ Booth, Mark; Dent, William R. F.; Jordán, Andrés; Lestrade, Jean-François; Hales, Antonio S.; Wyatt, Mark C.; Casassus, Simon; Ertel, Steve; Greaves, Jane S.; Kennedy, Grant M.; Matrà, Luca; Augereau, Jean-Charles; Villard, Eric (2017-05-04). „The Northern arc of ε Eridani's Debris Ring as seen by ALMA“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 469 (3): 3200–3212. doi:10.1093/mnras/stx1072. hdl:10150/625481. ISSN 0035-8711.
  109. ↑ 109,0 109,1 109,2 109,3 Reidemeister, M.; и др. (март 2011), „The cold origin of the warm dust around ε Eridani“, Astronomy & Astrophysics, 527: A57, arXiv:1011.4882, Bibcode:2011A&A...527A..57R, doi:10.1051/0004-6361/201015328, S2CID 56019152.
  110. ↑ Davis, G. R.; и др. (февруари 2005), „Structure in the ε Eridani debris disk“, The Astrophysical Journal, 619 (2): L187–L190, arXiv:astro-ph/0208279, Bibcode:2005ApJ...619L.187G, doi:10.1086/428348, S2CID 121935302.
  111. ↑ Morbidelli, A.; Brown, M. E.; Levison, H. F. (јуни 2003), „The Kuiper Belt and its primordial sculpting“, Earth, Moon, and Planets, 92 (1): 1–27, Bibcode:2003EM&P...92....1M, doi:10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80, S2CID 189905479.
  112. ↑ Coulson, I. M.; Dent, W. R. F.; Greaves, J. S. (март 2004), „The absence of CO from the dust peak around ε Eri“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 348 (3): L39–L42, Bibcode:2004MNRAS.348L..39C, doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07563.x.
  113. ↑ Ozernoy, Leonid M.; Gorkavyi, Nick N.; Mather, John C.; Taidakova, Tanya A. (јули 2000), „Signatures of exosolar planets in dust debris disks“, The Astrophysical Journal Letters, 537 (2): L147–L151, arXiv:astro-ph/0007014, Bibcode:2000ApJ...537L.147O, doi:10.1086/312779, S2CID 1149097.
  114. ↑ Quillen, A. C.; Thorndike, Stephen (октомври 2002), „Structure in the ε Eridani dusty disk caused by mean motion resonances with a 0.3 eccentricity planet at periastron“, The Astrophysical Journal, 578 (2): L149–L142, arXiv:astro-ph/0208279, Bibcode:2002ApJ...578L.149Q, doi:10.1086/344708, S2CID 955461.
  115. ↑ Deller, A. T.; Maddison, S. T. (2005-05-20). „Numerical Modeling of Dusty Debris Disks“. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 625 (1): 398–413. arXiv:astro-ph/0502135. Bibcode:2005ApJ...625..398D. doi:10.1086/429365. ISSN 0004-637X. S2CID 2764643.
  116. ↑ Chavez-Dagostino, M.; Bertone, E.; Cruz-Saenz de Miera, F.; Marshall, J. P.; Wilson, G. W.; Sánchez-Argüelles, D.; Hughes, D. H.; Kennedy, G.; Vega, O.; De la Luz, V.; Dent, W. R. F.; Eiroa, C.; Gómez-Ruiz, A. I.; Greaves, J. S.; Lizano, S.; López-Valdivia, R.; Mamajek, E.; Montaña, A.; Olmedo, M.; Rodríguez-Montoya, I.; Schloerb, F. P.; Yun, Min S.; Zavala, J. A.; Zeballos, M. (2016-06-08). „Early science with the Large Millimetre Telescope: Deep LMT/AzTEC millimetre observations of ϵ Eridani and its surroundings“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 462 (3): 2285–2294. arXiv:1606.02761. doi:10.1093/mnras/stw1363. ISSN 0035-8711.
  117. ↑ 117,0 117,1 117,2 Brogi, M.; Marzari, F.; Paolicchi, P. (мај 2009), „Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani“, Astronomy and Astrophysics, 499 (2): L13–L16, Bibcode:2009A&A...499L..13B, doi:10.1051/0004-6361/200811609.
  118. ↑ 118,0 118,1 Clavin, Whitney (27 октомври 2008), „Closest planetary system hosts two asteroid belts“, NASA/JPL-Caltech, Архивирано од изворникот на 19 ноември 2012, Посетено на 25 август 2024.
  119. ↑ Liu, Wilson M.; и др. (март 2009), „Observations of Main-Sequence Stars and Limits on Exozodical Dust with Nulling Interferometry“, The Astrophysical Journal, 693 (2): 1500–1507, Bibcode:2009ApJ...693.1500L, doi:10.1088/0004-637X/693/2/1500.
  120. ↑ Setiawan, J.; и др. (2008), „Planets Around Active Stars“, Во Santos, N.C.; Pasquini, L.; Correia, A.; Romaniello, M (уред.), Precision Spectroscopy in Astrophysics, ESO Astrophysics Symposia, Garching, Germany: European Southern Observatory, стр. 201–204, arXiv:0704.2145, Bibcode:2008psa..conf..201S, doi:10.1007/978-3-540-75485-5_43, ISBN 978-3-540-75484-8, S2CID 116889047.
  121. ↑ 121,0 121,1 Heinze, A. N.; и др. (ноември 2008), „Deep L'- and M-band imaging for planets around Vega and ε Eridani“, The Astrophysical Journal, 688 (1): 583–596, arXiv:0807.3975, Bibcode:2008ApJ...688..583H, doi:10.1086/592100, S2CID 17082115.
  122. ↑ Janson, Markus; и др. (февруари 2015), „High-contrast imaging with Spitzer: deep observations of Vega, Fomalhaut, and ε Eridani“, Astronomy & Astrophysics, 574: 10, arXiv:1412.4816, Bibcode:2015A&A...574A.120J, doi:10.1051/0004-6361/201424944, S2CID 118656652, A120.
  123. ↑ Zechmeister, M.; и др. (април 2013), „The planet search programme at the ESO Coudé Echelle spectrometer and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars“, Astronomy & Astrophysics, 552: 62, arXiv:1211.7263, Bibcode:2013A&A...552A..78Z, doi:10.1051/0004-6361/201116551, S2CID 53694238, A78.
  124. ↑ Mawet, Dimitri; Hirsch, Lea; и др. (2019), „Deep Exploration of ϵ Eridani with Keck Ms-band Vortex Coronagraphy and Radial Velocities: Mass and Orbital Parameters of the Giant Exoplanet“ (PDF), The Astronomical Journal, 157 (1): 33, arXiv:1810.03794, Bibcode:2019AJ....157...33M, doi:10.3847/1538-3881/aaef8a, ISSN 1538-3881, OCLC 7964711337, S2CID 119350738, In this paper, we have presented the most sensitive and comprehensive observational evidence for the existence of ε Eridani b.
  125. ↑ Makarov, Valeri V.; Zacharias, Norbert; Finch, Charles T. (2021), „Looking for Astrometric Signals below 20 m s−1: A Jupiter-mass Planet Signature in ε Eri“, Research Notes of the AAS, 5 (6): 155, arXiv:2107.01090, Bibcode:2021RNAAS...5..155M, doi:10.3847/2515-5172/ac0f59, We conclude that the newest astrometric results confirm the existence of a long-period exoplanet orbiting ε Eri....The results are consistent with the previously reported planet epsEri-b of approximately Jupiter mass and a period of several years.
  126. ↑ Llop-Sayson, Jorge; Wang, Jason J.; и др. (ноември 2021). „Constraining the Orbit and Mass of epsilon Eridani b with Radial Velocities, Hipparcos IAD-Gaia DR2 Astrometry, and Multiepoch Vortex Coronagraphy Upper Limits“. The Astronomical Journal. 162 (5): 181. arXiv:2108.02305. Bibcode:2021AJ....162..181L. doi:10.3847/1538-3881/ac134a. 181.
  127. ↑ Benedict, G. Fritz (март 2022). „Revisiting HST/FGS Astrometry of epsilon Eridani“. Research Notes of the AAS. 6 (3): 45. Bibcode:2022RNAAS...6...45B. doi:10.3847/2515-5172/ac5b6b.
  128. ↑ 128,0 128,1 Wright, Jason; Marcy, Geoff (јули 2010), Catalog of nearby exoplanets, California Planet Survey consortium, Посетено на 25 август 2024.
  129. ↑ 129,0 129,1 Butler, R. P.; и др. (2006), „Catalog of nearby exoplanets“, The Astrophysical Journal, 646 (1): 505–522, arXiv:astro-ph/0607493, Bibcode:2006ApJ...646..505B, doi:10.1086/504701, S2CID 119067572.
  130. ↑ McCarthy, Chris (2008), Space Interferometry Mission: key science project, Exoplanets Group, Државен универзитет Сан Франциско, Архивирано од изворникот на 10 август, 2007, Посетено на 25 август 2024. Проверете ги датумските вредности во: |archive-date= (help)
  131. ↑ McNutt, R. L.; и др. (19 јануари 2000), „A realistic interstellar explorer“, AIP Conference Proceedings, 504: 917–924, Bibcode:2000AIPC..504..917M, doi:10.1063/1.1302595.
  132. ↑ Kitzmann, D.; и др. (февруари 2010), „Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. I. Climatic effects of multi-layered clouds for Earth-like planets and implications for habitable zones“, Astronomy and Astrophysics, 511: 511A66.1–511A66.14, arXiv:1002.2927, Bibcode:2010A&A...511A..66K, doi:10.1051/0004-6361/200913491, S2CID 56345031. See table 3.
  133. ↑ Underwood, David R.; Jones, Barrie W.; Sleep, P. Nick (2003), „The evolution of habitable zones during stellar lifetimes and its implications on the search for extraterrestrial life“, International Journal of Astrobiology, 2 (4): 289–299, arXiv:astro-ph/0312522, Bibcode:2003IJAsB...2..289U, doi:10.1017/S1473550404001715, S2CID 119496186.
  134. ↑ Jones, Barrie W.; Underwood, David R.; Sleep, P. Nick (22–25 април 2003), „The stability of the orbits of Earth-mass planets in and near the habitable zones of known exoplanetary systems“, Proceedings of the Conference on Towards Other Earths: DARWIN/TPF and the Search for Extrasolar Terrestrial Planets, Хајделберг, Германија: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, 539: 625–630, arXiv:astro-ph/0305500, Bibcode:2003ESASP.539..625J, ISBN 92-9092-849-2.
  135. ↑ 135,0 135,1 Buccino, A. P.; Lemarchand, G. A.; Mauas, P. J. D. (2006), „Ultraviolet radiation constraints around the circumstellar habitable zones“, Icarus, 183 (2): 491–503, arXiv:astro-ph/0512291, Bibcode:2006Icar..183..491B, doi:10.1016/j.icarus.2006.03.007, ISSN 0019-1035, S2CID 2241081, In near the 41% stars of the sample: HD19994, 70 Vir, 14 Her, 55 Cnc, 47 UMa, ε Eri and HD3651, there is no coincidence at all between the UV region and the HZ...the traditional HZ would not be habitable following the UV criteria exposed in this work.

Надворешни врски

уреди

Координати:   &1000000000000000300000003ч &1000000000000003200000032м &1000000000055844200000055,8442с, −&1000000000000000900000009° &1000000000000002700000027′ &1000000000002974400000029,744″

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Епсилон_Еридан&oldid=5273224“