Википедија

Епсилон Индијанец

Епсилон Индијанец, латинизирано од ε Indi — ѕвезден систем кој се наоѓа на оддалеченост од приближно 12 светлосни години од Земјата во јужното соѕвездие Индијанец. Ѕвездата има портокалова нијанса и е слабо видлива со голо око со привидна ѕвездена величина од 4,83. Се состои од ѕвезда од главната низа од К-тип, ε Инди A, и две кафеави џуџиња, ε Инди Ba и ε Инди Bb, во широка орбита околу неа.[13] Кафеавите џуџиња биле откриени во 2003 година. ε Инди Ba е рано T-џуџе (T1) и ε Инди Bb е доцно T-џуџе (T6) одвоено со 0,6 лачни секунди, со проектирано растојание од 1460 АЕ од нивната примарна ѕвезда.

Епсилон Индијанец
Местоположба на Епсилон Индијанец (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0 (Рамноденица)
Соѕвездие Индијанец
Ректасцензија 22ч 03м &1000000000216536300000021,65363с[1]
Деклинација −56° 47′ &1000000000009522800000009,5228″[1]
Прив. величина (V) 4,8310 ± 0,0005[2]
Особености
Спектрален тип K5V + T1 + T6[3]
U−B Боен показател 1.00[4]
B−V Боен показател 1,056 ± 0,016[2]
Астрометрија
ε Ind A
Радијална брзина (Rv)−40,43 ± 0,13[1] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 3.966,661 ± (86)[1] млс/г
Дек.: −2.536,192 ± (92)[1] млс/г
Паралакса (π)274.8431 ± 0.0956[1] млс
Оддалеченост11,867 ± 0,004 сг
(3,638 ± 0,001 пс)
Апсолутна величина (MV)6.89[5]
ε Ind Ba/Bb
Паралакса (π)270.6580 ± 0.6896[6] млс
Оддалеченост12,05 ± 0,03 сг
(3,695 ± 0,009 пс)
Орбита[7]
Главнаε Ind Ba
Придружникε Ind Bb
Период (P)11.0197 ± 0.0076 г.
Голема полуоска (a)661.58 ± 0.37 mas
(2.4058 ± 0.0040 au)
Занесеност (e)0.54042 ± 0.00063
Наклон (i)77.082 ± 0.032°
Должина (Ω)147.959 ± 0.023°
Аргумент на перицентарот (ω)
(споредна)		328.27 ± 0.12°
Податоци [8]
ε Ind A
Маса0,782 ± 0,023[9] M☉
Полупречник0,711 ± 0,005 R☉
Површ. грав. (log g)4,63 ± 0,01
Сјајност0,21 ± 0,02 L☉
Температура4.649 ± 84 K
Вртење35,732+0,006
−0,003 days[10]
Вртежна брзина (v sin i)2.00 км/с
Старост3,5+0,8
−1,0[7] Гг.
ε Ind Ba/Bb
ПолупречникBa: ~0.080–0.081 R☉
Bb: ~0.082–0.083[11] R☉
Површинска гравитација (log g)Ba: 5.43–5.45
Bb: 5.27–5.33[11]
СјајностBa: 2,04⋅10-5 solar luminosity
Bb: 5,97⋅10-6[7] L☉
ТемператураBa: 1,352–1,385 K
Bb: 976–1,011[11] K
Други ознаки
UGP 544, ε Ind, CD−57°8464, CPD−57°10015, FK5 825, GJ 845, HD 209100, HIP 108870, HR 8387, SAO 247287, LHS 67[12]
Наводи во бази
SIMBAD— Систем
— A
— Bab
— Bab (како извор на X-зраци)

ε Инди А има една позната планета, ε Инди Ab, со маса од 6,31 јупитерова маса во елипсовидна орбита со период од околу 45 години. ε Инди Ab е втората најблиска јовијанска вонсончева планета, по ε Еридаn b. Системот ε Инди обезбедува случај за проучување на формирањето на гасни џинови и кафеави џуџиња.

Набљудување

уреди
 
Испилон Инди со SkyMapper и Хабл NICMOS, слика на бинарното кафеаво џуџе

Соѕвездието Инди (Индијанец) првпат се појавило во небесниот атлас Уранометрија на Јохан Бајер во 1603 година. Ѕвездениот атлас Уранографија од 1801 година, од германскиот астроном Јохан Елерт Боде, ја става ε Инди како една од стрелките што се држат во левата рака на Индијанец.[14]

Во 1847 година, Хајнрих Луис Даре ја споредил местоположбата на оваа ѕвезда во неколку каталози кои датираат од 1750 година и открил дека поседува мерливо сопствено движење. Односно, тој открил дека ѕвездата со текот на времето ја променила положбата низ небесната сфера.[15] Во 1882–1883 година, паралаксата на ε Инди била измерена од астрономите Дејвид Гил и Вилијам Л. Елкин на ’Ртот на Добрата Надеж.[16] Тие извеле проценка на паралакса од 0.22 ± 0.03 лачни секунди. Во 1923 година, Харлоу Шепли од опсерваторијата Харвард извел паралакса од 0,45 лачни секунди.[17]

Во 1972 година, сателитот „Коперник“ бил искористен за испитување на оваа ѕвезда за емисија на ултравиолетови ласерски сигнали. Повторно резултатот бил негативен.[18] ε Инди го предводи списокот, составен од Маргарет Турнбул и Џил Тартер од Институтот Карнеги во Вашингтон, од 17.129 блиски ѕвезди кои најверојатно имаат планети кои би можеле да поддржат сложен живот.[19]

Ѕвездата е меѓу петте блиски парадигми како ѕвезди од типот К во „слатка точка“ помеѓу ѕвездите-аналогни на Сонцето и М-ѕвездите за веројатноста за еволуиран живот, според анализата на Гијада Арни од Центарот за вселенски летови „Годард“ на НАСА.[20]

Карактеристики

уреди

ε Инди А е ѕвезда од главната низа од спектрален тип K5V. Ѕвездата има само околу три четвртини од сончевата маса[21] и 71% од сончевиот полупречник. Нејзината површинска гравитација е малку повисока од гравитацијата на Сонцето. Металичноста на ѕвездата е пропорција на елементи со поголем атомски број од хелиумот, што е типично претставена со односот на железо и водород во споредба со истиот сооднос за Сонцето; ε Инди А има околу 87% од процентот на железо на Сонцето во неговата фотосфера.

Короната на ε Инди А е слична на Сонцето, со сјајност на Х-зраци од 2 ×1027ергс −1 (2 ×1020  W) и проценета коронална температура од 2 ×106 К. Ѕвездениот ветер на оваа ѕвезда се шири нанадвор, создавајќи лачен удар на растојание од 63 АЕ. Низводно од лакот, завршниот удар достигнува до 140 АЕ од ѕвездата.[22]

 
Положба на Сонцето и α Кентаур во Голема Мечка како што се гледа од ε Инди

Оваа ѕвезда го има третото највисоко сопствено движење од која било ѕвезда видлива со голо око, по Грумбриџ 1830 и 61 Лебед[23], и деветто највисоко. Ова движење ќе ја премести ѕвездата во соѕвездието Тукан во околу 2640 година од нашата ера.[24][24][25] ε Инди А има просторна брзина во однос на Сонцето од 86 км/сек.[4],[note 1] што е невообичаено високо за она што се смета за млада ѕвезда.[26] Се смета дека е член на ε Инди подвижната група од најмалку шеснаесет ѕвезди од населението I.[27] Тоа е асоцијација на ѕвезди кои имаат слични вектори на вселенска брзина, и затоа најверојатно се формирани во исто време и место. ε Инди ќе го направи своето најблиско приближување до Сонцето за околу 17.500 години[28] кога ќе помине низ перихел на растојание од околу20.58 светлосни години.[29]

Како што се гледа од ε Инди, Сонцето е ѕвезда со величина од 2,6 во Голема Мечка, во близина на садот на Големата Кола.

Придружници

уреди
 
Концепција на уметникот за системот Епсилон Инди што го прикажува Епсилон Инди A и неговите бинарни придружници со кафеаво-џуџе. Етикетите го даваат првичното минимално мерење на растојанието помеѓу Епсилон Инди A и бинарната ѕвезда.

Кафеави џуџиња

уреди

Во јануари 2003 година, астрономите објавиле откривање на кафеаво џуџе со маса од 40 до 60 јупитерови маси во орбитата околу ε Инди А со проектирано одвојување на небото од околу 1.500 АЕ [30][31]. Во август 2003 година, астрономите откриле дека ова кафеаво џуџе е всушност двојно кафеаво џуџе, со привидна разделба од 2,1 АЕ и орбитален период од околу 15 години.[11][32] Двете кафеави џуџиња се од спектрална класа Т; помасивната компонента, ε Инди Ba, е од спектрален тип T1–T1.5 и помалку масивната компонента, ε Инди Bb, од спектрален тип T6. Поновите мерења на паралакса со вселенското летало Гаја го сместуваат бинарниот ε Инди B на околу 11.600 АЕ (0,183 светлосни години) од ε Инди A, покрај линијата на видот од Земјата.

Еволутивните модели[33] се користени за да се проценат физичките својства на овие кафеави џуџиња од спектроскопски и фотометриски мерења. Овие даваат маси од 47 ± 10 и 28 ± 7 пати поголема од јупитеровата маса, и полупречници од 0.091 ± 0.005 и 0.096 ± 0.005 сончеви полупречници, за ε Инди Ba и ε Инди Bb, соодветно[34]. Делотворните температури се 1300–1340 К и 880–940 г K, додека log g (cm s −1) површинските гравитации се 5,50 и 5,25, а нивната сјајност е 1.9 × 10−5 и 4.5 × 10−6. Тие имаат проценета металичност од [M/H] = –0,2.

Планетарен систем

уреди
Планетарен систем Епсилон Инди A[35]
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(година) 		Занесеност Наклон Полупречник
b 6,31+0,60
0,56 MJ 		28,4+10
7,2 		~173.6[note 2] 0,40+0,15
0,18 		103,7 ± 2,3° 1.08 RJ

Мерења на радијалната брзина на Епсилон Инди од Ендл и сор. (2002)[36] се смета дека покажува тренд кој укажува на планетарен придружник со орбитален период од повеќе од 20 години. Подѕвездено тело со минимална маса од 1,6 јупитерови маси и орбитална поделба од приближно 6,5 АЕ (аналог на Јупитер) била во рамките на параметрите на многу приближните податоци.

Визуелното пребарување со помош на Многу голем телескоп на Европската јужна опсерваторија нашло еден потенцијален кандидат. Меѓутоа, последователно испитување од страна на вселенскиот телескоп „Хабл“ NICMOS покажало дека тоа е објект во позадина.[37] Од 2009 година, потрагата по невиден придружник на 4 μm не успеала да открие објект што се врти. Овие набљудувања дополнително го ограничиле хипотетичкиот објект да биде 5-20 пати поголем од масата на Јупитер, кој орбитира помеѓу 10 и 20 АЕ и има наклон повеќе од 20°. Алтернативно, тоа може да биде егзотичен ѕвезден остаток.[38]

Подолго иследување за радијалната (до или од Земјата) брзина, користејќи го спектрометарот HARPS Echelle, за да се надоврзе на наодите на Ендл, било објавена во труд од M. Цехместер и сор. во 2013 година. Наодите потврдуваат дека, цитирајќи го трудот, „ε Инди A има постојан долгорочен тренд сè уште објаснет од планетарен придружник“[39]. Ова го рафинира забележаниот тренд на радијална брзина и означило планетарен придружник со орбитален период поголем од 30 години. Гасниот џин со минимална маса од 0,97 јупитерови маси и минимална орбитална поделба од приближно 9,0 АЕ може да го објасни забележаниот тренд. 9,0 АЕ е приближно исто растојание како Сатурн. Ова не ја квалификува планетата како вистински аналог на Јупитер бидејќи орбитира значително подалеку од 5,0 АЕ. Не само што орбитира подалеку, туку ε Инди A е исто така потемна од Сонцето, така што би добила приближно исто количество енергија по квадратен метар како Уран од Сонцето. Трендот на радијална брзина бил забележан преку сите досегашни набљудувања со помош на спектрометарот HARPS, но поради долгиот временски период предвиден за само една орбита на објектот околу ε Инди A, повеќе од 30 години, фазното покривање сè уште не било завршено.

Во март 2018 година, било објавено претходно печатење на АrXiv што го потврдило постоењето на Епсилон Инди Ab користејќи радијални мерења на брзината.[40] Во декември 2019 година, потврдата за оваа планета, заедно со ажурираните параметри и од радијалната брзина и од астрометријата, била објавена од Фабо Фенг и сор. во Месечни известувања на Кралското астрономско друштво. Тие покажуваат дека орбитата е малку ексцентрична, со полуглавна оска од околу 11,6 АЕ и ексцентричност од околу 0,26. Масата на планетата е 3,25 јупитерови маси, а нејзиниот орбитален период е околу 45 години. Последователната анализа во 2023 година открива дека планетата има значително поексцентрична орбита со полу-главна оска од 11,08 АЕ, ексцентричност од 0,42, орбитален период од 42,9 години, а масата на планетата е откриена дека е 2,96 јупитерови маси.[41]

Бил извршен директен обид за сликање на оваа планета со помош на вселенскиот телескоп „Џејмс Веб“,[42] откривајќи објект-кандидат со боја и осветленост во согласност со планета со јупитерова маса од приближно 10. Имајќи различен агол на положба и маса од очекуваните вредности, ова сугерира дека околу системот можеби орбитираат две џиновски планети. Вториот директен обид за сликање на овој систем за да се потврди природата на оваа планета бил одобрен.[43]

Не било откриено прекумерно инфрацрвено зрачење што би укажало на остаточен диск околу ε Инди.[44] Таков диск може да се формира од судирите на планетезималите кои преживеале од раниот период на протопланетарниот диск на ѕвездата.

Забелешки

уреди
  1. ↑ Компонентите на просторната брзина се: U = −77; V = −38, и W = +4. Ова дава нето просторна брзина од км/сек.
  2. ↑ Пресметано употребувајќи ја   дадена е полуглавна оска од 28,4 AU и маса на ѕвезда домаќин од 0.76 M☉

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Vallenari, A.; и др. (Gaia collaboration) (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). Запис на Gaia DR3 за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  3. ↑ 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 (October 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.
  4. ↑ 4,0 4,1 Kollatschny, W. (1980). „A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI“. Astronomy and Astrophysics. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A&A....86..308K.
  5. ↑ Jimenez, Raul; Flynn, Chris; MacDonald, James; Gibson, Brad K. (March 2003). „The Cosmic Production of Helium“. Science. 299 (5612): 1552–1555. arXiv:astro-ph/0303179. Bibcode:2003Sci...299.1552J. doi:10.1126/science.1080866. PMID 12624260. S2CID 1424666.
  6. ↑ Vallenari, A.; и др. (Gaia collaboration) (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). Запис на Gaia DR3 за овој извор на VizieR.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 Chen, Minghan; Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Dupuy, Trent J.; Cardoso, Cátia V.; McCaughrean, Mark J. (2022). „Precise Dynamical Masses of ε Indi Ba and Bb: Evidence of Slowed Cooling at the L/T Transition“. The Astronomical Journal. 163 (6): 288. arXiv:2205.08077. Bibcode:2022AJ....163..288C. doi:10.3847/1538-3881/ac66d2. S2CID 248834536 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  8. ↑ Rains, Adam D.; и др. (April 2020). „Precision angular diameters for 16 southern stars with VLTI/PIONIER“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 493 (2): 2377–2394. arXiv:2004.02343. Bibcode:2020MNRAS.493.2377R. doi:10.1093/mnras/staa282.
  9. ↑ Lundkvist, Mia S.; Kjeldsen, Hans; Bedding, Timothy R.; McCaughrean, Mark J.; Butler, R. Paul; Slumstrup, Ditte; Campante, Tiago L.; Aerts, Conny; Arentoft, Torben; Bruntt, Hans; Cardoso, Cátia V.; Carrier, Fabien; Close, Laird M.; da Silva, João Gomes; Kallinger, Thomas; King, Robert R.; Li 李, Yaguang 亚光; Murphy, Simon J.; Rørsted, Jakob L.; Stello, Dennis (2024-04-01). „Low-amplitude Solar-like Oscillations in the K5 V Star ϵ Indi A“. The Astrophysical Journal. 964 (2): 110. arXiv:2403.04509. Bibcode:2024ApJ...964..110L. doi:10.3847/1538-4357/ad25f2. ISSN 0004-637X.
  10. ↑ Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (14 October 2019), „Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490 (4): 5002–5016, arXiv:1910.06804, Bibcode:2019MNRAS.490.5002F, doi:10.1093/mnras/stz2912, S2CID 204575783
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 King, R. R.; и др. (February 2010), „ɛ Indi Ba, Bb: a detailed study of the nearest known brown dwarfs“ (PDF), Astronomy and Astrophysics, 510: A99, arXiv:0911.3143, Bibcode:2010A&A...510A..99K, doi:10.1051/0004-6361/200912981, S2CID 53550866, However, it seems that derivations of the mass of cool brown dwarfs are uncertain even where estimates of the effective temperature, surface gravity, and luminosity exist.[мртва врска]
  12. ↑ „SIMBAD Query Result: LHS 67 -- High proper-motion Star“. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 2007-07-11.
  13. ↑ Smith, Verne V.; Tsuji, Takashi; Hinkle, Kenneth H.; Cunha, Katia; Blum, Robert D.; Valenti, Jeff A.; Ridgway, Stephen T.; Joyce, Richard R.; Bernath, Peter (2003). „High-resolution infrared spectroscopy of the brown dwarf ε Indi Ba“. The Astrophysical Journal Letters. 599 (2): L107–L110. arXiv:astro-ph/0311237. Bibcode:2003ApJ...599L.107S. doi:10.1086/381248. S2CID 117133193.
  14. ↑ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (2003-01-13). „Discovery of Nearest Known Brown Dwarf“. ESO. Архивирано од изворникот на September 20, 2008. Посетено на 2008-07-02.
  15. ↑ D'Arrest, M. (1847). „On proper motion of ε Indi“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8: 16. Bibcode:1847MNRAS...8...16D. doi:10.1093/mnras/8.1.16.
  16. ↑ Callandreau, O. (1886). „Revue des publications astronomiques. Heliometer determinations of Stellar parallax, in the southern hemisphere, by David Gill and W. L. Elkin“. Bulletin Astronomique (француски). 2 (1): 42–44. Bibcode:1885BuAsI...2...42C.
  17. ↑ Shapley, Harlow (1923). „Epsilon Indi“. Harvard College Observatory Bulletin. 789 (789): 2. Bibcode:1923BHarO.789Q...2S.
  18. ↑ Lawton, A. T. (1975). „CETI from Copernicus“. Spaceflight. 17: 328–330. Bibcode:1975SpFl...17..328L.
  19. ↑ Stahl, Jason (January 2007). „20 Things You Didn't Know About... Aliens“. Discover. Архивирано од изворникот на 2007-02-21. Посетено на 2007-03-02.
  20. ↑ Bill Steigerwald (22 February 2019). „"Goldilocks" Stars May be "Just Right" for Finding Habitable Worlds“. NASA. 'I find that certain nearby K stars like 61 Cyg A/B, Epsilon Indi, Groombridge 1618, and HD 156026 may be particularly good targets for future biosignature searches,' said Arney.
  21. ↑ „The 100 nearest star systems“. Research Consortium On Nearby Stars. Georgia State University. January 1, 2012. Посетено на 2012-06-11.
  22. ↑ Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (2001). „Modeling the Interstellar Medium-Stellar Wind Interactions of λ Andromedae and ε Indi“. The Astrophysical Journal. 551 (1): 495–506. Bibcode:2001ApJ...551..495M. doi:10.1086/320070.
  23. ↑ Weaver, Harold F. (1947). „The Visibility of Stars Without Optical Aid“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 59 (350): 232–243. Bibcode:1947PASP...59..232W. doi:10.1086/125956.
  24. ↑ 24,0 24,1 Moore, Patrick; Rees, Robin (2014). Patrick Moore's Data Book of Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. стр. 296. ISBN 978-1-139-49522-6.
  25. ↑ Staff (2007-05-04). „High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View“. ESA. Посетено на 2006-08-10.
  26. ↑ Rocha-Pinto, Helio J.; Maciel, Walter J.; Castilho, Bruno V. (2001). „Chromospherically Young, Kinematically Old Stars“. Astronomy and Astrophysics. 384 (3): 912–924. arXiv:astro-ph/0112452. Bibcode:2002A&A...384..912R. doi:10.1051/0004-6361:20011815. S2CID 16982360.
  27. ↑ Eggen, O. J. (1971). „The zeta Herculis, sigma Puppis, ε Indi, and eta Cephei Groups of Old Disk Population Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 83 (493): 251–270. Bibcode:1971PASP...83..251E. doi:10.1086/129119.
  28. ↑ Kollatschny, W. (1980). „A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI“. Astronomy and Astrophysics. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A&A....86..308K.
  29. ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015), „Close encounters of the stellar kind“, Astronomy & Astrophysics, 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, S2CID 59039482, A35.
  30. ↑ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (2003-01-13). „Discovery of Nearest Known Brown Dwarf: Bright Southern Star Epsilon Indi Has Cool, Substellar Companion“. European Southern Observatory. Архивирано од изворникот на October 14, 2007. Посетено на 2006-05-24.
  31. ↑ Scholz, R.-D.; McCaughrean, M. J.; Lodieu, N.; Kuhlbrodt, B. (February 2003). „ε Indi B: A new benchmark T dwarf“. Astronomy and Astrophysics. 398 (3): L29–L33. arXiv:astro-ph/0212487. Bibcode:2003A&A...398L..29S. doi:10.1051/0004-6361:20021847. S2CID 119474823.
  32. ↑ Volk, K.; Blum, R.; Walker, G.; Puxley, P. (2003). „epsilon Indi B“. IAU Circular. IAU. 8188 (8188): 2. Bibcode:2003IAUC.8188....2V.
  33. ↑ E.g., Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (May 2003). „Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458“. Astronomy and Astrophysics. 402 (2): 701–712. arXiv:astro-ph/0302293. Bibcode:2003A&A...402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252. S2CID 15838318.
  34. ↑ McCaughrean, M. J.; и др. (January 2004). „ε Indi Ba, Bb: The nearest binary brown dwarf“. Astronomy and Astrophysics. 413 (3): 1029–1036. arXiv:astro-ph/0309256. Bibcode:2004A&A...413.1029M. doi:10.1051/0004-6361:20034292. S2CID 15407249.
  35. ↑ Matthews, E. C.; Carter, A. L.; и др. (July 2024). „A temperate super-Jupiter imaged with JWST in the mid-infrared“. Nature. doi:10.1038/s41586-024-07837-8. PMID 39048015 Проверете ја вредноста |pmid= (help).
  36. ↑ Endl, M.; Kürster, M.; Els, S.; Hatzes, A. P.; Cochran, W. D.; Dennerl, K.; Döbereiner, S. (2002). „The planet search program at the ESO Coudé Echelle spectrometer. III. The complete Long Camera survey results“. Astronomy and Astrophysics. 392 (2): 671–690. arXiv:astro-ph/0207512. Bibcode:2002A&A...392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937. S2CID 17393347.
  37. ↑ Geißler, K.; Kellner, S.; Brandner, W.; Masciadri, E.; Hartung, M.; Henning, T.; Lenzen, R.; Close, L.; Endl, M.; Kürster, M. (2007). „A direct and differential imaging search for sub-stellar companions to epsilon Indi A“. Astronomy and Astrophysics. 461 (2): 665–668. arXiv:astro-ph/0611336. Bibcode:2007A&A...461..665G. doi:10.1051/0004-6361:20065843. S2CID 119442720.
  38. ↑ Janson, M.; и др. (August 10, 2009). „Imaging search for the unseen companion to ε Ind A – improving the detection limits with 4 μm observations“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (1): 377–384. arXiv:0906.4145. Bibcode:2009MNRAS.399..377J. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15285.x. S2CID 16314685.
  39. ↑ Zechmeister, M.; Kürster, M; Endl, M.; Lo Curto, G.; Hartman, H.; Nilsson, H.; Henning, T.; Hatzes, A.; Cochran, W. D. (April 2013). „The planet search programme at the ESO CES and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars“. Astronomy and Astrophysics. 552: 62. arXiv:1211.7263. Bibcode:2013A&A...552A..78Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551. S2CID 53694238.
  40. ↑ Feng, Fabo; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A. (23 March 2018). „Detection of the closest Jovian exoplanet in the Epsilon Indi triple system“. arXiv:1803.08163 [astro-ph.EP].
  41. ↑ Feng, Fabo; Butler, R. Paul; и др. (July 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.
  42. ↑ „A direct detection of the closest Jupiter analog with JWST/MIRI“. stsci.edu. STScI. Посетено на 31 July 2022. We will collect the first direct images of a radial velocity planet, by targeting Eps Indi Ab with JWST/MIRI. [...] Our simulations confirm that we will detect Eps Indi Ab's thermal emission at high confidence, regardless of its cloud properties or thermal evolution.
  43. ↑ „Confirmation of the closest directly detected exoplanet: a super-Jupiter orbiting Eps Ind A“. stsci.edu. STScI. Посетено на 1 March 2024. JWST Cycle 1 images of Eps Ind A reveal a candidate companion that is consistent in color and magnitude with a massive (~10Mjup) planet. However, the position angle and mass of the candidate is different than expected from RV/astrometric models of the companion orbit - perhaps suggesting there are two giant planets in this system, with only one of these detected in the MIRI images.
  44. ↑ Trilling, D. E.; и др. (February 2008). „Debris Disks around Sun-like Stars“. The Astrophysical Journal. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498. Bibcode:2008ApJ...674.1086T. doi:10.1086/525514. S2CID 54940779.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Епсилон_Индијанец&oldid=5280209“