Tau¹ Eridani

Tau 1 Eridani, (τ 1 Eridani, Tau 1 Eridani, τ 1 Eridani , förkortat Tau 1 Eri, τ 1 Eri ) är en stjärna i den norra stjärnbilden Eridani . Stjärnan har en skenbar magnitud på 4,46 m [3] , och enligt Bortl-skalan är den synlig för blotta ögat även på stadshimlen . 

Från mätningar av parallax tagna under Hipparcos- uppdraget är stjärnan känd för att vara cirka 46,1 ly  bort . år ( 14,2  st ) från solen [1] . Stjärnan observeras söder om 72°N. sh., det vill säga söder om Murmansk (68,5 ° N) och Reykjavik (64 ° N). Den bästa observationstiden är november [14] .

Stjärnnamn

τ 1 Eridani- ( latiniserat Tau 1 Eridani ) är Bayers beteckning .  Stjärnan har också beteckningen som ges av Flamsteed  - 1 Eridani.

I kinesisk astronomi, stjärnan tillhör stjärnbilden (昴宿, pinyin : Mǎo Xiù) "Hårigt huvud"och ingår i asterismen,天苑( Tiān Yuàn som betyder himmelska ängar ) som består av γ  Eridani , π Eridani , δ Eridani , ε Eridani , ζ Eridani , η Eridani , π Ceti , τida , τ 1 , Eridani , τ1 , Eridani Eridani , τ 4 Eridani , τ 5 Eridani , τ 6 Eridani , τ 7 Eridani , τ 8 Eridani och τ 9 Eridani [ 15 ] . _ _ _ , engelska the Eightth Star of Celestial Meadows Mead of the Celestialh Mead  - "The Celestial Meadows" ) [16] .  

Stjärnegenskaper

Spektraltypen för Tau 1 Eridani är F7V [6] , vilket betyder att den är något större ( 1,28  [8] ) och ljusare än solen ( 2,78  [8] ), vilket också indikerar att stjärnan använder väte i sin kärna som kärnkraft "bränsle", det vill säga det är beläget på huvudsekvensen . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på omkring 6231  K [10] , vilket ger den den gul-vita nyansen av en stjärna av F-typ .

För att vår jord ska ta emot ungefär samma mängd värme från solen måste den placeras på ett avstånd av 1,67  AU. (det vill säga praktiskt taget bortom Mars omloppsbana ). Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle dimensionerna för Tau 1 Eridani nästan se ut som vår sol från jorden - 0,41 °, jämfört med vår sols vinkeldiameter - 0,5 °, men inte en enda planet har ännu hittats runt jorden stjärna [8] .

Stjärnan har en yttyngdkraft på 4,34  CGS [10] eller 218,8 m/s 2 , det vill säga något mindre än solenergin ( 274,0 m/s 2 ). Planetbärande stjärnor tenderar att ha en högre metallicitet än solen, medan Tau 1 Eridani har en lägre metallicitet : dess järnhalt i förhållande till väte är 83 % av solens. Roterande med en ekvatorialhastighet på 28,02  km/s [11] (dvs. med en hastighet på nästan 14 gånger solens), tar denna stjärna cirka 2,7 dagar att fullborda ett helt varv, vilket uppenbarligen orsakar betydande magnetisk aktivitet. Tau 1 Eridani har en ålder på 1,8 miljarder år , vilket är mycket liten jämfört med livslängden för dvärgar med väte "brinnande", som uppskattas till 4,9 miljarder år [9] .

Tau 1 Eridani visar ett överskott av emission i mitten av infrarött vid våglängder på 12, 25, 60 och 100  µm , vilket upptäcktes av Infrared Astronomical Observatory ( IRAS ) och publicerades 1993 [17] . Detta tyder på att en kall kvarvarande skiva med en radie på cirka 500  AU kretsar runt stjärnan. . Det har också föreslagits att om stjärnsystemet hade observerats vid längre våglängder, är det troligt att den kvarvarande skivan skulle ha en radie mycket större än 500  AU. [18] . Senare observationer av Spitzer Space Telescope , publicerade 2004 , upptäckte inte ett betydande överskott av infraröd strålning runt stjärnan i våglängdsområdet 14-35  µm [19] .

Möjlig binär stjärna

Tau 1 Eridani har en nära följeslagare som ingenting är känt om förutom en spektroskopiskt bestämd omloppsperiod på 958  dagar [20] ( Mars omloppstid  är 686,98  dagar ). Förutsatt att denna satellit har en mindre massa. Keplers lagar visar att Tau 1 Eridani B kretsar kring Tau 1 Eridani A på ett avstånd av 2  AU. . Om Tau 1 Eridani B på något sätt bidrar till Tau 1 Eridani-systemet, så betyder det att Tau 1 Eridani A har en ännu lägre ljusstyrka och massa än vad som anges ovan. Det är möjligt att Tau 1 Eridani B är en dvärg av spektraltyp K och roterar med en hastighet av 35,3  km/s [20] .

Tau 1 Eridani har också ett bälte som mestadels är små kroppar, det vill säga material som blivit över från bildandet av Tau 1 Eridani-systemet, som kan likna vårt eget Kuiperbälte (en ring av damm utanför Neptunus bana ). Detta bälte kan placeras på ett avstånd av 50 till 100  AU. och kan indikera något slags planetsystem med två inre stjärnor, även om ingenting faktiskt har hittats [9] .

Själva rörelsen av Tau 1 Eridani visar dock att stjärnan är en besökare från en annan del av galaxen , eftersom stjärnan rör sig med en ganska hög hastighet - +26  km/s [14] i förhållande till solen , vilket är nästan dubbelt så snabbt som lokala stjärnor på den galaktiska skivan . Det betyder också att stjärnan rör sig bort från solen .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [21] från Tau 1 Eridani-systemet (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<6,5 m ) och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (november 2007 ) , Validation of the new Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-60783:70781   
2. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
3. ↑ 1 2 3 4 Mermilliod , J.-C. ( 1986 ), Sammanställning av Eggens UBV-data, omvandlad till UBV (opublicerad), Katalog över Eggens UBV-data ( SIMBAD )   
4. ↑ Nordström , B.; Andersen, J.; Holmberg, J. & Jørgensen, BR (2004), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighborhood. Åldrar, metalliciteter och kinematiska egenskaper hos ~14000 F och G dvärgar , Publications of the Astronomical Society of Australia vol 21(2): 129–133 , DOI 10.1071/AS04013   
5. ↑ Reiners, A. (januari 2006 ) , Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation , Astronomy and Astrophysics vol. 446 (1): 267–277 , DOI 10.1051/0004-6539:110   
6. ↑ 1 2 Abt, HA MK Klassifikationer av spektroskopiska binärer  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Vol. 180 . - S. 117-118 . - doi : 10.1088/0067-0049/180/1/117 . - .
7. ↑ Tokovinin, Andrei ; Hartung, Markus; Hayward, Thomas L. & Makarov, Valeri V. (juli 2012), Revealing Companions to Nearby Stars with Astrometric Acceleration , The Astronomical Journal vol 144 (1): 10, 7 , DOI 10.1088/0004-6216/144 7   
8. ↑ 1 2 3 4 5 Tau(1)  Eridani . Internet Stellar Database . Arkiverad från originalet den 18 februari 2019.
9. ↑ 1 2 3 Kaler , James B., TAU-1 ERI , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/tau1eri.html > . Hämtad 27 september 2007. Arkiverad 19 september 2020 på Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 3 4 Allende Prieto , C.; Barklem, PS; Lambert, DL & Cunha, K. (juni 2004 ), S 4 N: En spektroskopisk undersökning av stjärnor i solområdet. The Nearest 15 pc , Astronomy and Astrophysics vol. 420: 183–205 , DOI 10.1051/0004-6361:20035801 Vizier katalogpost Arkiverad 12 juli 2018 på Wayback Machine   
11. ↑ 1 2 Martínez- Arnáiz , R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. ( September 2010 ), Kromosfärisk aktivitet och rotation av FGK-stjärnor i solens närhet. En uppskattning av det radiella hastighetsjitter , Astronomy and Astrophysics T. 520: A79, doi : 10.1051 / 0004-6361 /200913725 , < http://eprints.ucm.es/37826/1/david.montesdf2 September 2017 på Wayback Machine   
12. ↑ 1 2 3 4 Batten, AH ; Fletcher, JM & Mann, PJ ( 1978 ), Sjunde katalogen över orbitalelementen i spektroskopiska binära system, Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria vol. 15: 121–295;150–151   
13. ↑ * tau01 Eri -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=tau01+Eri > . Hämtad 27 januari 2019. Arkiverad 18 februari 2019 på Wayback Machine   
14. ↑ 12 H.R. 818 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 17 februari 2019. Arkiverad från originalet 18 februari 2019. (ryska)
15. ↑ (kinesiska)中國星座神話, skriven av 陳久金. Publicerad av 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
16. ↑ (kinesiska) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkiverad 15 april 2012 på Wayback Machine 
17. ↑ Backman, Dana E & Francesco, Paresce (1993), Stjärnor i huvudsekvens med cirkumstellärt fast material - VEGA-fenomenet, protostjärnor och planeter III (A93-42937 17-90) : 1253–1304   
18. ↑ Weintraub, D.A.; Stern, SA En omtolkning av millimeterobservationer av närliggande IRAS-överskottsstjärnor  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 108 . — S. 701 . - doi : 10.1086/117107 . - .
19. ↑ Jura, M.; Chen, CH; Furlan, E.; Green, J.; Sargent, B.; Forrest, WJ; Watson, D.M.; Barry, DJ; Hall, P.; Herter, T.L.; Houck, JR; Sloan, G.C.; Uchida, K.; d'Alessio, P.; Brandl, B.R.; Keller, L.D.; Kemper, F.; Morris, P.; Najita, J.; Calvet, N.; Hartmann, L.; Myers, PC Mid-Infrared Spectra of Dust Debris around Main-Sequence Stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 154 . - s. 453-457 . - doi : 10.1086/422975 . - . - arXiv : astro-ph/0405632 .
20. ↑ 1 2 t1Eridani  . _ Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 17 februari 2019. Arkiverad från originalet 18 februari 2019.
21. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Tau(1) Eridani:  (engelska) . Internet Stellar Database .