Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Epsilon Eridani

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
ε Eridani
Epsilon Eridani.jpg
Fotografie a lui Eridani făcută de Observatorul Astronomic Palomar .
Clasificare Pitic portocaliu
Clasa spectrală K2 V [1]
Tipul variabilei BY Draconis [2]
Distanța de la Soare 10,5 ani lumină (3,22 parsec ) [3]
Constelaţie Eridanus
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 3 h 32 m 55.84496 s [1]
Declinaţie −09 ° 27 ′ 29.7312 ″ [1]
Lat. galactic −48,0513 ° [1]
Lung. galactic 195,8446 ° [1]
Date fizice
Diametrul mediu 1 030 000 km [4]
Raza medie 0,74 [4] R ⊙
Masa
0,82 [5] M ⊙
Perioada de rotație 11,7 zile [6]
Temperatura
superficial		 5177 K [7] (medie)
Luminozitate
0,34 [8] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 0,88 [1]
Metalicitate 75% comparativ cu Soarele [9]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +3,73 [1]
Magnitudine abs. +6,18 [3]
Parallax 310,94 ± 0,16 mase [1]
Motocicletă proprie AR : -975,17 mase / an
Decembrie : 19,49 mase / an [1]
Viteza radială +15,5 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Gliese 144, HD 22049, HIP 16537, HR 1084, SAO 130564
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 03 h 32 m 55.84496 s , -09 ° 27 ′ 29.7312 ″

Epsilon Eridani ( ε Eridani / ε Eri ), sau Ran [10] , este o stea vizibilă din constelația Eridanus , cu magnitudinea 3,73. Observabilă din toate regiunile locuite ale Pământului în virtutea declinării sale (aproximativ 9,5 ° sud de ecuatorul ceresc ), steaua este situată la o distanță de 10,5 ani lumină de sistemul solar [3] ceea ce o face a treia cea mai apropiată stea vizibilă. pentru ochiul liber în noapte cerul Pământului, după α Centauri și Sirius , precum și unul dintre cele mai apropiate stele de sistemul solar vreodată, în special cel mai apropiat singur soare- ca stea.

ε Eridani este o stea de secvență principală mai mică decât Soarele , având aproximativ 82% din masă , 74% din rază și 34% din luminozitatea sa. Este o stea relativ săracă în elemente grele ; clasificat ca un pitic portocaliu din clasa K2V, este variabil de tipul BY Draconis și se caracterizează printr-o temperatură de suprafață de puțin peste 5000 K. Steaua se rotește pe axa sa în aproximativ 11 zile; această rotație rapidă, asociată cu caracteristicile spectrale și prezența unui câmp magnetic intens, ne face să credem că este o stea destul de tânără, cu o vârstă estimată la aproximativ 500 de milioane de ani [11] .

Conform datelor obținute de telescopul spațial Spitzer , două centuri de asteroizi orbitează în jurul stelei, la 3 și respectiv 20 de unități astronomice distanță de centrul sistemului și un disc mare de corpuri de gheață (probabil comete ), rezidual de la formarea sistemul , plasat la o distanță de 35-90 UA [12] .

Studiul variațiilor periodice detectate în măsurarea vitezei radiale a stelei indică prezența probabilă a unei planete , numită ε Eridani b , a cărei descoperire a fost anunțată în 2000 [13] . Deși existența sa a făcut mult timp obiectul unor controverse, datorită interferenței exercitate asupra măsurării vitezei radiale de variabilitatea stelei, mulți astronomi cred că prezența exoplanetei este concretă [11] [14] [15] ; pentru aceasta ε Eridani a fost considerată cea mai apropiată stea de Soare care avea un sistem planetar până la descoperirea lui α Centauri Bb . Mai mult, prezența unei a doua planete, numită ε Eridani c , a fost ipotezată pentru a explica neomogenitățile observate în interiorul centurii externe de asteroizi; cu toate acestea, această planetă nu a fost confirmată [16] .

Apropierea și asemănarea relativă cu Soarele, adăugate prezenței unui sistem planetar, au făcut din ε Eridani una dintre țintele unei posibile călătorii viitoare a sondelor interstelare [17] ; din aceleași motive, ea a fost mult timp o țintă a programului SETI și a fost citată ca un cadru în numeroase povești de știință-ficțiune [18] .

Observare

Poziția lui ε Eridani în constelație.

ε Eridani este situat în partea de nord a constelației Eridanus , la aproximativ 3 ° vest de luminoasa δ Eridani . Este o stea a emisferei cerești sudice , dar declinul său, egal cu -9,46 °, îl face vizibil din aproape toate zonele locuite ale Pământului; numai mai la nord decât latitudinea 80 ° N nu apare niciodată deasupra orizontului. [19] Fiind de magnitudine 3,73, poate fi observată și din centrele urbane mici, care nu sunt afectate excesiv de poluarea luminoasă . Cea mai bună perioadă pentru observarea sa se încadrează între lunile noiembrie și martie.

Istoria observațiilor

Constelația lui Eridanus reprezentată în Uranometria lui Bayer .

Johann Bayer a inserat ε Eridani în catalogul său celest Uranometria din 1603 . Astronomul german obișnuia să exploateze un sistem de nomenclatură în care atribuia o literă a alfabetului grec , urmată de genitivul numelui latin al constelației, fiecăreia dintre stelele unei constelații urmând ordinea strălucirii, atribuind litera alfa (α) până la cele mai strălucitoare și literele următoare (β, γ, δ .. ω) către stelele rămase. Cu toate acestea, la fel ca în cazul altor stele, pentru ε Eridani nu a respectat această „regulă”, întrucât în ​​timp ce litera epsilon (ε) este a cincea din alfabetul grecesc, steaua este doar a zecea din constelație în ordinea strălucirii. .

Astronomul britanic John Flamsteed , în catalogul său Historia Coelestis Britannica din 1714 , a urmat în schimb un alt sistem de nomenclatură : el a atribuit de fapt fiecărei stele a unei constelații date numere arabe, începând de la 1, în ordinea crescândă a ascensiunii drepte , urmată de genitiv al denumirii latine a constelației. Ε Eridani a primit numărul 18.

Pe baza observațiilor efectuate între 1800 și 1880 , astronomii au descoperit că steaua avea o mișcare ridicată exact pe sfera cerească : viteza unghiulară a fost estimată în ordinea a trei secunde de arc (") pe an [20] ; este un indice al apropierii stelei de Soare, s-a încercat estimarea paralelei pentru determinarea distanței sale. În 1883 , William Elkin , folosind heliometrul Observatorului Astronomic Sud-African din Cape Town pentru a compara poziția aparentă a ε Eridani cu cea a două stele de fundal, a obținut o paralaxă de 0,14 ± 0,02 " [21] ; această estimare a fost rafinată în 1917 la 0,317 " [22] , prin urmare, în urma detectărilor satelitului Hipparcos , specificate în continuare în 0,31094 secunde de arc, care corespund unei distanțe de 3,22 parsec (10,5 ani lumină) [3] .

Descoperiri despre împrejurimile vedetei

O imagine artistică care arată sistemul lui ε Eridani.

Pe baza schimbărilor de poziție a stelei detectate între 1938 și 1972 , astronomul Peter van de Kamp a emis ipoteza prezenței pe orbită a unui însoțitor planetar cu o perioadă de 25 de ani; [23] cu toate acestea, în 1993 , astronomul german Wulff-Dieter Heintz a infirmat rezultatele lui van de Kamp, arătând că aceste modificări au fost de fapt rezultatul unor erori sistematice în măsurătorile făcute pe plăcile fotografice și că, prin urmare, ipoteza unei planete trebuia să fie exclusă. [24] .

În 1985 , telescopul spațial IRAS a detectat un exces de radiații infraroșii în spectrul stelei [25], care a indicat prezența în jurul său a unui disc circumstelar de praf care a devenit subiectul unor studii intensive. Observarea din 1998 a neomogenității discului a adus din nou ipoteza planetei în prim plan [26] .

Din 1980 până în 2000, un grup de astronomi, condus de americanul Artie Hatzes , a efectuat o serie de măsurători ale vitezei radiale ; schimbările observate au întărit ipoteza existenței unei planete, care orbitează în jurul stelei cu o perioadă de aproximativ șapte ani [13] . Cu toate acestea, activitatea magnetică importantă a stelei a fost o sursă de interferență; cu toate acestea, orice periodicitate cauzată de activitatea magnetică ar fi trebuit să producă variații corespunzătoare în liniile de emisie ale calciului ionizat . Deoarece această corespondență nu a fost găsită, ipoteza unui însoțitor planetar a rămas cea mai plauzibilă [27] . Descoperirea a fost susținută în continuare de observațiile astrometrice făcute între 2001 și 2003 prin intermediul telescopului spațial Hubble [9] .

O serie de simulări pe computer pe structura discului circumstelar efectuate în 2002 au arătat că distribuția inegală a prafului a sugerat prezența unei a doua planete, situată pe o orbită excentrică [16] ; cu toate acestea, această planetă nu a fost confirmată [16] .

Programul SETI și propuneri de explorare

Frank Drake.

Fiind una dintre cele mai apropiate stele de Pământ asemănătoare cu Soarele, ε Eridani a fost, împreună cu τ Ceti , o țintă a programelor menite să identifice orice încercări de comunicare prin semnale radio de către civilizațiile extraterestre; în special, a făcut obiectul studiilor efectuate de SETI de la programul său de pionierat, numit Project Ozma , promovat de astronomul american Frank Drake . Cu toate acestea, programul, care urmărea să caute semnale în banda de hidrogen neutru , nu a obținut niciun rezultat [28] ; Drake a făcut o nouă încercare în 2010 , dar din nou nu a reușit [29] .

În Planete habitabile pentru om , un studiu din 1964 realizat de grupul de reflecție american RAND Corporation , șansele existenței unei planete locuibile în jurul ε Eridani au fost estimate la 3,3%. Dintre stelele aflate la 22 de ani lumină de Pământ, ε Eridani a fost inclus printre cele 14 care aveau cea mai mare posibilitate de a găzdui planete locuibile [30] .

O nouă strategie în căutarea vieții extraterestre a fost propusă în 1977 de William I. McLaughlin, care a sugerat că evenimentele observabile în mod obișnuit, cum ar fi Novae explozii, ar putea fi exploatate de către civilizații extraterestre pentru a sincroniza și de a primi semnale de la distanțe considerabile. Ideea a fost pusă la încercare în 1988 de Observatorul Național de Radioastronomie, care a folosit experimentul de explozie Nova Cygni 1975 ; după cincisprezece zile de observații experimentul sa încheiat fără rezultate remarcabile [31] .

Având în vedere apropierea de Pământ și asemănarea sa cu Soarele, steaua a fost considerată încă din 1985 una dintre țintele viitoarei călătorii interstelare viitoare [17] , atât de mult încât în 1986 a fost inclusă printre principalele obiective ale Interplanetarului britanic " Proiectul Daedalus „Societatea [32] . În anii următori, Eridani a continuat să fie unul dintre obiectivele principale ale propunerilor similare, cum ar fi proiectul Icarus din 2011 [33] .

ε Eridani a fost, de asemenea, o țintă a Proiectului Phoenix , care din 1995 până în 2004 a cercetat spațiul în căutarea oricăror semne de viață extraterestră de la 800 de stele apropiate de Soare, dar fără a obține rezultate [34] .

Mediul galactic

Poziția spațială a stelelor plasate pe o rază de 12,5 ani lumină de la Soare.

Fiind la 10,5 ani lumină de Soare, ε Eridani este una dintre cele mai apropiate stele de noi; mai precis, este a 9-a cea mai apropiată stea de sistemul solar , a treia dacă luăm în considerare doar cele vizibile cu ochiul liber, după α Centauri și Sirius [35] . În virtutea acestei proximități, împarte același mediu galactic cu Soarele, în cadrul Bulei Locale a Brațului Orion . Coordonatele sale galactice sunt 195,84 ° și -48,05 ° [1] : o longitudine galactică de aproximativ 196 ° înseamnă că linia ideală care leagă Soarele de ε Eridani, dacă este proiectată pe planul galactic , se formează cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic la un unghi de 196 °; aceasta implică faptul că ε Eridani este puțin mai departe de centrul galactic decât este Soarele. O latitudine galactică de aproximativ -48 ° indică faptul că ε Eridani este mai la sud decât planul pe care se află Soarele și centrul galactic.

Steaua cea mai apropiată de ε Eridani, la o distanță de 5,1 ani lumină, este Luyten 726-8 [36] , un sistem binar format din două pitici variabile cu flacără roșie slabă numită UV și BL Ceti [37] [38] [39] . Datorită luminozității reduse, acest sistem nu este doar invizibil de pe Pământ, ci ar fi, de asemenea, invizibil pentru orice observator din sistemul ε Eridani.

La 5,5 ani lumină de ε Eridani se află τ Ceti, o pitică galbenă din clasa spectrală G8.5V [40] puțin mai mică decât Soarele [41] , înconjurată de un sistem planetar format din cinci planete super-Pământ , dintre care două sunt situate în zona locuibilă a sistemului [42] .

Caracteristici fizice

Caracteristici generale

ε Eridani (stânga) în comparație cu Soarele.

ε Eridani este o stea de secvență principală de tip spectral K2V, clasificată ca o pitică portocalie , a doua stea de acest tip în imediata apropiere a Soarelui după α Centauri B [35] . Este o stea destul de tânără, deoarece vârsta sa a fost estimată la aproximativ 440 de milioane de ani, deși cu o marjă mare de incertitudine, ceea ce o face să fie plasată între 200 și 800 de milioane de ani [11] . Temperatura sa de suprafață este puțin peste 5000 K [43] ; în general este o stea mai mică decât Soarele, deoarece are o masă de 0,82 M ☉ [5] , o rază de 0,74 R ☉ [4] și o lumină de 0,34 L ☉ [8] ; în plus, este o stea destul de săracă în elemente mai grele decât heliul , deoarece are o metalicitate egală cu 75% din cea a stelei noastre [9] .

Structura internă a stelei este similară cu cea a Soarelui și a celorlalte stele din secvența principală de masă medie-mică. În centrul stelei se află nucleul , în interiorul căruia au loc reacții de fuziune nucleară prin procesul numit lanț proton-proton , în care patru nuclee de hidrogen se unesc pentru a forma un nucleu de heliu, eliberând energie sub formă de fotoni γ ; nucleul este înconjurat de o zonă radiativă , în care energia este transportată prin iradiere către stratul imediat cel mai exterior, zona convectivă , unde energia este transportată prin mișcările convective ale plasmei , ajungând în fotosferă și propagându-se în spațiul exterior [44] .

Activitate și variabilitate magnetică

Activitatea magnetică a ε Eridani este mai mare decât cea a soarelui: de fapt, intensitatea câmpului magnetic este (1,65 ± 30) × 10 −2 tesla (T) [45] , de aproximativ 40 de ori mai mare decât câmpul magnetic solar , care are o intensitate de 5–40 × 10 −5 T [46] . Proprietățile magnetice ale ε Eridani pot fi modelate presupunând că aproximativ 9% din fotosferă este afectată de un flux magnetic , cu o intensitate de aproximativ 0,14 T și că restul suprafeței este liber de câmpul magnetic [47] . Activitatea magnetică a stelei apare în ansamblu neregulată, chiar dacă pare posibilă identificarea unei periodicități de 4,9 ani [48] ; presupunând că raza stelei rămâne constantă în timp, aceste variații pe termen lung produc o variație a temperaturii suprafeței de aproximativ 15 K, rezultând o schimbare a luminozității de 1,4 sutimi de magnitudine [49] .

Câmpul magnetic al ε Eridani produce variații ale comportamentului fluid-dinamic al fotosferei, care determină oscilații care complică identificarea , cel puțin indirectă, a posibilelor exoplanete prin exploatarea perturbărilor pe care le produc asupra vitezei radiale a corpului ceresc; de fapt, astfel de măsurători trebuie să fie deosebit de precise [50] .

Steaua este numărată printre variabilele BY Draconis [39] , caracterizate prin prezența, pe fotosferă, a regiunilor cu activitate magnetică mai mare, precum pete , care apar periodic odată cu rotația stelei . Datorită acestor structuri, strălucirea stelei variază în medie cu 5 sutimi de magnitudine [51] aproximativ la fiecare 11 zile, care corespund perioadei de rotație a stelei; o perioadă atât de scurtă, mai mică de jumătate decât cea a Soarelui, este tipică stelelor tinere, cum este cazul ε Eridani [52] . Observațiile fotometrice au arătat că ε Eridani, la fel ca Soarele, suferă fenomenul de rotație diferențială , pentru care perioada de rotație variază pe măsură ce latitudinea variază: în funcție de regiunea luată în considerare, perioada de rotație își asumă o valoare între 10,8 zile din ecuator și 12,3 zile ale polilor [53] [54] . Înclinarea axială a stelei față de linia vizuală nu este cunoscută cu precizie: estimările variază de la 24 ° la 72 ° [54] .

Inelele coronare sunt una dintre manifestările activității magnetice a unei stele, în acest caz a Soarelui. Imagine a sondei TRACE cu filtru de 171 Å .

Emisia razelor X este egală cu 2 × 10 21 W , mai mare decât cantitatea de raze X emise de Soare la maximum de activitate ; sursa acestei emisii intense de raze X este coroana stelei, mai largă și mai fierbinte decât cea solară [55] : temperatura coroanei ε Eridani, măsurată din observațiile ultraviolete și cu raze X , este de 3, 4 × 10 6 K [ 56] . Observațiile efectuate prin intermediul telescopului Hubble au arătat că vântul care pleacă din coroana ε Eridani face ca steaua să piardă de treizeci de ori mai multă masă decât soarele cu vântul solar . Vântul stelar delimitează o vastă astrosferă , care se extinde până la 8000 UA de stea și conține un șoc de arc în interiorul ei , la o distanță de steaua de aproximativ 1600 UA. Observată de pe Pământ, astrosfera ε Eridani se extinde timp de 42 de minute de arc (') , o valoare mai mare decât dimensiunea aparentă a Lunii pline [57] .

Mișcări spațiale

După cum sa spus anterior, ε Eridani prezintă o mare mișcare adecvată: steaua se mișcă cu -0,976 "în fiecare an în ascensiune dreaptă (echivalentul ceresc al longitudinii ) și cu 0,018" pe an în declinare (echivalentul ceresc al latitudinii ); mișcarea corectă este, prin urmare, de 0,962 secunde de arc pe an [1] [58] .

Viteza radială a stelei este de +15,5 km / s, ceea ce înseamnă că acum se îndepărtează de sistemul solar, dar în trecut, în urmă cu aproximativ 105 000 de ani, steaua era mai aproape de Soare, la aproximativ 7 ani de lumină [59 ] . Cu toate acestea, în viitor, în jur de 31 500 de ani de acum, ε Eridani va avea o întâlnire strânsă cu binarul Luyten 726-8, care se va găsi la doar 0,9 ani lumină distanță și va rămâne la această distanță pentru o perioadă de 4600 de ani. Dacă ε Eridani poseda un nor de cometă similar cu norul Oort , trecerea strânsă a Luyten 726-8 ar putea provoca perturbații gravitaționale către unele comete pentru o lungă perioadă de timp, îndepărtându-le de nor sau precipitându-le spre centrul sistemului [60 ] .

Componentele vitezei spațiale a ε Eridani în sistemul de coordonate galactice sunt (U, V, W) = (−3, +7, −20) km / s ; steaua orbitează în jurul centrului galactic la o distanță medie de 28 700 ani lumină (8,79 kpc ) descriind o orbită cu o excentricitate de 0,09 [61] . Valorile vitezei și mișcării corecte ale acestei stele indică faptul că ar putea fi un membru al asociației Ursa Major , un grup de stele care au valori cinematice similare și care au aceeași origine [11] [62] . Această ipoteză coroborează și estimarea vârstei stelei, deoarece asociația Ursa Major are o vârstă de aproximativ 500 ± 100 milioane de ani [63] .

Sistemul planetar

Discuri de resturi și centuri de asteroizi

Imagine cu infraroșu a discului circumstelar al lui ε Eridani. Zonele mai luminoase indică o concentrație mai mare de praf.

Observațiile făcute prin intermediul telescopului James Clerk Maxwell la o lungime de undă de 850 nm au arătat prezența unei regiuni extinse care emite radiații infraroșii și se extinde până la 35 "de la stea. Această regiune prezintă o porțiune de emisie mai mare., Care se află într-o rază între 35 și 75 UA de stea și o zonă cu emisii reduse, situată în interiorul celei anterioare (30 UA); vârful de emisie este situat la aproximativ 18 ", care, la distanța la care se află steaua, corespund aproximativ 60 UA. Se crede că această radiație provine dintr-un disc de resturi ; văzută de pe Pământ, această structură pare înclinată de aproximativ 25 ° față de linia vizuală [26] .

Întrucât pulberile care îl compun tind, datorită efectului Poynting-Robertson , să piardă impulsul și spirala spre stea [15] și că boabele de praf tind să fie distruse din cauza coliziunilor reciproce, discul ar fi trebuit să se dizolve complet într-un timp mai scurt decât vârsta estimată a stelei; rezultă că discul se regenerează singur prin coliziunea și fragmentarea corpurilor mai mari. Se estimează că menținerea acestei structuri în starea actuală a necesitat distrugerea corpurilor de masă echivalente cu aproximativ 11 mase terestre (M ⊕ ) [64] .

Discul conține o masă de praf egală cu de șase ori cea a Lunii și este compus din boabe cu dimensiuni mai mari de 3,5 nm, cu o temperatură de aproximativ 55 K; corpurile care, prin coliziunile lor, alimentează discul au diametre cuprinse între 10 și 30 km și o masă totală de 5 - 9 M ⊕ . Din acest punct de vedere, discul este comparabil cu centura Kuiper , care se estimează că are, imediat după formarea sistemului solar, o masă de aproximativ 10 M ⊕ [65] [66] . Cu toate acestea, discul care înconjoară ε Eridani conține o cantitate relativ mică de monoxid de carbon , mai mică de 2,2 × 10 17 kg ; această valoare sugerează că, comparativ cu centura Kuiper, obiectele discului au un conținut mai scăzut de specii volatile [67] .

După cum se poate vedea din imaginea din stânga, discul are o structură neomogenă, caracterizată prin densități și zone mai rarefiate, care a fost legată de prezența probabilă a unei planete; în special, s-a emis ipoteza că cea mai densă zonă a discului ar putea fi în rezonanță orbitală 3: 2 cu o planetă [68] sau că există două structuri mai dense în disc, care au 5: 3 și 3: 2 rezonanță orbitală respectiv cu o planetă care descrie o orbită destul de excentrică [16] ; în mod alternativ, densificarea în disc ar putea fi rezultatul unei coliziuni între două planete mici [69] .

Structura probabilă a sistemului ε Eridani în raport cu sistemul solar.

Structura exactă a mediului circumstelar din ε Eridani nu este încă cunoscută, deși pe baza observațiilor efectuate prin intermediul telescopului spațial Spitzer s- a sugerat că steaua posedă două centuri de asteroizi și un disc de praf și comete, precum sistemul solar . Centura cea mai interioară a asteroizilor ar fi situată aproximativ în aceeași poziție ca centura principală a sistemului solar, la o distanță de 3,00 ± 0,75 UA de stea și ar conține boabe de silicat cu un diametru de 3 nm pentru o masă totală de 10 18 kg. Dacă s-ar confirma existența planetei b , a cărei orbită s-ar afla imediat dincolo de marginea exterioară a centurii, atunci cea mai plauzibilă ipoteză este că aceasta s-a format pe loc și că praful din care este compusă provine din coliziuni și din fragmentare a corpurilor care o constituie [70] . A doua centură, mai densă decât prima, este probabil populată de asteroizi, în timp ce se crede că discul cel mai exterior conține corpuri cometare. Cu toate acestea, pentru ca structura descrisă să fie stabilă, este necesară prezența a cel puțin trei planete [64] [71] .

Alternativ, observațiile ar putea fi, de asemenea, compatibile cu prezența unui singur disc de praf, situat la o distanță între 55 și 90 UA de stea și având o masă de 10 −3 M ⊕ ; orbita boabelor de praf ar tinde să se descompună progresiv, până când vor ajunge în vecinătatea planetei b. La o distanță de 10 UA de stea ar fi atinsă o temperatură de 100 K, la care speciile volatile conținute anterior în boabele de silicat ar fi supuse sublimării [15] .

Regiunea pe o rază de 2,5 UA de la stea pare lipsită de praf, cel puțin în limitele observaționale ale telescopului MMT ; acest lucru s-ar putea datora atât acțiunii vântului stelar, cât și influenței gravitaționale a planetei b. Cu toate acestea, acest lucru nu exclude existența posibilă a unei centuri de asteroizi chiar mai internă decât precedentele, cu o masă totală nu mai mare decât cea a centurii principale a sistemului solar [72] .

Un studiu realizat grație observatorului infraroșu SOFIA și publicat [73] în aprilie 2017 a finalizat observațiile anterioare făcute cu telescopul Spitzer privind discul de resturi fierbinți din jurul Epsilon Eridani, confirmând că acest disc este limitat la o bandă îngustă, mai degrabă decât constând din un disc continuu mare. [74]

Posibile planete

Deoarece ε Eridani este una dintre cele mai apropiate stele de Soare, multe studii s-au concentrat pe căutarea unor posibile planete care orbitează în jurul său [11] [13] . Tuttavia, come detto in precedenza, le indagini condotte con il metodo della velocità radiale sono rese difficoltose, nel caso di questa stella, dalla sua intensa attività magnetica e dalla sua variabilità in generale, che costituisce un importante fattore interferente in grado di mimare la presenza di un oggetto compagno [75] . I tentativi di ottenere immagini dirette di pianeti intorno alla stella non hanno finora avuto successo [27] [76] ; le osservazioni nell'infrarosso hanno inoltre escluso la presenza di pianeti di massa uguale o superiore a 3 masse gioviane (M J ) [11] .

Epsilon Eridani b

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Epsilon Eridani b .

Pur risalendo al 2000 il primo annuncio di un gigante gassoso in orbita attorno ad ε Eridani [13] , la scoperta è stata a lungo oggetto di controversie; nonostante uno studio comprensivo del 2008 non abbia sciolto le riserve [64] , molti astronomi ritengono che vi siano sufficienti evidenze per confermare la scoperta del pianeta [11] [14] [15] [77] , denominato ε Eridani b.

Immagine artistica di ε Eridani be di una sua ipotetica luna.

Non c'è accordo unanime tra gli scienziati sui parametri di base del pianeta. I valori supposti per il periodo orbitale variano da 6,85 a 7,2 anni [9] , mentre i valori del semiasse maggiore dell'orbita sono compresi tra 3,38 e 3,50 UA [78] [79] .

Il valore della massa del pianeta non è noto, anche se può essere stimato sulla base degli effetti che la gravità del pianeta esercita sulla stella. Tuttavia è nota solo l'influenza che il pianeta ha sulla velocità radiale della sua stella madre, il che comporta che è possibile conoscere con approssimazione solo il valore di m sin i (dove m indica la massa del pianeta e i l' inclinazione orbitale ), le cui stime variano da 0,60 M J a 1,06 M J [78] [79] ; dato che il massimo valore della funzione seno è 1, questi valori devono essere considerati la massa minima del pianeta. In letteratura il valore maggiormente citato per la massa del pianeta è 1,55 ± 0,24 M J , ottenuto sostituendo, nella formula m sin i , la m con un valore di 0,78 e la i con un valore di 30° [9] .

La sua orbita appare fortemente ellittica ; tuttavia proprio il parametro dell' eccentricità orbitale è quello sul quale esiste la maggior incertezza, perché il valore di e =0,7, spesso citato in letteratura [80] , non è compatibile con la presenza di una cintura asteroidale a una distanza di 3 UA dalla stella [81] : se, infatti, il valore dell'eccentricità orbitale fosse 0,7, il pianeta, attraversando la cintura lungo il suo movimento orbitale, l'avrebbe dissolta nell'arco di circa 10 000 anni. Poiché appare probabile che la cintura esista da un periodo maggiore, l'eccentricità del pianeta non dovrebbe essere superiore a e =0,15 [14] [81] . Brogi e colleghi (2009) sostengono che l'ipotesi dell'alta eccentricità dell'orbita di ε Eridani b possa coesistere con la presenza di una cintura di asteroidi solo se questa si è formata da materiale proveniente dal disco circumstellare più esterno, oppure se la sua formazione è avvenuta in tempi recenti [14] . Per tali motivi, è possibile che in futuro tale parametro venga ridimensionato.

Epsilon Eridani c

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Epsilon Eridani c .
Visione artistica di Epsilon Eridani c visto da una sua ipotetica luna.

Per cercare di spiegare la particolare morfologia del disco circumstellare è stata ipotizzata la presenza di un secondo pianeta, chiamato ε Eridani c: infatti, le disomogeneità del disco sono compatibili con la presenza di più pianeti che segregano i grani di polvere in determinate orbite poste in risonanza con i pianeti stessi. ε Eridani c avrebbe una massa pari al 10% di quella di Giove , disterebbe circa 40 UA dalla stella e avrebbe un periodo di rivoluzione di circa 280 anni [16] . Non è facile spiegare la presenza di un pianeta a tale distanza dalla stella, dal momento che il disco di polveri più esterno si sarebbe dovuto dissipare molto prima che un gigante gassoso avesse potuto formarsi; una delle teorie proposte è che il pianeta si sia formato a circa 10 UA dalla stella e che le interazioni gravitazionali con il disco stesso o con altri possibili pianeti ne abbiano determinato un allargamento dell'orbita fino a questa distanza [82] .

Abitabilità

Un potenziale pianeta che orbitasse attorno ad ε Eridani a una distanza compresa tra 0,57 e 1,12 UA ricadrebbe all'interno della cosiddetta zona abitabile , quella regione di un sistema planetario in cui le condizioni di irraggiamento favoriscono la presenza di acqua allo stato liquido sulla superficie del pianeta [83] . Inoltre, per ricevere lo stesso flusso di energia che la Terra riceve dal Sole ( costante solare ), un pianeta dovrebbe orbitare attorno ad ε Eridani ad una distanza di 0,61 UA [84] ; questa è anche, approssimativamente, la distanza di una possibile orbita stabile per un pianeta terrestre. Man mano che la stella, nel corso dei 20 miliardi di anni stimati, completerà la sua sequenza principale , la sua luminosità andrà incontro ad un progressivo aumento, e con questa aumenterà in maniera progressiva anche la distanza della zona abitabile, fino all'intervallo di spazio compreso tra 0,6 e 1,4 UA [85] . Tuttavia, la presenza di un pianeta massiccio con un'orbita fortemente ellittica nelle vicinanze della zona abitabile potrebbe costituire un ostacolo all'esistenza di un pianeta terrestre con un'orbita stabile al suo interno [86] .

Una stella giovane come ε Eridani produce grandi quantità di radiazione ultravioletta , nociva per eventuali forme di vita, ma molto minori rispetto a una stella più calda come il Sole; la distanza a cui dovrebbe trovarsi un pianeta per ricevere lo stesso flusso di radiazioni ultraviolette della Terra primordiale sarebbe poco meno di 0,5 UA dalla stella [87] . Buccino et al. in un loro studio suggeriscono che una quantità limitata di radiazioni ultraviolette siano indispensabili per il modellamento dell'atmosfera e per avviare diversi processi biogenici che favoriscano lo sviluppo di forme di vista organiche; per questo motivo alcuni ricercatori pensano che non ci siano sufficienti radiazioni ultraviolette in grado di raggiungere la zona abitabile della giovane EPsilon Eridani perché la vita possa possa formarsi su un suo pianeta. [88]

Prospetto

Segue un prospetto riassuntivo con le caratteristiche delle principali componenti del sistema planetario di ε Eridani. [89]

Pianeta Tipo Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità Incl. orbita Scoperta
Cintura asteroidale — — — 3 UA — 90 ° +42 °
−43 °		 2008
b (Ægir) Gigante gassoso 0,78 +0,38
−0,12 M J		 7,38 anni 3,48 UA 0,07 2000
Cintura asteroidale — — — 20 UA — 2008
c
(non confermato)		 Gigante gassoso 0,1 M J 280 anni 40 UA 0,3 2002
Disco di polveri — — — 35-100 UA — 1985

Il cielo visto da Epsilon Eridani

Il cielo visto da ε Eridani; il Sole è a sinistra in alto dell'immagine; in basso, Arturo. Celestia

Visto da un ipotetico osservatore nel sistema di ε Eridani, il cielo non apparirebbe molto differente da quello visibile dal sistema solare: le differenze sostanziali risiedono nel fatto che alcune stelle, che presentano una distanza da ε Eridani differente rispetto a quella che le separa dal Sole, apparirebbero con una diversa luminosità apparente. Innanzi tutto, il Sole si mostrerebbe come una stella di magnitudine di 2,4 nei pressi della stella α della costellazione del Serpente (Unuk). Arturo , a 46 anni luce, apparirebbe con una magnitudine di 0,47, non molto differente da come appare dal sistema solare, mentre Vega , che dista 33 anni luce da ε Eridani, apparirebbe appena più brillante. Sirio , essendo un po' più vicina a ε Eridani di quanto non lo sia al Sole (meno di 8 anni luce), apparirebbe più luminosa di quanto non appaia dalla Terra, mentre Procione , ad 11,5 anni luce, sarebbe di magnitudine 0,4. Altair sarebbe invece più debole: a 23 anni luce di distanza apparirebbe di magnitudine 1,50. α Centauri , distante 12 anni luce, brillerebbe come una comune stella di seconda magnitudine, in direzione della costellazione della Bilancia .

Una stella che apparirebbe decisamente più luminosa che vista dalla Terra è τ Ceti, la terza stella in assoluto più vicina a ε Eridani [36] : distante 5,5 anni luce, brillerebbe con una magnitudine di 1,80. A 6,26 anni luce si trova invece il sistema di Keid (40 Eridani), quinta stella più vicina, che avrebbe una magnitudine pari a 2,35 [90] .

Costellazioni molto note, come Orione e l' Orsa Maggiore , apparirebbero sostanzialmente invariate; solo Dubhe si mostrerebbe un po' più distante dalle altre stelle dell'Orsa, rendendo così il "mestolo" del Grande Carro più aperto.

Epsilon Eridani nella fantascienza

Su molte stelle è possibile trovare citazioni nella cultura popolare , come ad esempio sulle brillanti Sirio , Alfa Centauri o Vega . Epsilon Eridani, nonostante sia una delle stelle più settentrionali della costellazione dell'Eridano e possa essere vista dalla maggior parte delle regioni abitate della Terra, non è quasi mai citata nelle opere letterarie a carattere generale, o nella mitologia , a causa della mancanza di un nome tradizionale e del suo aspetto poco appariscente in cielo. I punti d'interesse della stella per gli autori di opere fantascientifiche non derivano dalla cultura popolare, ma dai dati astronomici: è una stella singola simile al Sole , ed è vicina alla Terra . Non ha un nome proprio, tuttavia, in opere letterarie e cinematografiche fantascientifiche , la denominazione di Bayer, più tecnica di un nome tradizionale, rappresenta più un vantaggio che un danno. Inoltre, la conferma di almeno un pianeta orbitante attorno alla stella la fa ritenere in grado di ospitare una famiglia di pianeti, tra i più vicini alla Terra e quindi più facilmente raggiungibili per ipotetici viaggi interstellari . Probabilmente, ε Eridani è, assieme a τ Ceti, la stella più citata nella fantascienza dopo α Centauri [91] .

Nella letteratura, l'esempio più noto è quello di Isaac Asimov : nel Ciclo dei Robot , in particolare nel romanzo I robot e l'Impero , ε Eridani è la stella madre del primo mondo colonizzato dalla seconda ondata di pionieri, chiamato Baleyworld [92] . Successivamente in L'orlo della Fondazione , romanzo della serie del Ciclo della Fondazione , il pianeta cambierà il suo nome in Comporellen [93] .

Nel Ciclo dell'invasione , una serie di romanzi dello scrittore statunitense Harry Turtledove , la Terra del periodo della seconda guerra mondiale viene invasa dalla Razza , una specie rettile proveniente dal sistema di τ Ceti. In 50 000 anni della loro storia solo altre due volte questa specie era entrata in guerra, e questo era avvenuto in occasione della conquista dei due mondi che aveva assoggettato, uno dei quali era chiamato Rabotev 2, secondo pianeta del sistema di ε Eridani [94] .

Anche in campo cinematografico e televisivo la stella compare in numerose opere, in particolar modo come meta di viaggi interstellari nei dintorni del sistema solare. In Babylon 5 , una serie televisiva di fantascienza girata negli anni novanta , la stessa stazione spaziale che dà il nome alla serie orbita attorno a Epsilon Eridani III, terzo pianeta del sistema di ε Eridani [95] . In Star Trek , ε Eridani era stata inizialmente suggerita come stella madre del pianeta Vulcano , mondo natale del Signor Spock e dei Vulcaniani . Tuttavia, nel 1991 Gene Roddenberry , creatore della serie, appurata la giovane età di ε Eridani, dichiarò che una civiltà evoluta come quella vulcaniana non poteva trovarsi attorno a una stella così giovane, e suggerì che il sole di Vulcano fosse 40 Eridani (Keid), molto più vecchia di ε Eridani [96] . Anche una frase del comandante Tucker in Star Trek: Enterprise , dove afferma che «Vulcano è a 16 anni luce dalla Terra», avvalora l'ipotesi che il pianeta si trovi nel sistema di Keid, probabilmente attorno alla componente principale, anch'essa una nana arancione che si trova in effetti a quella distanza dalla Terra. Secondo il libro Star Trek: Star Charts , ε Eridani è chiamata "Delta Orcus" e nel suo sistema si trova il pianeta Axanar, membro della Federazione unita dei pianeti . Lo stesso libro la indica come una stella binaria , composta da due stelle di classe K [97] . In tempi più recenti, nella serie televisiva della Fox Virtuality , ε Eridani è menzionata come luogo di destinazione finale dell'astronave Phaeton, la prima astronave terrestre costruita per un viaggio interstellare alla ricerca di un altro pianeta su cui vivere, in virtù del fatto che la Terra diventerà inospitale nel giro di un centinaio d'anni [98] [99] .

Nel mondo dei videogiochi , uno degli esempi più famosi è quello della serie di Halo , nel quale la stella ospita Reach, la colonia più importante degli umani [100] .

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k l Epsilon Eri - Variable of BY Dra type , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 15 dicembre 2012 .
  2. ^ AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2012) , su vizier.u-strasbg.fr , AAVSO . URL consultato il 9 febbraio 2013 .
  3. ^ a b c d Erik Anderson, Charles Francis, XHIP: An Extended Hipparcos Compilation , in Astronomy & Astrophysics Letters , 23 marzo 2012. arΧiv : 1108.4971
  4. ^ a b c B.-O. Demory et al, , Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI , in Astronomy and Astrophysics , vol. 505, n. 1, 2009, pp. 205-215, DOI : 10.1051/0004-6361/200911976 . URL consultato il 2 gennaio 2013 .
  5. ^ a b G. Gonzalez, MK Carlson, RW Tobin, Parent stars of extrasolar planets - X. Lithium abundances and v sini revisited , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 403, n. 3, 2010, pp. 1368-1380, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x . URL consultato il 2 gennaio 2013 .
  6. ^ Stellar rotation periods and X-ray luminosities (Wright+, 2011) , su vizier.u-strasbg.fr , Dati sul sito VizieR . URL consultato il 9 febbraio 2013 .
  7. ^ Properties of 160 FK disk dwarfs/subgiants (Takeda+, 2007) , su vizier.u-strasbg.fr , Dati sul sito VizieR . URL consultato il 9 febbraio 2013 .
  8. ^ a b D. Saumon et al. , A Theory of Extrasolar Giant Planets , in Astrophysical Journal , vol. 460, 1996, pp. 993-1018, DOI : 10.1086/177027 . URL consultato il 2 gennaio 2013 .
  9. ^ a b c d e G. Fritz Benedict et al. , The Extrasolar Planet Eridani b: Orbit and Mass , in The Astronomical Journal , vol. 132, n. 5, 2006, p. 2206, DOI : 10.1086/508323 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  10. ^ iau1514 — Press Release - Final Results of NameExoWorlds Public Vote , su iau.org , Unione Astronomica Internazionale , 15 dicembre 2015.
  11. ^ a b c d e f g Janson, M. et al., A comprehensive examination of the ε Eridani system. Verification of a 4 micron narrow-band high-contrast imaging approach for planet searches , in Astronomy and Astrophysics , vol. 488, n. 2, settembre 2008, pp. 771-780, DOI : 10.1051/0004-6361:200809984 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  12. ^ D. Backman et al. , Epsilon Eridani's planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and CSO observations , in The Astrophysical Journal , vol. 690, n. 2, 2008, pp. 1522-1538, DOI : 10.1088/0004-637X/690/2/1522 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  13. ^ a b c d Artie P. Hatzes et al. , Evidence for a long-period planet orbiting ε Eridani ( PDF ), in The Astrophysical Journal , vol. 544, n. 2, dicembre 2000, pp. L145–L148, DOI : 10.1086/317319 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  14. ^ a b c d Brogi, M.; Marzari, F.; Paolicchi, P., Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani , in Astronomy and Astrophysics , vol. 499, n. 2, maggio 2009, pp. L13–L16, DOI : 10.1051/0004-6361/200811609 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  15. ^ a b c d M. Reidemeister et al. , The cold origin of the warm dust around ɛ Eridani , in Astronomy & Astrophysics , vol. 527, 2011, pp. A57, DOI : 10.1051/0004-6361/201015328 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  16. ^ a b c d e AC Quillen, S. Thorndike, Structure in the ɛ Eridani Dusty Disk Caused by Mean Motion Resonances with a 0.3 Eccentricity Planet at Periastron , in The Astrophysical Journal , vol. 578, n. 2, 2002, pp. L149-L152, DOI : 10.1086/344708 . URL consultato il 30 dicembre 2012 .
  17. ^ a b Forward, RL, Starwisp – an ultra-light interstellar probe , in Journal of Spacecraft and Rockets , vol. 22, n. 3, 1985, pp. 345-350, DOI : 10.2514/3.25754 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  18. ^ Alan Boyle, The case for Pluto: how a little planet made a big difference , 2009, ISBN 0-470-50544-3 .
  19. ^ ( EN ) Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  20. ^ David Gill, William Lewis Elkin, Heliometer determinations of stellar parallaxes in the southern hemisphere , Londra, The Royal Astronomical Society, 1884, pp. 174–180. URL consultato il 20 dicembre 2012 .
  21. ^ David Gill, The fixed stars , in Nature , vol. 30, n. 763, 1884, pp. 156-159, DOI : 10.1038/030156a0 . URL consultato il 23 dicembre 2012 .
  22. ^ Adams, WS; Joy, AH, The luminosities and parallaxes of five hundred stars , in Astrophysical Journal , vol. 46, 1917, pp. 313-339, DOI : 10.1086/142369 . URL consultato il 23 dicembre 2012 .
  23. ^ P. van de Kamp, Parallax and orbital motion of Epsilon Eridani , in The Astronomical Journal , vol. 79, aprile 1974, pp. 491-492, DOI : 10.1086/111571 . URL consultato il 24 dicembre 2012 .
  24. ^ WD Heintz, Photographic astrometry of binary and proper-motion stars. VII , in The Astronomical Journal , vol. 105, n. 3, marzo 1992, pp. 1188-1195, DOI : 10.1086/116503 . URL consultato il 24 dicembre 2012 . cfr. p. 1192.
  25. ^ Aumann, HH, IRAS observations of matter around nearby stars , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 97, ottobre 2005, pp. 885-891, DOI : 10.1086/131620 . URL consultato il 24 dicembre 2012 .
  26. ^ a b JS Greaves et al. , A Dust Ring around epsilon Eridani: Analog to the Young Solar System , in The Astrophysical Journal , vol. 506, n. 2, 1998, pp. L133-L137, DOI : 10.1086/311652 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  27. ^ a b M. Janson et al. , NACO-SDI Direct Imaging Search for the Exoplanet ɛ Eri b , in The Astronomical Journal , vol. 133, n. 6, 2007, pp. 2442-2456, DOI : 10.1086/516632 . URL consultato il 25 dicembre 2012 .
  28. ^ Jean Heidmann, Storm Dunlop, Extraterrestrial intelligence , Cambridge, UK, Cambridge University Press , 1995, p. 113, ISBN 0-521-58563-5 .
  29. ^ Nicole Gugliucci, Frank Drake-returns to search for extraterrestrial life , su news.discovery.com , Discovery News . URL consultato il 3 febbraio 2012 (archiviato dall' url originale il 3 febbraio 2012) .
  30. ^ Dole, Stephen H.,Habitable planets for man , 1ª ed., New York, Blaisdell Publishing Company, 1964, pp. 110-113, ISBN 0-444-00092-5 .
  31. ^ Forbes, MA; Westpfahl, DJ, A test of McLaughlin's strategy for timing SETI experiments ( PDF ), in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 20, settembre 1988, p. 1043. URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  32. ^ Martin, AR, Project Daedalus – The ranking of nearby stellar systems for exploration , in Journal of the British Interplanetary Society , vol. 29, febbraio 1976, pp. 94-100.
  33. ^ Long, KF; Obousy, RK; Hein, A., Project Icarus: Optimisation of nuclear fusion propulsion for interstellar missions , in Acta Astronautica , vol. 68, n. 11-12, 25 gennaio 2011, p. 1820, DOI :10.1016/j.actaastro.2011.01.010 .
  34. ^ Dr. David Whitehouse, Radio search for ET draws a blank , su news.bbc.co.uk , BBC , marzo 2004.
  35. ^ a b The one hundred nearest star systems , su chara.gsu.edu , RECONS . URL consultato il 2 gennaio 2013 (archiviato dall' url originale il 4 febbraio 2012) .
  36. ^ a b Epsilon Eridani , su solstation.com , SOLSTATION. URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  37. ^ UV Cet -- Flare Star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º gennaio 2013 .
  38. ^ BL Cet -- Flare Star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º gennaio 2013 .
  39. ^ a b GCVS Variability Types ( TXT ), su General Catalogue of Variable Stars , Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute. URL consultato il 1º gennaio 2013 .
  40. ^ LHS 146 -- High proper-motion Star , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º gennaio 2013 .
  41. ^ Tau Ceti , su solstation.com , Solstation. URL consultato il 1º gennaio 2013 .
  42. ^ M. Tuomi et al. , Signals embedded in the radial velocity noise: Periodic variations in the τ Ceti velocities ( PDF ), in Astronomy & Astrophysics . arΧiv : 1212.4277
  43. ^ VV Kovtyukh et al. , High precision effective temperatures for 181 FK dwarfs from line-depth ratios , in Astronomy and Astrophysics , vol. 411, 2003, pp. 559-564, DOI : 10.1051/0004-6361:20031378 . URL consultato il 2 gennaio 2013 .
  44. ^ What is a Star? , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA, 1º settembre 2006. URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  45. ^ I. Rüedi, SK Solanki, G. Mathys, SH Saar, Magnetic field measurements on moderately active cool dwarfs , in Astronomy and Astrophysics , vol. 318, febbraio 1997, pp. 429-442. URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  46. ^ Y.-M. Wang, NR, Jr. Sheeley, Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum , in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 2, luglio 2003, pp. 1248-1256, DOI : 10.1086/375449 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  47. ^ Jeff A. Valenti, Geoffrey W. Marcy, Gibor Basri, Infrared zeeman analysis of Epsilon Eridani , in The Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 439, n. 2, febbraio 1995, pp. 939-956, DOI : 10.1086/175231 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  48. ^ AP Buccino, PJD Mauas, Mg II h+k emission lines as stellar activity indicators of main sequence FK stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 483, n. 3, giugno 2008, pp. 903-910, DOI : 10.1051/0004-6361:20078925 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  49. ^ David F. Gray, Sallie L. Baliunas, Magnetic activity variations of Epsilon Eridani , in The Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 441, n. 1, marzo 1995, pp. 436-442, DOI : 10.1086/175368 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  50. ^ Geoffrey W. Marcy, Debra A. Fischer, R. Paul Butler, Steven S. Vogt, Planetary Messages in the Doppler Residuals (Invited Review) , Planetary Systems in the Universe, Proceedings of IAU Symposium #202, Manchester, 7-11 agosto 2000 , Astronomical Society of the Pacific, 2004, pp. 20-28, ISBN 978-1-58381-176-4 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  51. ^ GJ Fray et al. , The rotation period of Epsilon ERI from photometry of its starspots , in Astronomical Journal , vol. 102, 1991, pp. 1813-1815, DOI : 10.1086/116005 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  52. ^ Jeremy J. Drake, Geoffrey Smith, The fundamental parameters of the chromospherically active K2 dwarf Epsilon Eridani , in The Astrophysical Journal , vol. 412, agosto 1993, pp. 797-809, DOI : 10.1086/172962 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  53. ^ Il periodo di rotazione P β alla latitudine β è dato dall'equazione:
    P β = P eq /(1 − k sin β )
    dove P eq è il periodo equatoriale e k è il parametro di rotazione differenziale. Il suo valore varia nell'intervallo:
    0,03 ≤ k ≤ 0,10
  54. ^ a b H.-E. Fröhlich, The differential rotation of epsilon Eri from MOST data , in Astronomische Nachrichten , vol. 328, n. 10, 2007, pp. 1037-1039, DOI : 10.1002/asna.200710876 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  55. ^ JH Schmitt et al. , The extreme-ultraviolet spectrum of the nearby K Dwarf ε Eridani , in Astrophysical Journal , vol. 457, febbraio 1996, p. 882, DOI : 10.1086/176783 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  56. ^ J.-U. Ness, C. Jordan, The corona and upper transition region of ε Eridani , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 385, n. 4, aprile 2008, pp. 1691-1708, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2007.12757.x . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  57. ^ Brian E. Wood, Hans-Reinhard Müller, Gary P. Zank, Jeffrey L. Linsky, Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age and activity , in The Astrophysical Journal , vol. 574, n. 1, pp. 1-2, DOI : 10.1086/340797 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  58. ^ Il moto proprio totale può essere calcolato mediante la seguente formula:
    μ 2 = (μ α cos δ) 2 + μ δ 2
    dove μ α è il moto proprio in ascensione retta, μ δ è il moto proprio in declinazione e δ è la declinazione. Nel caso di ε Eridani si ottiene:
    μ 2 = (−975,17 · cos(−9,458°)) 2 + 19,49 2 = 925658,1
    quindi μ è uguale a 962,11. Cfr. D. Scott Birney, Guillermo González, David Oesper, Observational astronomy , 2ª ed., Cambridge, UK, Cambridge University Press, 2006, p. 75, ISBN 0-521-85370-2 . URL consultato il 4 gennaio 2013 .
  59. ^ J. García-Sánchez et al. , Stellar encounters with the Solar System , in Astronomy and Astrophysics , vol. 379, n. 2, novembre 2001, pp. 634-659, DOI : 10.1051/0004-6361:20011330 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  60. ^ Potemine, Igor Yu., Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani , 12 aprile 2010. URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  61. ^ Gustavo Porto de Mello, Eduardo F. del Peloso, Luan Ghezzi, Astrobiologically Interesting Stars Within 10 Parsecs of the Sun , in Astrobiology , vol. 6, n. 2, 2006, pp. 308-331, DOI : 10.1089/ast.2006.6.308 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  62. ^ K. Fuhrmann, Nearby stars of the Galactic disk and halo. III. , in Astronomische Nachrichten , vol. 325, n. 1, 2004, pp. 3-80, DOI : 10.1002/asna.200310173 . URL consultato il 3 gennaio 2013 .
  63. ^ JR King et al. , Stellar Kinematic Groups. II. A Reexamination of the Membership, Activity, and Age of the Ursa Major Group , in The Astronomical Journal , vol. 125, n. 4, 2003, pp. 1980-2017, DOI : 10.1086/368241 . URL consultato il 4 gennaio 2013 .
  64. ^ a b c D. Backman et al. , Epsilon Eridani's Planetary Debris Disk: Structure and Dynamics Based on Spitzer and Caltech Submillimeter Observatory Observations , in The Astrophysical Journal , vol. 690, n. 2, 2009, pp. 1522-1538, DOI : 10.1088/0004-637X/690/2/1522 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  65. ^ JS Greaves et al. , Structure in the ɛ Eridani Debris Disk , in The Astrophysical Journal , vol. 619, n. 2, 2005, pp. L187-L190, DOI : 10.1086/428348 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  66. ^ A. Morbidelli, ME Brown, HF Levison, The Kuiper Belt and its Primordial Sculpting , in Earth, Moon, and Planets , vol. 92, n. 1, 2003, pp. 1-27, DOI : 10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  67. ^ IM Coulson, WR Dent, JS Greaves, The absence of CO from the dust peak around ɛ Eri , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 348, n. 3, 2004, pp. L39-L42, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07563.x . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  68. ^ LM Ozernoy et al. , Signatures of Exosolar Planets in Dust Debris Disks , in The Astrophysical Journal , vol. 537, n. 2, 2000, pp. L147-L151, DOI : 10.1086/312779 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  69. ^ MJ Kuchner, CC Stark, Collisional Grooming Models of the Kuiper Belt Dust Cloud , in The Astronomical Journal , vol. 140, n. 4, 2010, pp. 1007-1019, DOI : 10.1088/0004-6256/140/4/1007 . URL consultato il 6 gennaio 2013 .
  70. ^ M. Brogi, F. Marzari, P. Paolicchi, Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani , in Astronomy and Astrophysics , vol. 499, n. 2, 2009, pp. .L13-L16, DOI : 10.1051/0004-6361/200811609 . URL consultato il 7 gennaio 2013 .
  71. ^ W. Clavin, Closest Planetary System Hosts Two Asteroid Belts , su nasa.gov , NASA , 27 ottobre 2008. URL consultato il 7 gennaio 2013 .
  72. ^ WM Liu et al. , Observations of Main-Sequence Stars and Limits on Exozodical Dust with Nulling Interferometry , in The Astrophysical Journal , vol. 693, n. 2, 2009, pp. 1500-1507, DOI : 10.1088/0004-637X/693/2/1500 . URL consultato il 7 gennaio 2013 .
  73. ^ Kate YL Su, James M. De Buizer, George H. Rieke, Alexander V. Krivov, Torsten Löhne, Massimo Marengo, Karl R. Stapelfeldt5, Nicholas P. Ballering, William D. Vacca, The Inner 25 au Debris Distribution in the epsilon Eri System , in The Astronomical Journal , vol. 153, n. 5.
  74. ^ Sofia confirms nearby planetary system is similar to our own , su nasa.gov .
  75. ^ J. Setiawan et al. , Planets Around Active Stars , Precision Spectroscopy in Astrophysics, Proceedings of the ESO/Lisbon/Aveiro Conference, in Portogallo, 11-15 settembre 2006 , Berlin, Heidelberg, New York, Springer, 2008, pp. 201-204, ISBN 978-3-540-75484-8 . URL consultato l'8 gennaio 2013 .
  76. ^ AN Heinze et al. , Deep L'- and M-band Imaging for Planets around Vega and ɛ Eridani , in The Astrophysical Journal , vol. 688, n. 1, 2008, pp. 583-596, DOI : 10.1086/592100 . URL consultato l'8 gennaio 2013 .
  77. ^ AN Heinze et al. , Deep L'- and M-band imaging for planets around Vega and ε Eridani , vol. 688, n. 1, novembre 2008, pp. 583-596. URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  78. ^ a b Entry epsilon Eri b del Exoplanet Orbit Database , su exoplanets.org . URL consultato l'8 gennaio 2013 .
  79. ^ a b RP Butler et al. , Catalog of Nearby Exoplanets , in The Astrophysical Journal , vol. 646, n. 1, 2006, pp. 505-522, DOI : 10.1086/504701 . URL consultato l'8 gennaio 2013 .
  80. ^ Planet eps Eridani b , su exoplanet.eu , Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari . URL consultato il 13 dicembre 2012 .
  81. ^ a b Clavin, Whitney, Closest planetary system hosts two asteroid belts , su nasa.gov , NASA/JPL-Caltech , 27 ottobre 2008. URL consultato il 14 dicembre 2012 .
  82. ^ Dimitri Veras, Philip J. Armitage, Outward migration of extrasolar planets to large orbital radii , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 347, n. 2, pp. 613-624, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2004.07239.x . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  83. ^ Jones et al, Habitability of known exoplanetary systems , su vizier.u-strasbg.fr , 2006. URL consultato l'11 febbraio 2013 .
  84. ^ D. Kitzmann et al. , Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. I. Climatic effects of multi-layered clouds for Earth-like planets and implications for habitable zones , in Astronomy and Astrophysics , vol. 511, febbraio 2010, pp. A66, DOI : 10.1051/0004-6361/200913491 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  85. ^ David R. Underwood, Barrie W. Jones, P. Nick Sleep, The evolution of habitable zones during stellar lifetimes and its implications on the search for extraterrestrial life , in International Journal of Astrobiology , vol. 2, n. 4, 2003, pp. 289-299, DOI : 10.1017/S1473550404001715 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  86. ^ Jones, Barrie, David R. Underwood, Nick Sleep, 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, Heidelberg, Germania, 22-25 aprile 2003 , Noordwijk, Olanda, ESA Publications Division, ottobre 2003, pp. 625-630, ISBN 92-9092-849-2 . URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  87. ^ AP Buccino, PJD Mauas, GA Lemarchand, UV Radiation in Different Stellar Systems , Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, Proceedings of IAU Symposium #213, Hamilton Island, Great Barrier Reef, Australia, 8-12 luglio 2002 , Astronomical Society of the Pacific, giugno 2004, pp. 97-100. URL consultato il 12 gennaio 2013 .
  88. ^ AP Buccino, GA Lemarchand e PJ Mauas, Ultraviolet radiation constraints around the circumstellar habitable zones , in Icarus , vol. 183, n. 2, 2006, pp. 491-503, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.007 , ISSN 0019-1035 ( WC · ACNP ) , arXiv : astro-ph/0512291 .
  89. ^ Dimitri Mawet et al. , Deep Exploration of ϵ Eridani with Keck Ms-band Vortex Coronagraphy and Radial Velocities: Mass and Orbital Parameters of the Giant Exoplanet , in The Astronomical Journal , vol. 157, n. 1, 2019, p. 33, DOI : 10.3847/1538-3881/aaef8a , OCLC 7964711337 , arXiv : 1810.03794 . URL consultato il 5 febbraio 2021 .
  90. ^ Come verificato tramite il software di simulazione spaziale Celestia
  91. ^ Whats really in the Epsilon Eridani system , su scifiideas.com . URL consultato il 4 febbraio 2012 (archiviato dall' url originale il 19 febbraio 2012) .
  92. ^ Isaac Asimov, I robot e l'Impero , traduzione di Piero Anselmi, collana Bestsellers Oscar n° 618, Arnoldo Mondadori Editore , 1995, p. 390, ISBN 88-04-41150-3 .
  93. ^ Isaac Asimov, L'orlo della Fondazione , traduzione di Laura Serra, collana Oscar fantascienza n° 1848, Arnoldo Mondadori Editore, 1985, p. 417.
  94. ^ Rabotev 2 , su turtledove.wikia.com , Harry Turtledove Wiki. URL consultato il 5 gennaio 2013 .
  95. ^ Epsilon III , su babylon5.wikia.com , The Babylon Project. URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  96. ^ Vulcan (planet) , su en.memory-alpha.org , Memory Alpha . URL consultato il 4 febbraio 2013 .
  97. ^ Epsilon Eridani , su memory-beta.wikia.com , Memory-Beta. URL consultato il 4 febbraio 2013 .
  98. ^ Virtuality – 1×00 – Pilot , su serialmente.com , Serialmente. URL consultato il 4 febbraio 2013 (archiviato dall' url originale il 23 luglio 2013) .
  99. ^ Virtuality , su microsiervos.com , lainformacion.com. URL consultato il 4 febbraio 2013 .
  100. ^ Epsilon Eridani system , su halopedia.org , Halopedia. URL consultato il 4 febbraio 2013 .

Bibliografia

Testi generici

  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .

Sulle stelle

  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • RJ Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 16 gennaio 2013 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Voci generiche

Voci affini

Liste

Altri progetti

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 11 febbraio 2013 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Epsilon_Eridani&oldid=122055254 "