Βικιπαίδεια

Έψιλον Ινδού

Ο έψιλον (ε) Ινδού (Epsilon Indi, ε Ind) είναι ένας αστέρας στον νότιο αστερισμό Ινδό, ο έβδομος κοντινότερος στη Γη αστέρας από όσους είναι ορατοί με γυμνό μάτι στον νυχτερινό ουρανό, μετά τον α Κενταύρου (είναι σύστημα δύο αστέρων ορατών με γυμνό μάτι), τον Σείριο, τον ε Ηριδανού, τον Πρόκυνα και τον 61 Κύκνου (ο δεύτερος αστέρας αυτού του συστήματος θα ήταν επίσης οριακά ορατός με γυμνό μάτι). Επίσης ο ε Ινδού έχει την 9η μεγαλύτερη ιδία κίνηση μεταξύ των εκατομμυρίων αστέρων του ουρανού. Για τους λόγους αυτούς θεωρείται γενικώς το πλέον αξιομνημόνευτο ουράνιο σώμα στον αστερισμό του. Είναι αόρατος από την Ευρώπη και την Ελλάδα εξαιτίας της νότιας θέσεώς του.

ε Ινδού)
Αστερισμός: Ινδός
Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): α = 22h:03m:22s ,
δ = -56°.47΄.09,5΄΄
Φαινόμενο μέγεθος: 4,831
Φασματικός τύπος: K5V + T1 + T6
Απόσταση από τη Γη: 11,81 ± 0,01 έτη φωτός
Απόλυτο μέγεθος: 6,89
Ονομασίες σε καταλόγους HR 8387, HD 209100,
SAO 247287, HIP 108870,
CD −57°8464, FK5 825

Ο κυρίως ε Ινδού (ε Ind A), που είναι πορτοκαλί νάνος αστέρας, έχει δύο φαιούς νάνους (υποαστρικά σώματα) που περιφέρονται γύρω του σε μεγάλες τροχιές (ε Ind Ba και ε Ind Bb) και ανακαλύφθηκαν το 2003.

Ιστορία παρατηρήσεων

Επεξεργασία

Ο ουράνιος άτλας Ουρανογραφία (1801) του Γιόχαν Μπόντε σημειώνει με τον ε Ινδού ένα από τα βέλη που κρατά στο αριστερό χέρι του ο Ινδιάνος, τον οποίο υποτίθεται ότι αναπαριστά ο αστερισμός[1].

Το 1847 ο Γερμανός αστρονόμος Χάινριχ ντ' Αρέ συνέκρινε τη θέση του αστέρα σε αρκετούς καταλόγους από το 1750 και μετά, και ανεκάλυψε ότι είχε μετατοπισθεί, δηλαδή ο ε Ινδού είχε μία ανιχνεύσιμη ιδία κίνηση.[2] Το 1882–1883 μετρήθηκε και η ετήσια ηλιοκεντρική παράλλαξη του ε Ινδού, από τους Ντέιβιντ Τζιλ και Γουίλιαμ Λ. `Ελκιν, που παρατηρούσαν από το Ακρωτήριο της Καλής Ελπίδος και εκτίμησαν την παράλλαξη σε 0,22 ± 0,03 δευτερόλεπτο της μοίρας[3]. Το 1923 ο Χάρλοου Σάπλεϋ βρήκε μία εσφαλμένη τιμή 0,45 δευτερόλεπτο της μοίρας[4], καθώς η πραγματική τιμή είναι 0,276.

Δεδομένου ότι ο ε Ινδού είναι κοντινός αστέρας παρόμοιος με τον Ηλιο, υπήρξε ένας από τους πρώτους στόχους στην αναζήτηση εξωγήινης ευφυΐας, κατά τη δεκαετία του 1960, χωρίς να ανιχνευθούν τεχνητά ραδιοσήματα[5]. Το 1972 ο τεχνητός δορυφόρος «Κοπέρνικος» (ΟΑΟ-3) εξέτασε τον ε Ινδού για τυχόν εκπομπή τεχνητών σημάτων λέιζερ στο υπεριώδες χωρίς κάποιο αποτέλεσμα[6]. Ο ε Ινδού συνεχίζει να βρίσκεται στην κορυφή ενός καταλόγου «γειτονικών κατοικήσιμων συστημάτων» («HabCat») που συντάχθηκε από τις Μάργκαρετ Τέρνμπουλ και Τζιλ Τάρτερ με 17.129 κοντινούς αστέρες που πιθανώς έχουν πλανήτες ικανούς να φιλοξενήσουν πολύπλοκες μορφές ζωής[7].

Αστροφυσικά δεδομένα

Επεξεργασία

Ο ε Ινδού A είναι ένας αστέρας της Κύριας ακολουθίας με φασματικό τύπο K4.5V («πορτοκαλί νάνος») με επιφανειακή θερμοκρασία 4.630 K (4.357 βαθμοί Κελσίου). Η μάζα του είναι περίπου ίση με τα 3/4 της ηλιακής[8], αλλά η βαρύτητα στην επιφάνειά του είναι ελαφρώς ισχυρότερη από ό,τι στην επιφάνεια του Ήλιου[9], επειδή η διάμετρός του είναι το 73% της ηλιακής. Η μεταλλικότητα του ε Ινδού με βάση τον σίδηρο είναι περί το 87% της ηλιακής στη φωτόσφαιρα[10]. Ο αστέρας περιστρέφεται γύρω από τον άξονά του μία φορά κάθε 23 γήινες ημέρες. Η ηλικία του εκτιμάται σε 1,3 δισεκατομμύριο έτη έναντι 4,65

Το στέμμα του ε Ινδού A είναι παρόμοιο με το ηλιακό, με εκπομπή ενέργειας στις Ακτίνες Χ περί τα 2 × 1027  ergs sec−1 και εκτιμώμενη θερμοκρασία του στέμματος 2 εκατομμύρια βαθμούς K. Ο αστρικός άνεμος του ε Ινδού είναι ανιχνεύσιμος, καθώς παράγει ένα τοξοειδές κρουστικό κύμα σε απόσταση 63 AU[11].

Ο ε Ινδού εμφανίζει την τρίτη μεγαλύτερη ιδία κίνηση μεταξύ όλων αστέρων που είναι ορατοί με γυμνό μάτι στους γήινους ουρανούς, μετά τους Groombridge 1830 και 61 Κύκνου[12], και την ένατη μεγαλύτερη για οποιονδήποτε αστέρα[13]. Συγκεκριμένα, η ιδία κίνηση του ε Ινδού είναι 4,7 δευτερόλεπτα του τόξου ανά έτος έναντι μόνο 1,3 του Σειρίου. Αυτή η κίνηση θα φέρει τον αστέρα του Ινδού στον αστερισμό Τουκάνα μέσα σε λίγους μόλις αιώνες από σήμερα, συγκεκριμένα περί το 2640 μ.Χ.[14]. Ο ε Ινδού A έχει μία απόλυτη ταχύτητα στον χώρο σε σχέση με τον Ήλιο ίση με 86 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο[9], ασυνήθιστα υψηλή για έναν θεωρούμενο σχετικώς νέο αστέρα[15]. Από αυτή, τα 40,4 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο (144.000 χιλιόμετρα την ώρα) είναι αρνητική ακτινική ταχύτητα, δηλαδή ο αστέρας μάς πλησιάζει με αυτή την ταχύτητα. Είναι φανερό όμως ότι δεν κατευθύνεται ακριβώς προς εμάς, αφού έχει μεγάλη ιδία κίνηση: Θα μας προσπεράσει στο μέλλον ερχόμενος σε μία ελάχιστη απόσταση και μετά θα αρχίσει να απομακρύνεται. Πιστεύεται ότι αποτελεί μέλος της «κινούμενης ομάδας του ε Ινδού», η οποία περιλαμβάνει τουλάχιστον 16 αστέρες του πληθυσμού I.[16] Αυτή ο ομάδα έχει παρόμοιες διανυσματικές ταχύτητες στον χώρο και επομένως πρέπει να έχουν γεννηθεί στην ίδια τοποθεσία και χρονική περίοδο[17].

Αν μπορούσαμε να ταξιδέψουμε μέχρι τον ε Ινδού και να δούμε τον Ήλιο από εκεί, θα τον παρατηρούσαμε ως ένα άστρο μεγέθους +2,6 στον αστερισμό Μεγάλη Άρκτο.

Συνοδοί

Επεξεργασία
 
Καλλιτεχνική αναπαράσταση των δύο φαιών νάνων του ε Ινδού, με τον ε Ινδού A και τον Ήλιο στο βάθος

Τον Ιανουάριο του 2003 ανακοινώθηκε η ανακάλυψη ενός φαιού νάνου με μάζα περίπου πενηνταπλάσια της μάζας του Δία σε τροχιά περί τον ε Ινδού και σε απόσταση από αυτόν περίπου 1500 AU[18][19]. Τον Αύγουστο του ίδιου έτους ανακαλύφθηκε ότι αυτός ο συνοδός ήταν στην πραγματικότητα διπλός: δύο φαιοί νάνοι με μεταξύ τους απόσταση περίπου 2,5 AU. Επομένως αυτά τα δύο σώματα περιφέρονται πρώτα από όλα περί το κοινό τους κέντρο μάζας (μία περιφορά κάθε 15 γήινα χρόνια περίπου)[20][21] και δευτερευόντως γύρω από τον ε Ινδού A (για την ακρίβεια γύρω από το κοινό κέντρο μάζας και των τριών σωμάτων). Αμφότεροι οι φαιοί νάνοι ανήκουν στον φασματικό τύπο T: ο βαρύτερος (ε Ινδού Ba) είναι τύπου T1–T1.5, ενώ ο ελαφρότερος (ε Ινδού Bb) είναι τύπου T6.[20]

Με τη χρήση εξελικτικών μοντέλων[22] έχουν εκτιμηθεί οι φυσικές ιδιότητες αυτών των φαιών νάνων από φασματοσκοπικές και φωτομετρικές παρατηρήσεις: Οι μάζες τους είναι 47 ± 10 και 28 ± 7 μάζες Δία, ενώ οι διάμετροί τους είναι περίπου το ένα δέκατο αυτής του Ήλιου (0,091 ± 0,005 και 0,096 ± 0,005) για τους ε Ινδού Ba και ε Ινδού Bb, αντιστοίχως[23]. Οι επιφανειακές ενεργές θερμοκρασίες τους είναι 1300 ως 1340 K και 880 ως 940 K, ενώ οι λαμπρότητές τους είναι 1,9 και 4.5 εκατομμυριοστά της ηλιακής, αντιστοίχως. Η μεταλλικότητά τους εκτιμάται σε [M/H] = –0,2.[20]

Ανεξαρτήτως της υπάρξεως των φαιών νάνων, ο ε Ινδού A δεν αποκλείεται να έχει πλανήτες. Μετρήσεις της ακτινικής του ταχύτητας από τους Endl κ.ά. (2002)[24] φαίνεται να υποδεικνύουν την παρουσία ενός πλανητικού συνοδού του με περίοδο περιφοράς μεγαλύτερη των 20 ετών και ελάχιστη μάζα 1,6 φορά τη μάζα του Δία. Η απόσταση ενός τέτοιου σώματος από τον αστέρα κατά τη μελέτη αυτή θα πρέπει να ήταν περίπου 6,5 AU, θα είχαμε δηλαδή ένα πραγματικό αντίστοιχο του πλανήτη Δία.

Μία οπτική έρευνα με το VLT βρήκε έναν πιθανό υποψήφιο. Ωστόσο, ακολούθως μία εξέταση με την κάμερα NICMOS του Διαστημικού τηλεσκοπίου Χαμπλ έδειξε ότι επρόκειτο για ένα ουράνιο σώμα μακριά στο φόντο[25]. Μεταγενέστερη έρευνα στο υπέρυθρο (μήκος κύματος 4 μm) για κάποιον αόρατο συνοδό απέτυχε να ανιχνεύσει κάποιο σώμα σε τροχιά περί τον ε Ινδού, θέτοντας ένα άνω όριο στη μάζα τυχόν τέτοιων σωμάτων τις 5 ως 20 μάζες του Δία[26].

Νέες μετρήσεις της ακτινικής ταχύτητας του ε Ινδού με το φασματόμετρο HARPS, σε επέκταση εκείνων των Endl κ.ά. (2002), δημοσιεύθηκαν το 2013 από τους M. Zechmeister κ.ά.. Το πόρισμα της νέας έρευνας επιβεβαιώνει ότι:

«Ο ε Ind A παρουσιάζει μία σταθερή μακροπρόθεσμη τάση ερμηνεύσιμη ακόμα από την ύπαρξη πλανητικού συνοδού».[27]

Η νέα έρευνα υποδεικνύει την παρουσία πλανήτη με περίοδο περιφοράς μεγαλύτερη των 30 γήινων ετών.[27] Μία καλή συμφωνία με τις μετρήσεις θα έδινε ένας αεριώδης γίγαντας πλανήτης με ελάχιστη μάζα 0,97 μάζα του Δία και ελάχιστη απόσταση από τον αστέρα ίση με 8,57 AU, δηλαδή περίπου αυτή του πλανήτη Κρόνου από τον Ήλιο. Αν επιβεβαιωθεί, δεν θα αποτελεί πλέον ένα ένα πραγματικό αντίστοιχο του πλανήτη Δία, καθώς θα απέχει αρκετά περισσότερο από 5 AU από τον αστέρα[27], την ίδια στιγμή που ο ε Ινδού είναι μικρότερος και λιγότερο λαμπρός αστέρας από τον Ήλιο, ώστε ο πλανήτης αυτός θα δεχόταν περίπου την ίδια ενέργεια ανά μονάδα επιφάνειας από τον αστέρα του με εκείνη που δέχεται ο πλανήτης Ουρανός από τον Ήλιο. Η τάση στην ακτινική ταχύτητα παρατηρήθηκε σε όλες τις μέχρι σήμερα παρατηρήσεις με το HARPS, αλλά εξαιτίας της μακράς περιόδου της τροχιάς περί τον ε Ινδού A, η αστρομετρική κάλυψη της φάσεως δεν είναι ακόμα πλήρης[27].

Δεν έχει ανιχνευθεί κάποια περίσσεια υπερύθρου που θα υπεδείκνυε την ύπαρξη περιαστρικού δίσκου συντριμμάτων γύρω από τον ε Ινδού[28].

Δείτε επίσης

Επεξεργασία


Παραπομπές

Επεξεργασία
  1. ↑ Scholz, Ralf-Dieter· McCaughrean, Mark (13 Ιανουαρίου 2003). «Discovery of Nearest Known Brown Dwarf». ESO. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Σεπτεμβρίου 2008. Ανακτήθηκε στις 2 Ιουλίου 2008. 
  2. ↑ D'Arrest, M. (1847). «On proper motion of ε Indi». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 8: 16. doi:10.1093/mnras/8.1.16. Bibcode: 1847MNRAS...8...16D. 
  3. ↑ Callandreau, O. (1886). «Revue des publications astronomiques. Heliometer determinations of Stellar parallax, in the southern hemisphere, by David Gill and W.L. Elkin» (στα γαλλικά). Bulletin Astronomique 2 (1): 42–44. Bibcode: 1885BuAsI...2...42C. 
  4. ↑ Shapley, Harlow (1923). «Epsilon Indi». Harvard College Observatory Bulletin 789 (789): 2. Bibcode: 1923BHarO.789Q...2S. 
  5. ↑ Burnham, Robert· Luft, Herbert A. (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 0-486-23568-8. 
  6. ↑ Lawton, A.T. (1975). «CETI from Copernicus». Spaceflight 17: 328–330. Bibcode: 1975SpFl...17..328L. 
  7. ↑ Stahl, Jason (Ιανουάριος 2007). «20 Things You Didn't Know About... Aliens». Discover. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 21 Φεβρουαρίου 2007. Ανακτήθηκε στις 2 Μαρτίου 2007. 
  8. ↑ Research Consortium On Nearby Stars, Georgia State University (1 Ιανουαρίου 2012). «The 100 nearest star systems». RECONS. http://www.astro.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm. Ανακτήθηκε στις 2012-06-11. 
  9. ↑ 9,0 9,1 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. 
  10. ↑ Demory, B.-O. (Οκτώβριος 2009). «Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI». Astronomy and Astrophysics 505 (1): 205–215. doi:10.1051/0004-6361/200911976. Bibcode: 2009A&A...505..205D. 
  11. ↑ 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. doi:10.1086/320070. Bibcode: 2001ApJ...551..495M. 
  12. ↑ Weaver, Harold F. (1947). «The Visibility of Stars Without Optical Aid». Publications of the Astronomical Society of the Pacific 59 (350): 232–243. doi:10.1086/125956. Bibcode: 1947PASP...59..232W. 
  13. ↑ Staff (4 Μαΐου 2007). «High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View». ESA. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2006. 
  14. ↑ Βλ. σελ. 296 στο Patrick Moore's Data Book of Astronomy, Patrick Moore & Robin Rees, Cambridge, Cambridge University Press, 2011.
  15. ↑ Rocha-Pinto, Helio J.; Maciel, Walter J.; Castilho, Bruno V. (2001). «Chromospherically Young, Kinematically Old Stars». Astronomy and Astrophysics 384 (3): 912–924. doi:10.1051/0004-6361:20011815. Bibcode: 2002A&A...384..912R. 
  16. ↑ 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. doi:10.1086/129119. Bibcode: 1971PASP...83..251E. 
  17. ↑ 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. 
  18. ↑ 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. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2007-10-14. https://web.archive.org/web/20071014191814/http://eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2003/pr-01-03.html. Ανακτήθηκε στις 2006-05-24. 
  19. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361:20021847. Bibcode: 2003A&A...398L..29S. 
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 King, R.R.; McCaughrean, M.J.; Homeier, D.; Allard, F.; Scholz, R.-D.; Lodieu, N. (Φεβρουάριος 2010), «ɛ Indi Ba, Bb: a detailed study of the nearest known brown dwarfs», Astronomy and Astrophysics 510: A99, doi:10.1051/0004-6361/200912981 
  21. ↑ Volk, K.; Blum, R.; Walker, G.; Puxley, P. (2003). «epsilon Indi B». International Astronomical Union Circular (IAU) 8188 (8188): 2. Bibcode: 2003IAUC.8188....2V. 
  22. ↑ Π.χ. 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. doi:10.1051/0004-6361:20030252. Bibcode: 2003A&A...402..701B. 
  23. ↑ McCaughrean, M.J. (Ιανουάριος 2004). «ε Indi Ba, Bb: The nearest binary brown dwarf». Astronomy and Astrophysics 413 (3): 1029–1036. doi:10.1051/0004-6361:20034292. Bibcode: 2004A&A...413.1029M. 
  24. ↑ 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. doi:10.1051/0004-6361:20020937. Bibcode: 2002A&A...392..671E. 
  25. ↑ Geißler, K.; Kellner, S.; Brandner, W.; Masciadri, E.; Hartung, M.; Henning, T.; Lenzen, R.; Close, L. και άλλοι. (2007). «A direct and differential imaging search for sub-stellar companions to epsilon Indi A». Astronomy and Astrophysics 461 (2): 665–668. doi:10.1051/0004-6361:20065843. Bibcode: 2007A&A...461..665G. 
  26. ↑ Janson, M. (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. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15285.x. Bibcode: 2009MNRAS.399..377J. 
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 Zechmeister, M.; Kürster, M.; Endl, M.; Lo Curto, G.; Hartman, H.; Nilsson, H.; Henning, T.; Hatzes, A. και άλλοι. (Απρίλιος 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. doi:10.1051/0004-6361/201116551. Bibcode: 2013A&A...552A..78Z. .
  28. ↑ Trilling, D.E. (February 2008). «Debris Disks around Sun-like Stars». The Astrophysical Journal 674 (2): 1086–1105. doi:10.1086/525514. Bibcode: 2008ApJ...674.1086T. http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/674/2/1086/72640.html. 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι

Επεξεργασία


Συντεταγμένες:   22h 03m 21.6571s, −56° 47′ 09.514″

Ανακτήθηκε από "https://el.wiki.x.io/w/index.php?title=Έψιλον_Ινδού&oldid=10743218"