Epsilon Indiana

Epsilon Indiana ( ε Ind / ε Indi) este o singură stea aproape de Soare cu doi însoțitori superplanetari. Este situat la o distanță de 11,73 ani lumină de Pământ. Vizibil în emisfera sudică .

Caracteristici

Epsilon Indiana

Steaua principală a sistemului ( ε Ind) are un tip spectral de K5Ve și emite lumină de 7 ori mai puțină decât Soarele. Masa - 0,75 mase solare . Are o culoare portocalie, temperatura suprafeței este de 4620 K. Se referă la pitici portocalii . Metalicitatea sa este apropiată de cea a Soarelui, ceea ce servește ca un indiciu indirect al posibilității existenței unor planete asemănătoare Pământului în sistem. Giada Arney de la Centrul de Zbor Spațial Goddard al NASA , care a studiat piticii portocalii de tip K, consideră stelele Epsilon Indus, HD 156026 (36 Ophiuchus C), 61 Cygni AB și Groombridge 1618 drept ținte excelente pentru viitoarele căutări de semnături biologice , ca fiind biomarker oxigen-metan mai pronunțat pe orbita piticilor portocalii decât piticilor galbeni precum Soarele (deoarece spectrul piticilor portocalii mai reci are mai puțină lumină ultravioletă, ceea ce contribuie la oxidarea metanului de către oxigen) [11] .

Epsilon Injun b și Epsilon Indi c

În ianuarie 2003, o pitică brună ε Indus b a fost descoperită prin observarea directă a lui ε Indus A , orbitând în jurul piticii portocalii cu o rază de 1460 UA. [12] . În august 2003, s-a descoperit că această pitică brună este un sistem binar optic apropiat sub forma unei superplanete duble constând dintr-o pitică brună T1V timpurie ( ε Ind b ) și o pitică maro T6V târzie ( ε Ind c ) [13] . Sunt niște pitici/superplanete maro relativ reci cu linii moleculare de metan în spectru. Distanța dintre componente este de 0,6 secunde de arc (aproximativ 2,5 AU ) [14] . Epsilon Indi b are o masă de 47 ± 10 mase Jupiter, în timp ce Epsilon Indi c are 28 ± 7 mase Jupiter. La momentul descoperirii (2003) acestea erau cele mai apropiate pitice brune cunoscute [14] .

Posibilă planetă în jurul lui Epsilon Indi

De asemenea, s-a descoperit că ε Indus are o deplasare radială a vitezei care nu poate fi explicată prin influența unei perechi cunoscute de pitice maro. Dacă este cauzată de planeta Epsilon Indus d , atunci masa sa trebuie să fie mai mare decât masa lui Jupiter , semi-axa majoră a orbitei trebuie să fie mai mare de 8,57 UA. , iar perioada orbitală depășește 30 de ani [15] .

Fapte interesante

• Se crede că în vecinătatea sistemului solar aceasta este una dintre cele trei stele (împreună cu Tau Ceti și Epsilon Eridani ), cea mai asemănătoare ca caracteristici cu Soarele , în legătură cu care sistemul său planetar poate servi drept loc unde viața (și chiar inteligența) a luat naștere. Epsilon Indus este un subiect clasic al programelor CETI și SETI și este adesea prezentat ca un sistem locuibil în science fiction .
• Epsilon Indus se află pe locul trei (după 61 Cygnus și Groombridge 1830 ) în ceea ce privește viteza propriei mișcări între toate stelele vizibile de pe Pământ cu ochiul liber.
• Soarele din sistemul Epsilon Indus este văzut ca o stea de magnitudinea a doua în constelația Ursa Mică .

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la 10 ani lumină de sistemul ε Indi:

Cultura indiană Epsilon

Steaua Epsilon Indiana (mai exact, pe planeta care orbitează pe orbită „opt” în jurul piticilor ε Ind b și ε Ind c ) are o colonie de pământeni în romanul lui Alex Rozov „Neanderthal Tomahawk în Astroarheologie”, adiacent so. -a sunat. Ciclul „meganezian” [16] . Încă două colonii, în jurul planetelor sistemului ε Ind , au murit la scurt timp după aterizare.

În seria de jocuri și cărți pe calculator Halo , sistemul indian Epsilon a găzduit o colonie agricolă subdezvoltată numită Harvest („recolta”). Acolo a avut loc prima întâlnire cu extratereștri ostili ( Legământul ), cu care a început războiul.

Vezi și

• Lista stelelor din apropiere
• Lista piticelor brune

Note

1. ↑ King R. R., McCaughrean M. J., Homeier D. , Allard F., R.-D. Scholz, Lodieu N. $\mathsf{\varepsilon}$ Indi Ba, Bb: un studiu detaliat al celor mai apropiate pitice brune cunoscute  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2010. - Vol. 510.-P. A99. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200912981 - arXiv:0911.3143
2. ↑ Dupuy T. J. , Liu M. C. Individual Dynamical Masses of Ultracool Dwarfs  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 2017. - Vol. 231, Iss. 2. - P. 15. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.3847/1538-4365/AA5E4C - arXiv:1703.05775
3. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
4. ↑ Torres C. A. O., Quast G. R., Silva L. d., Reza R. d. l., Melo C. H. F., Sterzik M. Căutare asociații care conțin stele tinere (SACY)  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2006. - Vol. 460, Iss. 3. - P. 695-708. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20065602 - arXiv:astro-ph/0609258
5. ↑ Eggen O. J. Vectori de viteză spațială pentru 3483 de stele cu mișcare adecvată și viteză radială  // Royal Observatory Bulletin - 1962. - Vol . 51. - P. 79.
6. ↑ Buscombe W. Spectral classification of Southern fundamental stars - 1962. - V. 4. - P. 1.
7. ↑ 1 2 3 4 Soto M. G., Jenkins J. S. Spectroscopic Parameters and atmospheric ChemIstriEs of Stars (SPECIE) I. Descrierea codului și catalogul stelelor pitice  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2018. - Vol. 615.—P. 76–76. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201731533 - arXiv:1801.09698
8. ↑ Sousa S. G. , Santos N. C. , Primarul M. , Udry S. , Israelian G., Casagrande L. , Pepe F. , MJPFG Monteiro , Queloz D. Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] și frecvența exo-Neptunelor  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2008. - Vol. 487, Iss. 1. - P. 373-381. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200809698 - arXiv:0805.4826
9. ↑ Adibekyan V. Z., Sousa S. G., Santos N. C. , Mena E. D. , Hernández J. I. G., Israelian G., Primar M. , Khachatryan G. Chemical abundances of 1111 FGK stars from the HARPS GTO planet search program. Populații stelare galactice și planete  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2012. - Vol. 545.—P. 32–32. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201219401 - arXiv:1207.2388
10. ↑ Mena E. D. , Lis S. B., Adibekyan V. Z., Sousa S. G. , Figueira P. , Hernández J. I. G., Santos N. C. , Israelian G. Li abundances in F stars: planets, rotation, and Galactic evolution  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2015. - Vol. 576.—P. 69–69. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201425433 - arXiv:1412.4618
11. ↑ Giada N. Arney . Avantajul K Dwarf pentru biosemnăturile de pe exoplanete cu imagini direct , 6 martie 2019
12. ↑ Scholz R.-D., McCaughrean MJ, Lodieu N., Kuhlbrodt B. ε Indi B: A new benchmark T dwarf // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 398 , iss. 3 . - P.L29-L33 . - doi : 10.1051/0004-6361:20021847 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0212487 . 
13. ↑ Volk K., Blum R., Walker G., Puxley P. epsilon Indi B  //  International Astronomical Union Circular. - 2003. - Nr. 8188 (Pozul 2) . — Cod biblic .
14. ↑ 1 2 Smith VV și colab. Spectroscopie în infraroșu de înaltă rezoluție a piticului brun ε Indi Ba  (engleză)  // Astrophys.J .. - 2003. - Vol. 599 , iss. 2 . - P.L107-L110 . - doi : 10.1086/381248 . - Cod biblic . — arXiv : astro-ph/0311237 .
15. ↑ Zechmeister M. și colab. Programul de căutare a planetei la ESO CES și HARPS. IV. Căutarea analogilor lui Jupiter în jurul stelelor asemănătoare solare  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 2013. - Vol. 552 . — P. A78 . - doi : 10.1051/0004-6361/201116551 . - Cod biblic . - arXiv : 1211.7263 .
16. ↑ Tomahawk de Neanderthal în astroarheologie