Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Тау¹ Эридана — Википедия
Википедия

Тау¹ Эридана

О других звёздные систем с этим обозначением Байера см. Тау Эридана.

Тау1 Эридана, (τ1 Эридана, Tau1 Eridani, τ1 Eridani, сокращ. Tau1 Eri, τ1 Eri) — звезда в северном созвездии Эридана. Звезда имеет видимую звёздную величину 4.46m[3], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе (англ. City sky).

Тау1 Эридана
Двойная звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Спектрально-двойная звезда
Прямое восхождение 02ч 45м 6,19с[1]
Склонение −18° 34′ 21,21″[1]
Расстояние 46 ± 1 св. лет (14,2 ± 0,4 пк)[2]
Видимая звёздная величина (V) 4.46[3]
Созвездие Эридан
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) +25,9[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +334,20[1] mas в год
 • склонение +37,19[1] mas в год
Параллакс (π) 70.32 ± 1.83[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +3.68[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F7V[6]
Показатель цвета
 • B−V +0.48[3]
 • U−B +0.00[3]
Физические характеристики
Масса 1,15[7] M⊙
Радиус 1,28[8] R⊙
Возраст 1,8[9] млрд. лет
Температура 6,231[10] K
Светимость 2,78[8] L⊙
Металличность −0.08 ± 0.06[10]
Вращение 28.02 км/с[11]
Элементы орбиты
Период (P) 2,62[12] лет
Эксцентриситет (e) 0.45[12]
Эпоха периастра (T) 39391.9[12]
Аргумент перицентра (ω) 180[12]
Коды в каталогах

Ba Тау1 Эридана, τ1 Эридана, Tau1 Eridani, τ1 Eridani, τ1 Eri
Fl 1 Эридана, 1 Eridani, 1 Eri
BD -19 518, HD 17206, HIC 12843, HIP 12843, HR 818, IRAS 02427-1847, PPM 211940, SAO 148584, 2MASS J02450616-1834211, GC 3318, GCRV 1558, GJ 111, LTT 1333, PLX 560, TD1 1639, TYC 5866-1050-1, UBV 2729[13]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 46,1 св. лет (14,2 пк) от Солнца[1]. Звезда наблюдается южнее 72° с. ш., то есть южнее Мурманска (68,5° с. ш.) и Рейкьявика (64° с. ш.). Лучшее время наблюдения — ноябрь[14].

Имя звездыПравить

τ1 Eridani — (латинизированный вариант лат.  Tau1 Eridani) является обозначением Байера. У звезды также имеется обозначение данное Флемстидом — 1 Eridani.

В китайской астрономии  (англ.) (рус., звезда относится к созвездию (昴宿, pinyin: Mǎo Xiù) « Волосатая голова»  (англ.) (рус. и входит в астеризм, 天苑 (Tiān Yuàn что означает «Небесные Луга» (англ. Celestial Meadows), состоящему из γ Эридана, π Эридана, δ Эридана, ε Эридана, ζ Эридана, η Эридана, π Кита, τ1 Эридана, τ2 Эридана, τ3 Эридана, τ4 Эридана, τ5 Эридана, τ6 Эридана, τ7 Эридана, τ8 Эридана и τ9 Эридана[15]. Следовательно, сама τ1 Эридана известна как 天苑九 (Tiān Yuàn jiǔ, англ. the Eighth Star of Celestial Meadows — «Восьмая звезда Небесного Луга»)[16].

Свойства звездыПравить

Спектральный класс Тау1 Эридана — F7V[6], что означает, что она несколько больше (1,28  R ⨀  [8]) и ярче Солнца (2,78  L ⨀  [8]), также это указывает на то, что звезда использует водород в своём ядре в качестве ядерного «топлива», то есть находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6 231 К[10], что придаёт ей жёлто-белый оттенок звезды F-типа.

Для того чтобы наша Земля получала примерно столько же тепла от Солнца, её надо поместить на расстоянии 1,67 а.е. (то есть практически за орбитой Марса). Причём с такого расстояния размеры Тау1 Эридана выглядели бы практически как наше Солнце с Земли — 0,41°, по сравнению с угловым диаметром нашего Солнца — 0,5°, однако, ни одной планеты у звезды пока не обнаружено[8].

Звезда имеет поверхностную гравитацию 4,34 СГС[10] или 218,8 м/с2, то есть немного меньше солнечной (274,0 м/с2). Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению с Солнцем, в то время как Тау1 Эридана имеет меньшую металличность: содержание железа в ней относительно водорода составляет 83 % от солнечного. Вращаясь с экваториальной скоростью 28,02 км/с[11] (то есть со скоростью практически в 14 раз больше солнечной), этой звезде требуется порядка 2,7 дней, чтобы совершить полный оборот, что, видимо, вызывает значительную магнитную активность. Тау1 Эридана имеет возраст 1,8 млрд. лет, что весьма немого по сравнению со сроком жизни карликов с водородным «горением», которая оценивается в 4,9 млрд. лет[9].

Тау1 Эридана показывает избыток излучения в умеренно-дальнем инфракрасном диапазоне на длинах волн 12, 25, 60 и 100 мкм, что было обнаружено Инфракрасной астрономической обсерваторией (IRAS) и опубликовано в 1993 году[17]. Это позволяет предположить, что вокруг звезды вращается холодный остаточный диск радиусом около 500 а.е.. Было также высказано предположение, что, если бы звёздная система наблюдалась на более длинных волнах, вполне вероятно, что остаточный диск имел бы радиус значительно больший, чем 500 а.е.[18]. Более поздние наблюдения космического телескопа Спитцер, опубликованные в 2004 году, не обнаружили существенного избытка инфракрасного излучения вокруг звезды в диапазоне длин волн 14−35 мкм[19].

Возможная двойственность звездыПравить

Тау1 Эридана, имеет близкого спутника, о котором ничего не известно, за исключением спектроскопически определённого орбитального периода в 958 дней[20] (орбитальный период Марса — 686,98 дней). Предполагая, что этот спутник имеет меньшую массу. Законы Кеплера показывают, что Тау1 Эридана B вращается вокруг Тау1 Эридана A на расстоянии 2 а.е.. Если Тау1 Эридана B вносит какой-либо вклад в систему Тау1 Эридана, то это значит, что Тау1 Эридана A имеет ещё меньшую светимость и массу, чем указано выше. Возможно, что Тау1 Эридана B является карликом спектрального класса K и вращается со скоростью 35,3 км/с[20].

Тау1 Эридана также имеет пояс, который состоит в основном из малых тел, то есть материала, оставшегося после формирования системы Тау1 Эридана и который может быть похож на наш собственный пояс Койпера (кольцо пыли вне орбиты Нептуна). Этот пояс может находиться на расстоянии от 50 до 100 а.е. и может указывать на какую-то планетную систему с двумя внутренними звёздами, хотя на самом деле ничего не обнаружено[9].

Само движение Тау1 Эридана, тем не менее, показывает, что звезда это посетитель из другой части Галактики, так как звезда движется с довольно большой скоростью — +26 км/с[14] относительно Солнца, что почти в два раз больше, чем у местных звёзд Галактического диска. Также это значит, что звезда удаляется от Солнца.

Ближайшее окружение звездыПравить

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[21] от системы Тау1 Эридана (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
LHS 1415 DC wd 6.72
Альфа Печи F7 V 9.66
EP Эридана K2 V 12.43
10 Тельца F8 V 17.90
Тау6 Эридана F3 V 18.74
Дельта Эридана K0e IV 19.26
CC Эридана K7e V 19.84

ПримечанияПравить

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, F. (November 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  2. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  3. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Mermilliod, J.-C. (1986), Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished), Catalogue of Eggen's UBV data (SIMBAD) 
  4. ↑  (англ.) Nordström, B.; Andersen, J.; Holmberg, J. & Jørgensen, B. R. (2004), The Geneva-Copenhagen survey of the Solar neighbourhood. Ages, metallicities, and kinematic properties of ~14000 F and G dwarfs, Publications of the Astronomical Society of Australia Т. 21 (2): 129–133, DOI 10.1071/AS04013 
  5. ↑  (англ.) Reiners, A. (January 2006), Rotation- and temperature-dependence of stellar latitudinal differential rotation, Astronomy and Astrophysics Т. 446 (1): 267–277, DOI 10.1051/0004-6361:20053911 
  6. ↑ 1 2 Abt, H. A. MK Classifications of Spectroscopic Binaries (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 180. — P. 117—118. — doi:10.1088/0067-0049/180/1/117. — Bibcode: 2009ApJS..180..117A.
  7. ↑  (англ.) Tokovinin, Andrei; Hartung, Markus; Hayward, Thomas L. & Makarov, Valeri V. (July 2012), Revealing Companions to Nearby Stars with Astrometric Acceleration, The Astronomical Journal Т. 144 (1): 10, 7, DOI 10.1088/0004-6256/144/1/7 
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Tau(1) Eridani (англ.). Internet Stellar Database. Архивировано 18 февраля 2019 года.
  9. ↑ 1 2 3  (англ.) Kaler, James B., TAU-1 ERI, University of Illinois, <http://stars.astro.illinois.edu/sow/tau1eri.html>. Проверено 27 сентября 2007.  Архивная копия от 19 сентября 2020 на Wayback Machine
  10. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Allende Prieto, C.; Barklem, P. S.; Lambert, D. L. & Cunha, K. (June 2004), S4N: A spectroscopic survey of stars in the solar neighborhood. The Nearest 15 pc, Astronomy and Astrophysics Т. 420: 183–205, DOI 10.1051/0004-6361:20035801  Vizier catalog entry Архивная копия от 12 июля 2018 на Wayback Machine
  11. ↑ 1 2  (англ.) Martínez-Arnáiz, R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. (September 2010), Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter, Astronomy and Astrophysics Т. 520: A79, doi:10.1051/0004-6361/200913725, <http://eprints.ucm.es/37826/1/davidmontes17libre.pdf>  Архивная копия от 22 сентября 2017 на Wayback Machine
  12. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Batten, A. H.; Fletcher, J. M. & Mann, P. J. (1978), Seventh catalogue of the orbital elements of spectroscopic binary systems, Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria Т. 15: 121–295;150–151 
  13. ↑  (англ.) * tau01 Eri -- Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=tau01+Eri>. Проверено 27 января 2019.  Архивная копия от 18 февраля 2019 на Wayback Machine
  14. ↑ 1 2 HR 818  (рус.). Каталог ярких звезд. Дата обращения: 17 февраля 2019. Архивировано 18 февраля 2019 года.
  15. ↑  (кит.) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  16. ↑  (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日 Архивная копия от 15 апреля 2012 на Wayback Machine
  17. ↑  (англ.) Backman, Dana E & Francesco, Paresce (1993), Main-sequence stars with circumstellar solid material - The VEGA phenomenon, Protostars and planets III (A93-42937 17-90): 1253–1304 
  18. ↑ Weintraub, D. A.; Stern, S. A. A reinterpretation of millimeter observations of nearby IRAS excess stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 108. — P. 701. — doi:10.1086/117107. — Bibcode: 1994AJ....108..701W.
  19. ↑ Jura, M.; Chen, C. H.; Furlan, E.; Green, J.; Sargent, B.; Forrest, W. J.; Watson, D. M.; Barry, D. J.; Hall, P.; Herter, T. L.; Houck, J. R.; 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, P. C. Mid‐Infrared Spectra of Dust Debris around Main‐Sequence Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2004. — Vol. 154. — P. 453—457. — doi:10.1086/422975. — Bibcode: 2004ApJS..154..453J. — arXiv:astro-ph/0405632.
  20. ↑ 1 2 t1Eridani (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 17 февраля 2019. Архивировано 18 февраля 2019 года.
  21. ↑ Stars within 20 light-years of Tau(1) Eridani: (англ.). Internet Stellar Database.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Тау¹_Эридана&oldid=124794738