40 Eridani

40 Eridani Dane obserwacyjne
( epoka J2000.0 )
Rektascensja 04 godz.  15 m  16,320 s / 21,786 s
Deklinacja −07 ° 39 ′ 10,34 ″ /29,22 ″
Konstelacja Eridan
Pozorna wielkość 4,43 / 9,52 / 11,17

Lokalizacja w gwiazdozbiorze: Eridan

(Zobacz sytuację w konstelacji: Eridan) Eridanus IAU.svg
Charakterystyka
Typ widmowy K1V / DA4 / M4.5eV
Indeks UB 0,45 / -0,68 / 0,83
Indeks BV 0,82 / 0,03 / 1,67
Astrometria
Paralaksa 198,26 ± 0,84  mas
Dystans 16,45 ± 0,07  al
(5,04 ± 0,02  szt. )
Absolutna wielkość 5,92 / 11,01 / 12,66
Charakterystyka fizyczna
Masa 0,84 / 0,50 / 0,20  M ☉
Promień 0,81 / 0,014 / 0,31  R ☉
Jasność 0,4 / 0,013 / 0,008  L ☉
Temperatura 5200 / 16,500 / 3100  K.

Inne oznaczenia

ο 2  Eri , 40 Eri ( Flamsteed ) ADS 3093 , CCDM  J04153 -0739, GCTP  945, GJ  166
40 Eri A  : Keid, BD- 07 780, HD 26965 , HR 1325 , HIP  19849, LHS 23 , LTT  1907, SAO  131063
40 Eri B  : BD -07 781, G  160-060, HD 26976 , LHS 24 , LTT  1908, SAO  131065
40 Eri C  : DY Eri LHS 25 , LTT  1909

40 Eridani ( 40 Eri ) lub Omicron 2 Eridani ( ο 2 Eri ) to system trzech gwiazd znajdujących się o 16,5  lat świetlnych od Ziemi w konstelacji z Eridanus .

Struktura systemu

40 Eridani A, pomarańczowy karzeł

Głównym gwiazda systemu, 40 Eridani , jest pomarańczowy karzeł , nieco mniejsza od Słońca i łatwo widoczne gołym okiem .

Właściwa nazwa Keida , tradycyjnie przypisywana tej gwieździe, została sformalizowana przez Międzynarodową Unię Astronomiczną dnia12 września 2016 r.

40 Eridani B, biały karzeł i 40 Eridani C, czerwony karzeł

40 Eridani B to biały karzeł, a 40 Eridani C to czerwony karzeł . Te dwie gwiazdy znajdują się 400 jednostek astronomicznych od pierwszej gwiazdy.

40 Eridani B jest pierwszym odkrytym białym karłem. 40 eridani B i C, para została odkryta przez William Herschla na31 stycznia 1783 ; została ponownie zaobserwowana przez Friedricha Georga Wilhelma von Struve w 1825 r. i Otto Wilhelma von Struve w 1851 r. W 1910 r. Henry Norris Russell , Edward Charles Pickering i Williamina Fleming odkryli, że chociaż była słabą gwiazdą, 40 Eridani B była gwiazdą typ widmowy A lub nawet biały. W 1939 roku Russell wspomina odkrycie:

„Odwiedzałem mojego przyjaciela i hojnego dobroczyńcę, profesora Edwarda C. Pickeringa. Ze swoją charakterystyczną życzliwością zgłosił się na ochotnika do obserwowania widm wszystkich gwiazd, w tym gwiazd odniesienia, które zaobserwowano podczas badań paralaksy gwiazd, które Hinks i ja przeprowadziliśmy w Cambridge, a ja rozmawiałem. Ta pozorna rutynowa praca okazała się bardzo owocna: doprowadziła do odkrycia, że ​​wszystkie gwiazdy o bardzo małej wielkości absolutnej były typu widmowego M.Rozmawiając na ten temat (o ile pamiętam), zapytałem Pickeringa o kilka innych słabszych gwiazd, które nie było na mojej liście, wymieniając w szczególności 40 eridani B . W charakterystyczny dla siebie sposób przekazał notatkę do biura Obserwatorium i wkrótce nadeszła odpowiedź (myślę o M me Fleming), że widmo tej gwiazdy jest typu A.Dość już wiedziałem nawet w tych czasach paleozoiku, natychmiastowego uświadomienia sobie, że istnieje skrajna niespójność między tym, co moglibyśmy wtedy nazwać „możliwymi” wartościami połysku powierzchni i gęstości. Musiałem pokazać, że byłem nie tylko zdziwiony, ale i rozczarowany tym wyjątkiem od tego, co wydawało się dość elegancką zasadą charakteryzacji gwiazd; ale Pickering uśmiechnął się do mnie i powiedział: „To tylko te wyjątki zapewniają postęp w naszej wiedzy”, więc białe karły wkroczyły do ​​królestwa nauki! "

Widmowy typu od 40 eridani został oficjalnie opisany w 1914 roku przez Waltera Adams .

Biały karzeł, taki jak 40 Eridani B, zawiera masę porównywalną z masą Słońca w objętości, która jest zazwyczaj miliony razy mniejsza niż Słońce; średnia gęstość białego karła musi więc być w przybliżeniu milion razy większa niż średnia gęstość Słońca, czyli około 1 tony na centymetr sześcienny . Białe karły składają się z jednego z najgęstszych znanych materiałów, przewyższającym jedynie inne zwarte gwiazdy ( gwiazdy neutronowe i hipotetyczne kwarki ) oraz czarne dziury , o ile możemy mówić o „gęstości” tej ostatniej.

Jeśli biały karzeł pochodzi przynajmniej z układu podwójnego , jak w przypadku 40 Eridani B lub Syriusza B , innego białego karła, można oszacować jego masę na podstawie obserwacji odpowiednich orbit dwóch ciał składowych układu. Ponieważ ciała gorące promieniują więcej niż ciała zimne, jasność powierzchni gwiazdy można oszacować na podstawie jej efektywnej temperatury powierzchni , a tym samym na podstawie kształtu jej widma . Znając odległość do gwiazdy, można oszacować jej całkowitą jasność. Porównanie tych dwóch wartości pozwala obliczyć promień gwiazdy. Ten rodzaj promieniowania doprowadził do uświadomienia sobie, ku wielkiemu zdziwieniu ówczesnych astronomów, że 40 Eridani B i Syriusz B muszą być bardzo gęste. Na przykład, kiedy Ernst Öpik oszacował w 1916 r. Gęstość pewnej liczby wizualnych gwiazd podwójnych, odkrył, że 40 Eridani B ma gęstość większą niż 25 000 razy gęstość Słońca, tak dużą, że uznał to za „niemożliwe”. .

Możliwość życia

40 Eridani zamieszkania strefa znajduje się 0,63 jednostek astronomicznych z dala od niego. Gdyby planeta znajdowała się w tej przestrzeni, pozwoliłoby wodzie istnieć w postaci płynnej, a pozostałe dwie gwiazdy, widoczne na planecie w nocy, byłyby zbyt daleko, aby przyćmić ciemność. Zgodnie z trzecim prawem Keplera długość roku na takiej planecie wynosiłaby około 190 ziemskich dni.

W świecie science fiction Star Trek ta (hipotetyczna) planeta nazywa się Vulcan .

Znajdowanie planet

40 Eridani A zajęło dziesiąte miejsce w kolejności według ważności wśród 100 gwiazd uwzględnionych w projekcie Terrestrial Planet Finder of NASA (anulowanym w 2011 r.), Który miał na celu wykrycie i badanie planet ziemskich .

Bibliografia

Uwagi i odniesienia

  1. (in) * omi02 Eri - Flare Star w bazie danych Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center .
  2. (in) * omi02 Eri B - White Dwarf w bazie danych Sinbad the Strasbourg Astronomical Data Center .
  3. (w) * omi02 Eri C - erupcyjny Gwiazda zmienna w bazie danych Sinbad Strasbourg Astronomical Data Center .
  4. Katalog IAU nazw gwiazd http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt
  5. (w) William Herschel , „  Catalog of Double Stars  ” , Philosophical Transactions of the Royal Society of London , vol.  75,1785, s.  40–126 ( czytaj online ).
  6. (w) WH van den Bos , „  The orbit and the mass of 40 Eridani BC  ” , Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands , t.  3, n O  98,Lipiec 1926, s.  128–132 ( czytaj online ).
  7. (w :) WD Heintz , „  Astrometric study of four visual binaries  ” , The Astronomical Journal , University of Chicago , Vol.  79, n o  7,Lipiec 1974, s.  819–825 ( czytaj online ).
  8. (w) JB Holberg , „  How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs  ” , Bulletin of the American Astronomical Society , American Astronomical Society Meeting 207, vol.  37,grudzień 2005, s.  1503 ( podsumowanie ).
  9. (w) Evry Schatzman , White Dwarfs , Amsterdam, Holandia Północna,1958.
  10. (w) Walter S. Adams , "  Gwiazda typu A o bardzo niskiej jasności  " , Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , t.  26, n o  155,Październik 1914, s.  198 ( czytaj online ).
  11. (w) Jennifer Johnson , Extreme Stars: White Dwarfs and Neutron Stars: Lecture notes, Astronomy 162 , Columbus, Ohio (USA), Ohio State University ( czytaj online )
  12. (w) Fredrik Sandin "  Egzotyczne fazy materii w kompaktowych gwiazdach  " , praca licencjacka na Luleå University of Technology ,Maj 2005(dostęp 4 października 2009 )
  13. (w) E. Öpik , „  The Densities of Visual Binary Stars  ” , The Astrophysical Journal , vol.  44,Grudzień 1916, s.  292–302 ( DOI  10.1086 / 142296 , czytaj online ).
  14. (w) Martin Harwit, W poszukiwaniu prawdziwego wszechświata: narzędzia, kształtowanie i koszt myśli kosmologicznej , Cambridge University Press ,2013, 456,  str. ( czytaj online ) , s.  38

Linki zewnętrzne