Έψιλον Ηριδανού

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση
ε Ηριδανού
Αστερισμός: Ηριδανός
Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): α = 3h:32m:56s ,
δ = -9°.27΄.30΄΄
Φαινόμενο μέγεθος: 3,74
Φασματικός τύπος: K2 V
Απόσταση από τη Γη: 10,489 ± 0,005 έτη φωτός

Ο έψιλον (ε) Ηριδανού (Epsilon Eridani, ε Eri) είναι αστέρας στον νότιο αστερισμό Ηριδανό, σε γωνιακή απόσταση περίπου 10 μοιρών από τον ουράνιο ισημερινό, πράγμα που επιτρέπει την παρατήρησή του από όλη σχεδόν την επιφάνεια της Γης. Σε απόσταση από τη Γη μόλις 10,5 έτη φωτός, είναι το τρίτο κοντινότερο άστρο ή αστρικό σύστημα που είναι ορατό με γυμνό μάτι (μετά τον α Κενταύρου και τον Σείριο), παρότι δεν είναι από τα φωτεινότερα όπως φαίνεται στους γήινους ουρανούς, με φαινόμενο μέγεθος +3,74. Πιθανότατα έχει έναν πλανήτη που περιφέρεται γύρω του. Η ηλικία του εκτιμάται σε λιγότερο από 1 δισεκατομμύριο έτη και για αυτό εμφανίζει υψηλότερα επίπεδα μαγνητικής δραστηριότητας από τον σημερινό Ήλιο, με αστρικό άνεμο 30 φορές ισχυρότερο. Η περίοδος περιστροφής του είναι 11,2 ημέρες στον ισημερινό του. Ο ε Ηριδανού είναι μικρότερος σε διαστάσεις αστέρας και έχει μικρότερη μάζα και επιφανειακή θερμοκρασία από τον Ήλιο. Αποτελεί αστέρα της Κύριας Ακολουθίας και έχει φασματικό τύπο K2, που αντιστοιχεί σε ενεργό επιφανειακή θερμοκρασία περίπου 5300 βαθμών C και πορτοκαλί απόχρωση.

Η κίνηση του ε Ηριδανού κατά μήκος της γραμμής που τον ενώνει με τη Γη, γνωστή ως ακτινική ταχύτητα, έχει παρατηρηθεί συστηματικά για πάνω από 20 χρόνια. Περιοδικές μεταβολές στα σχετικά δεδομένα παρέχουν ενδείξεις για την ύπαρξη ενός γιγάντιου πλανήτη που περιφέρεται περί το ε Ηριδανού, κάτι που τον καθιστά ένα από κοντινότερα σε εμάς άστρα με υποψήφιο εξωηλιακό πλανήτη[1]. Οι ενδείξεις αυτές ανακοινώθηκαν επίσημα το 2000 από μία ομάδα αστρονόμων υπό τον Artie P. Hatzes[1]. Τα σημερινά δεδομένα υποδεικνύουν ότι, εάν αυτός ο πλανήτης υπάρχει, απέχει μία μέση απόσταση 3,4 αστρονομικές μονάδες (AU) από τον ε Ηριδανού και χρειάζεται 7 περίπου γήινα έτη για να εκτελέσει μία πλήρη περιφορά γύρω από αυτόν. Παρότι η ανακάλυψη αυτή είναι αμφισβητούμενη ως ευρισκόμενη στο όριο για ανίχνευση, πολλοί αστρονόμοι σήμερα θεωρούν ότι η ύπαρξη του πλανήτη, γνωστού ως ε Eri b, είναι βέβαιη.

Το σύστημα του ε Ηριδανού περιλαμβάνει δύο ζώνες βραχωδών αστεροειδών: μία σε απόσταση περίπου 3 AU από τον αστέρα και μία δεύτερη στις περίπου 20 AU. Η δομή τους μπορεί να διατηρείται από τη βαρύτητα ενός υποθετικού δεύτερου πλανήτη, του ε Eri c[2]. Ο ε Ηριδανού διαθέτει επίσης έναν εκτεταμένο εξωτερικό δίσκο από συντρίμματα που παρέμειναν μετά τον σχηματισμό του συστήματος[3].

Ο ε Ηριδανού ίσως αποτελεί μέλος της Κινούμενης Ομάδας της Μεγάλης Άρκτου, με κοινή προέλευση με τα υπόλοιπα μέλη σε ένα παλαιότερο ανοικτό σμήνος. Ο κοντινότερος σε αυτόν αστέρας, το διπλό σύστημα Luyten 726-8, τον πλησιάζει και θα περάσει από μία ελάχιστη απόσταση 0,93 έτους φωτός από τον ε Ηριδανού μετά από περίπου 31.500 έτη[4]. Ως ένας από τους κοντινότερους παρόμοιους με τον `Ήλιο αστέρες, ο ε Ηριδανού υπήρξε εδώ και δεκαετίες στόχος ερευνών για εξωγήινη νοημοσύνη (SETI), ενώ εμφανίζεται και σε ιστορίες επιστημονικής φαντασίας[5].

Ιστορία παρατηρήσεων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πριν το τηλεσκόπιο[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Επάνω, το βόρειο μέρος του αστερισμού Ηριδανού δίνεται με πράσινο, ενώ οι μπλε γραμμές δίνουν το περίγραμμα του Ωρίωνος. Κάτω, μία μεγεθυσμένη εικόνα της περιοχής στο λευκό κουτί δείχνει τον ε Ηριδανού στο σημείο όπου θα τέμνονταν οι δύο γραμμές.

Ο έψιλον Ηριδανού είναι γνωστός στους αστρονόμους τουλάχιστον από τον 2ο αιώνα μ.Χ., όταν καταλογογραφήθηκε από τον Πτολεμαίο, έναν `Ελληνα αστρονόμο από την Αλεξάνδρεια, στον κατάλογό του με πάνω από χίλιους αστέρες που συνιστά το έβδομο και το όγδοο βιβλίο της Αλμαγέστης. Ο Ηριδανός, ονομαζόμενος από τον Πτολεμαίο απλώς «Ποταμός», είναι ο ένατος αστερισμός στο όγδοο βιβλίο και ο έψιλον ο 13ος αστέρας του στη σειρά του καταλόγου, με την ονομασία «ο των δ προηγούμενος» (όπου δ ο αριθμός 4), δηλαδή ο προπορευόμενος από τους 4. Οι 4 αυτοί αστέρες είναι οι σήμερα γνωστοί ως γ, π, δ και ε. Ο ε είναι ο δυτικότερος όλων και επομένως ο προπορευόμενος κατά τη φαινομενική κίνηση από την ανατολή προς τη δύση. Το μέγεθος που αποδίδει ο Πτολεμαίος στον ε Ηριδανού ήταν 3.

Στη συνέχεια ο ε Ηριδανού περιλήφθηκε σε καταλόγους ισλαμικών αστρονομικών πραγματειών, που βασίζονταν στον πτολεμαϊκό: στο «Βιβλίο των απλανών» του Αλ Σούφι, έργο του 964, στον «Κανόνα Mas'ud» του Αλ Μπιρούνι (1030 μ.Χ.) και στο «Zij-i Sultani» του Ούλουγκ Μπεγκ (1437). Ο Αλ Σούφι δίνει μέγεθος 3 για τον ε Ηριδανού, ενώ ο Αλ Μπιρούνι αντιγράφει λανθασμένα 4. Ο Ούλουγκ Μπεγκ εκτέλεσε νέες μετρήσεις της θέσεως του ε Ηριδανού στον ουρανό από το αστεροσκοπείο του στη Σαμαρκάνδη.

Το 1598 ο ε Ηριδανού περιλήφθηκε στον αστρικό κατάλογο του Τύχωνος, που επανεκδόθηκε το 1627 από τον Κέπλερ ως τμήμα των Ροδόλφειων Πινάκων του. Εδώ ο αριθμός καταλόγου του ε Ηριδανού στον αστερισμό είναι ο 10 και συνοδεύεται από την περιγραφή "Quae omnes quatuor antecedit", δηλ.«ο προπορευόμενος όλων των 4», όπως ακριβώς στον Πτολεμαίο, και με το ίδιο μέγεθος, 3.

Το πεζό ελληνικό γράμμα έψιλον δόθηκε στον ε Ηριδανού το 1603 από την Ουρανομετρία του Γερμανού χαρτογράφου των ουρανών Γιόχαν Μπάγερ. Ο κατάλογος αυτός απέδωσε πεζά γράμματα του ελληνικού αλφαβήτου σε ομάδες αστέρων σχετικώς φωτεινών σε κάθε αστερισμό, αρχίζοντας με το α για τους φωτεινότερους. Ωστόσο, ο Μπάγερ δεν επεχείρησε να κατατάξει συστηματικά τους αστέρες σύμφωνα με τη φωτεινότητά τους, κι έτσι ο ε Ηριδανού φέρει το πέμπτο γράμμα του αλφαβήτου, αλλά είναι μόλις ο δέκατος σε φωτεινότητα αστέρας στον Ηριδανό[6].

Εκτός από το γράμμα ε, ο Μπάγερ έδωσε στον αστέρα τον αύξοντα αριθμό 13 (τον ίδιο με τον Πτολεμαίο, όπως και για άλλους αστέρες), αλλά και τον χαρακτηρισμό Decima septima (= ο 17ος). "The seventeenth". Αυτό επειδή ο Μπάγερ μέτρησε 21 αστέρες στο βόρειο μέρος του Ηριδανού κατά μήκος του ποταμού από τα ανατολικά προς τα δυτικά, από τον πρώτο (β) μέχρι τον 21 (σ) και ο ε ήταν ο δέκατος έβδομος.

Στην εποχή του τηλεσκοπίου[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το 1690 ο ε Ηριδανού περιλήφθηκε στον αστρικό κατάλογο του Εβέλιου. Εδώ ο αύξοντας αριθμός του στον αστερισμό του ήταν ο 14, αλλά με τον χαρακτηρισμό Tertia («ο τρίτος»)

Ο αστρικός κατάλογος του Τζον Φλάμστηντ (1712) έδωσε στον ε τον «αριθμό Φλάμστηντ» 18 Ηριδανού. Ο ε περιέχεται και στον κατάλογο του Τζέιμς Μπράντλεϋ, καθώς και σε αυτόν του Νικολά Λουί ντε Λακάιγ των 398 κύριων αστέρων (Astronomiæ Fundamenta, Παρίσι 1757). Στην έκδοση του τελευταίου από τον Baily το 1831 ο ε Ηριδανού φέρει τον αριθμό 50, αλλά το μέγεθός του δίνεται ακόμα ως «3».

Το 1801 ο ε Ηριδανού περιλήφθηκε στην Histoire Céleste Française, κατάλογο περίπου 50.000 αστέρων από τον Ζερόμ Λαλάντ, βασισμένο στις παρατηρήσεις του των ετών 1791—1800, στον οποίο οι παρατηρήσεις δίνονται κατά χρονολογική σειρά. Αυτός ο κατάλογος περιλαμβάνει τρεις παρατηρήσεις του ε Ηριδανού: 17 Σεπτεμβρίου 1796 (σελ. 246), 3 Δεκεμβρίου 1796 (σελ. 248) και 13 Νοεμβρίου 1797 (σελ. 307). Στην έκδοση του 1847 οι αστέρες αριθμούνται κατά σειρά ορθής αναφοράς. Επειδή κάθε παρατήρηση ενός αστέρα αριθμήθηκε και ο ε παρατηρήθηκε τρεις φορές, φέρει τρεις αριθμούς: 6581, 6582 και 6583. (Σήμερα οι αριθμοί του καταλόγου αυτού χρησιμοποιούνται με το πρόθεμα «Lalande», ή «Lal».) Το μέγεθος συνεχίζει να δίνεται ως 3 («τρίτο»).

Επίσης το 1801 ο ε Ηριδανού περιλήφθηκε στον κατάλογο του Γιόχαν Μπόντε, όπου περί τα 17.000 άστρα ταξινομούνται σε 102 αστερισμούς και αριθμούνται: ο ε πήρε τον αριθμό 159 στον αστερισμό Ηριδανό. Ο κατάλογος του Μπόντε βασίσθηκε σε παρατηρήσεις διάφορων αστρονόμων, μεταξύ των οποίων και του ίδιου του Μπόντε, αλλά κυρίως των Λαλάντ και Λακάιγ (για τον νότιο ουρανό), και ένας παρατηρητής για τον ε ήταν ο Λαλάντ.

Το 1814 ο Τζιουζέπε Πιάτσι δημοσίευσε τη δεύτερη έκδοση του αστρικού καταλόγου του, όπου πάνω από 7000 αστέρες ταξινομούνται σε 24 ώρες. Ο ε Ηριδανού είναι ο υπ' αριθμό 89 στην ώρα 3. Ο Πιάτσι του αποδίδει μέγεθος 4.

Τέλος, το 1918 ο ε Ηριδανού περιλήφθηκε στον Κατάλογο Χένρυ Ντρέιπερ με τα διακριτικά HD 22049 και μία προκαταρκτική φασματική ταξινόμηση ως K0[7].

Ανακάλυψη της εγγύτητας προς τη Γη[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Με βάση παρατηρήσεις των ετών 1800 ως 1880, ο ε Ηριδανού βρέθηκε να έχει μεγάλη ιδία κίνηση, περίπου 3΄΄ ανά έτος[8]. Αυτή η κίνηση ήταν μία ένδειξη ότι ο αστέρας βρισκόταν σχετικώς κοντά μας, κάτι που τον καθιστούσε ενδιαφέροντα υποψήφιο για μετρήσεις της ηλιοκεντρικής παραλλάξεώς του. Από το 1881 ως το 1883 ο Αμερικανός αστρονόμος Γουίλιαμ Λ. `Ελκιν χρησιμοποίησε ένα ηλιόμετρο στο αστεροσκοπείο στο Ακρωτήριο της Καλής Ελπίδας, στη Νότιο Αφρική, για να συγκρίνει με ακρίβεια τη θέση του ε με τη θέση δύο γειτονικών άστρων. Προέκυψε έτσι μία παράλλαξη 0,14 ± 0,02 δευτερόλεπτο της μοίρας[9][10]. Ως το 1917, παρατηρητές είχαν διορθώσει την τιμή αυτή σε 0,317[11],ενώ η σύγχρονη τιμή είναι 0,3109 δευτερόλεπτο της μοίρας, που αντιστοιχεί σε απόσταση 10,5 ετών φωτός περίπου[12].

Περιαστρικές ανακαλύψεις[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Βασιζόμενος σε ανεξήγητες μικρομεταβολές στη θέση του ε Ηριδανού μεταξύ του 1938 και του 1972, ο Πίτερ βαν ντε Καμπ πρότεινε ότι ένας αόρατος συνοδός με περίοδο περιφοράς 25 έτη προκαλούσε βαρυτικές διαταραχές στη θέση του αστέρα[13]. Ο ισχυρισμός αυτός καταρρίφθηκε το 1993 από τον Γερμανό αστρονόμο Wulff-Dieter Heintz και οι ψευδείς μικρομεταβολές στη θέση αποδόθηκαν σε συστηματικό σφάλμα στις φωτογραφικές πλάκες[14].

Το διαστημικό τηλεσκόπιο IRAS ανίχνευσε υπέρθρη ακτινοβολία από πολλούς αστέρες στη γειτονιά του Ηλίου[15]. Το 1985 ανακοινώθηκε η περίσσεια εκπομπών στο υπέρυθρο κοντά στον ε Ηριδανού, κάτι που πιθανότατα προερχόταν από ένα δίσκο λεπτής κοσμικής σκόνης που περιφερόταν γύρω από τον ε Ηριδανού[16]. Αυτός ο περιαστρικός δίσκος συντριμμάτων έχει από τότε μελετηθεί πολύ. Ενδείξεις για ένα πλανητικό σύστημα ανακαλύφθηκαν το 1998 ως ασυμμετρίες σε αυτό τον δίσκο-δακτύλιο σκόνης. Αυτές οι πυκνότερες συγκεντρώσεις σκόνης μπορούσαν να ερμηνευθούν από βαρυτικές αλληλεπιδράσεις με έναν πλανήτη που θα περιφερόταν μόλις μέσα από τον δακτύλιο σκόνης[17].

Από το 1980 ως το 2000 μία ομάδα αστρονόμων υπό τον Artie P. Hatzes έκανε μετρήσεις της ακτινικής ταχύτητας του ε Ηριδανού, που ανίχνευσαν το βαρυτικό αποτέλεσμα ενός πλανήτη με περίοδο περιφοράς 7 περίπου ετών[1]. Παρότι υπάρχουν υψηλά επίπεδα τυχαίων διακυμάνσεων στα δεδομένα ακτινικής ταχύτητας εξαιτίας της μαγνητικής δραστηριότητας στη φωτόσφαιρα του αστέρα[18], η οποιαδήποτε περιοδικότητα που αυτή η δραστηριότητα θα προκαλούσε έπρεπε να παρουσίαζε ισχυρή συσχέτιση με μεταβολές στις γραμμές εκπομπής του ιονισμένου ασβεστίου (Ca II H και K). Επειδή δεν ανακαλύφθηκε τέτοια συσχέτιση, η ύπαρξη πλανήτη θεωρήθηκε η πιθανότερη αιτία[19]. Αυτή η ανακάλυψη υποστηρίχθηκε επιπλέον από αστρομετρικές παρατηρήσεις του ε Ηριδανού που έγιναν μεταξύ του 2001 και του 2003 με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ, που έδωσαν ενδείξεις βαρυτικές διαταραχές του ε Ηριδανού από κάποιο πλανήτη του[20].

Η Αμερικανίδα αστροφυσικός Alice C. Quillen και ο φοιτητής της Στήβεν Θόρνντάικ πραγματοποίησαν υπολογιστικές προσομοιώσεις της δομής του περιαστρικού δίσκου σκόνης του ε Ηριδανού. Το μοντέλο στο οποίο κατέληξαν υποδεικνύει ότι τα πυκνώματα της σκόνης του θα μπορούσαν να ερμηνευθούν από την παρουσία ενός δεύτερου πλανήτη σε τροχιά με μεγάλη εκκεντρότητα. Το πόρισμά τους ανακοινώθηκε το 2002[21].

SETI και προτεινόμενη εξερεύνηση[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Το 1959 οι φυσικοί Φίλιπ Μόρισον και Τζουζέπε Κοκκόνι πρότειναν ότι εξωγήινοι πολιτισμοί ίσως να χρησιμοποιούν ραδιοσήματα για επικοινωνία[22]. Συνακόλουθα, το Σχέδιο Όζμα, με επικεφαλής τον αστρονόμο Φρανκ Ντρέικ, χρησιμοποίησε τον Απρίλιο του 1960 ένα ραδιοτηλεσκόπιο για την αναζήτηση τέτοιων σημάτων από τους γειτονικούς παρόμοιους με τον `Ηλιο αστέρες ε Ηριδανού και ταυ Κήτους. Οι δύο αστέρες παρατηρήθηκαν στο μήκος κύματος του ουδέτερου υδρογόνου, 1420 MHz. Δεν ανιχνεύθηκαν σήματα με ευφυή εξωγήινη προέλευση[23]. Το πείραμα επαναλήφθηκε από τον Ντρέικ το 2010 με το ίδιο αρνητικό αποτέλεσμα[22]. Παρά το ανεπιτυχές της προσπάθειας, ο ε Ηριδανού εισάχθηκε έτσι στον κόσμο της λογοτεχνίας επιστημονικής φαντασίας[24].

Στο Habitable Planets for Man («Κατοικήσιμοι πλανήτες για τον άνθρωπο»), μία μελέτη του 1964 από τον Αμερικανό διαστημικό επιστήμονα Στήβεν Ντόουλ (Stephen H. Dole), οι πιθανότητες ένας κατοικήσιμος πλανήτης να υπάρχει σε τροχιά γύρω από τον ε Ηριδανού εκτιμήθηκαν σε 3,3%. Ανάμεσα στους γνωστούς αστέρες που απέχουν λιγότερο από 22 έτη φωτός από τη Γη, ο ε Ηριδανού ήταν ανάμεσα στους 14 αστέρες για τους οποίους ήταν πιθανότερο να έχουν κάποιο κατοικήσιμο πλανήτη[25].

Μία νέα στρατηγική στην αναζήτηση εξωγήινης ευφυίας (SETI) προτάθηκε από τον Αμερικανό διαστημικό επιστήμονα Γουίλιαμ Μακλάφλιν (William I. McLaughlin) το 1977. Πρότεινε ότι κοσμικά γεγονότα με ευρύτατη περιοχή παρατηρήσεως, όπως οι εκρήξεις καινοφανών, ίσως να χρησιμοποιούνται από ευφυείς εξωγήινους για να συγχρονίζουν τη μετάδοση και τη λήψη των μηνυμάτων τους. Αυτή η ιδέα δοκιμάσθηκε από το Εθνικό Ραδιοαστρονομικό Αστεροσκοπείο των ΗΠΑ το 1988, με εξάρσεις του Καινοφανούς του Κύκνου του 1975 ως χρονιστή. Δεκαπέντε ημέρες παρατηρήσεων δεν έδειξαν κάποια ιδιόμορφα ραδιοσήματα να φθάνουν από τον ε Ηριδανού[26].

Ο ε Ηριδανού ήταν ένας από τους αστέρες-στόχους του Προγράμματος Φοίνιξ, μία επισκόπηση του ουρανού από το 1995 στα μικροκύματα για σήματα από ευφυείς εξωγήινους[27].

Εξαιτίας της εγγύτητάς του και των ηλιοειδών χαρακτηριστικών του, ο ε Ηριδανού θεωρήθηκε ως κατάλληλος στόχος για διαστρικό ταξίδι από τον Αμερικανό φυσικό Ρόμπερτ Φόργουορντ το 1985[28]. Το επόμενο έτος το ε Ηριδανού προτάθηκε ως ένας από τους πολλούς στόχους στο Πρόγραμμα Δαίδαλος[29] και η τάση αυτή συνεχίζεται μέχρι σήμερα, όπως στην περίπτωση του προγράμματος Icarus το 2011[30].

Αστροφυσικά χαρακτηριστικά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Απεικόνιση των σχετικών διαστάσεων του ε Ηριδανού (αριστερά) και του Ηλίου (δεξιά). Ο ε Ηριδανού έχει απόχρωση προς το πορτοκαλί, ενώ ο `Ηλιος προς το κίτρινο.

Σε απόσταση 99,23 τρισεκατομμυρίων χιλιόμετρων από τη Γη και το Ηλιακό Σύστημα, ο ε Ηριδανού είναι ο 13ος κοντινότερος αστέρας (μετρώντας το σύστημα του άλφα Κενταύρου ως τρεις διαφορετικούς αστέρες, κλπ.), ή ο 15ος αν λάβουμε υπόψη και τους φαιούς νάνους Luhman 16. Η εγγύτητά του αυτή τον καθιστά έναν από τους πιο μελετημένους αστέρες του φασματικού τύπου του[31]. Ο αστέρας κείται στο βόρειο μέρος του αστερισμού του, περί τις 3 μοίρες ανατολικά του ελαφρώς φωτεινότερου αστέρα δ Ηριδανού. Το φαινόμενο μέγεθος του ε, 3,73, μπορεί να δυσχεράνει τον εντοπισμό του μέσα από μία αστική περιοχή με γυμνό μάτι, εξαιτίας της φωτορύπανσης[32]. Ανάμεσα στους 35 πλησιέστερους αστέρες (ή τα 20 εγγύτερα συστήματα) στη Γη βρίσκεται και ο αστέρας έψιλον Ινδού.

Η μάζα του ε Ηριδανού εκτιμάται στο 82% της μάζας του Ηλίου[33][34], ενώ η διάμετρός του στο 73,5% της ηλιακής[35], αλλά η λαμπρότητά του είναι μόνο το 34% αυτής του Ηλίου, εξαιτίας της χαμηλότερης επιφανειακής θερμοκρασίας του ε. Αυτή η θερμοκρασία εκτιμάται σε 5084 ± 6 K[36]. Η λαμπρότητα του ε Ηριδανού αντιστοιχεί σε απόλυτο μέγεθος του αστέρα +6,19. Με φασματικό τύπο K2 V ο ε Ηριδανού είναι ο δεύτερος πλησιέστερος στη Γη αστέρας τύπου K μετά τον άλφα Κενταύρου B[37]. Μάλιστα από το 1943 το φάσμα του ε Ηριδανού έχει χρησιμεύσει ως ένα από τα φάσματα αναφοράς, με βάση τα οποία ταξινομούνται οι άλλοι αστέρες[38]. Είναι ένας πορτοκαλί νάνος, που ανήκει στην Κύρια Ακολουθία. Η μεταλλικότητα, δηλαδή η περιεκτικότητα σε στοιχεία της ύλης βαρύτερα του He, του ε Ηριδανού είναι ελαφρώς χαμηλότερη της ηλιακής: Στη χρωμόσφαιρα του ε, η αναλογία του σιδήρου εκτιμάται στο 74% της αντίστοιχης ηλιακής[39].

Ο τύπος του ε Ηριδανού σημαίνει ότι στο φάσμα του υπάρχουν σχετικώς ασθενείς γραμμές απορροφήσεως του υδρογόνου και έντονες γραμμές ουδέτερων ατόμων και ασβεστίου που έχει χάσει μόνο 1 ηλεκτρόνιο (Ca II). Επίσης, ότι ο αστέρας συντήκει υδρογόνο στον πυρήνα του με επικρατούσα την αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίου-πρωτονίου, ενώ η παραγόμενη ενέργεια μεταφέρεται έξω από τον πυρήνα με ακτινοβολία και από ένα βάθος στο εσωτερικό του αστέρα και πάνω με ρεύματα μεταφοράς, μέχρι τη φωτόσφαιρα[40].

Μαγνητική δραστηριότητα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παράδειγμα περιοχής μαγνητικής δραστηριότητας στην επιφάνεια ενός αστέρα, στην περίπτωση αυτή του Ηλίου

Ο έψιλον Ηριδανού εμφανίζει υψηλότερα επίπεδα μαγνητικής δραστηριότητας από τον σημερινό `Ηλιο και επομένως αυξημένη δραστηριότητα στην ατμόσφαιρά του, στη χρωμόσφαιρα και στο στέμμα. Η μέση μαγνητική επαγωγή του μαγνητικού πεδίου του ε Ηριδανού για όλη την επιφάνεια υπολογίζεται σε (1,65 ± 0,30 × 10−2 T[41], πάνω από 40 φορές μεγαλύτερη από από την αντίστοιχη στην επιφάνεια του Ηλίου[42]. Τα μαγνητικά χαρακτηριστικά μπορούν να μοντελοποιηθούν υποθέτοντας ότι περιοχές με πεδίο περίπου 0,14 T καλύπτουν με τυχαίο τρόπο περί το 9% της επιφάνειας της φωτόσφαιρας, ενώ η υπόλοιπη επιφάνεια είναι ελεύθερη μαγνητικών πεδίων[43]. Η συνολική μαγνητική δραστηριότητα του ε Ηριδανού είναι ακανόνιστη, αλλά πιθανώς αυξομειώνεται ακολουθώντας μία περίοδο 4,9 ετών[44]. Υποθέτοντας ότι η ακτίνα του αστέρα δεν μεταβάλλεται κατά τη διάρκεια αυτών των κύκλων, η αυξομείωση αυτή στη δραστηριότητα φαίνεται να προκαλεί μία αυξομείωση στην επιφανειακή θερμοκρασία κατά 15 K, που αντιστοιχεί σε μεταβολή στο φαινόμενο μέγεθος στο οπτικό φίλτρο (V) 0,014[45].

Το μαγνητικό πεδίο στα επιφανειακά στρώματα του ε Ηριδανού προκαλεί μεταβολές στην υδροδυναμική συμπεριφορά της φωτόσφαιρας και μεγαλύτερες τυχαίες διακυμάνσεις στις μετρήσεις ακτινικών ταχυτήτων με χρήση του φαινομένου Ντόπλερ. Διακυμάνσεις 15 μέτρων ανά δευτερόλεπτο μετρήθηκαν σε μία εικοσαετή περίοδο, που είναι πολύ μεγαλύτερη από το μετρητικό σφάλμα των 3 μέτρων ανά δευτερόλεπτο. Αυτό δυσχεραίνει την ερμηνεία περιοδικοτήτων στην ακτινική ταχύτητα του αστέρα, όπως αυτών που προκαλούνται από τις βαρυτικές παρέλξεις ενός πλανήτη[18].

Ο ε Ηριδανού ταξινομείται ως μεταβλητός αστέρας του τύπου BY Δράκοντος, επειδή έχει περιοχές εντονότερης μαγνητικής δραστηριότητας που περνούν στην ορατή ή στην αόρατη πλευρά του καθώς ο αστέρας περιστρέφεται[46]. Μετρήσεις αυτού του περιστροφικού φαινομένου υποδεικνύουν ότι οι περιοχές κοντά στον ισημερινό περιστρέφονται με μία μέση περίοδο 11,2 ημερών[47], δηλαδή μικρότερη από το μισό της αντίστοιχης ηλιακής. Παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι το μέγεθος του αστέρα στο V μεταβάλλεται κατά 0,050 εξαιτίας αστρικών κηλίδων και άλλων βραχύβιων μορφών μαγνητικής δραστηριότητας[48]. Η φωτομετρία έχει δείξει επίσης ότι η επιφάνεια του αστέρα, όπως και αυτή του Ηλίου, περιστρέφεται διαφορικά, δηλαδή ότι η περίοδος περιστροφής στην επιφάνεια διαφέρει σε διαφορετικά πλάτη (αποστάσεις από τον ισημερινό). Οι περίοδοι περιστροφής κυμαίνονται από 10,8 ως 12,3 ημέρες[45]. Η κλίση του άξονα περιστροφής του ε Ηριδανού ως προς τη γραμμή που συνδέει τον αστέρα με τη Γη είναι αβέβαιη, με εκτιμήσεις που κυμαίνονται από 24° ως 72°[47].

Η έντονη χρωμοσφαιρική δραστηριότητα, το ισχυρό μαγνητικό πεδίο και η σχετικώς ταχεία περιστροφή του ε Ηριδανού είναι χαρακτηριστικά ενός νεαρού αστέρα[49]. Η ηλικία του ε Ηριδανού εκτιμάται σε 440 εκατομμύρια έτη περίπου, αλλά παραμένει αμφισβητούμενο θέμα. Οι περισσότερες μέθοδοι την τοποθετούν στην περιοχή των 200 ως 800 εκατομμυρίων ετών[50]. Ωστόσο, η μικρή μεταλλικότητα είναι ένδειξη μεγαλύτερης ηλικίας, καθώς το διαστρικό μέσο από το οποίο σχηματίζονται οι αστέρες εμπλουτίζεται σταθερά σε βαρύτερα στοιχεία που παράγονται από παλαιότερες γενεές αστέρων[51]. Αυτή η σχετική αντίφαση ίσως να εξηγείται από μία διαδικασία διαχύσεως που έχει μεταφέρει ποσότητες βαρύτερων στοιχείων από τη φωτόσφαιρα σε περιοχές κάτω από τη ζώνη ρευμάτων μεταφοράς στο εσωτερικό του αστέρα[52].

Εκπομπή ακτίνων Χ και αστρικός άνεμος[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η εκπεμπόμενη ισχύς του ε Ηριδανού στις ακτίνες Χ είναι περίπου 2 × 1028 erg/sec (2 × 1021 W). Υπερβαίνει αυτή του Ηλίου, ακόμα και στο μέγιστο του κύκλου ηλιακής δραστηριότητας. Η πηγή αυτής της έντονης εκπομπής ακτίνων Χ είναι το καυτό στέμμα του ε Ηριδανού[53][54], που είναι μεγαλύτερο και θερμότερο από το ηλιακό, με θερμοκρασίες 3,4 εκατομμυρίων βαθμών όπως μετρούνται από παρατηρήσεις των εκπομπών υπεριώδους ακτινοβολίας και ακτίνων Χ.

Ο αστρικός άνεμος του ε Ηριδανού εκτείνεται στο διάστημα μέχρι που τα σωματίδιά του να συγκρουσθούν με το διαστρικό αραιό αέριο και σκόνη, οπότε σχηματίζεται μία φυσαλίδα θερμού υδρογόνου. Το φάσμα απορρόφησης από αυτό το αέριο έχει μετρηθεί με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χαμπλ, επιτρέποντας την εκτίμηση των παραμέτρων του αστρικού ανέμου[55]. Το θερμό στέμμα του ε Ηριδανού προκαλεί απώλεια μάζας με τη μορφή αστρικού ανέμου με ρυθμό 30 φορές ταχύτερο του ηλιακού. Ο άνεμος αυτός δημιουργεί μία φυσαλίδα αστρικού ανέμου ή αστρόσφαιρα (το αντίστοιχο της ηλιόσφαιρας που περιβάλλει τον `Ηλιο) που εκτείνεται σε απόσταση 4000 AU από τον αστέρα. Εξαιτίας της μικρής αποστάσεως από τη Γη, η γωνιακή διάμετρος αυτής της αστρόσφαιρας είναι 42 λεπτά της μοίρας στον γήινο ουρανό, μεγαλύτερη δηλαδή από αυτή της πανσελήνου[56].

Κινηματική[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο ε Ηριδανού εμφανίζει μία υψηλή ιδία κίνηση, 0,976 δευτερόλεπτο της μοίρας ανά έτος σε ορθή αναφορά (η ουράνια διεύθυνση ανατολής-δύσεως) και 0,018 δευτερόλεπτο ανά έτος σε απόκλιση (η ουράνια διεύθυνση βορρά-νότου). Ο αστέρας απομακρύνεται από το Ηλιακό Σύστημα με ταχύτητα 15,5 km/sec (χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο) ή 55.800 χιλιόμετρα την ώρα[57]. Οι συνιστώσες της πραγματικής ταχύτητας στον χώρο του ε Ηριδανού, εκφραζόμενες στο σύστημα γαλαξιακών συντεταγμένων είναι (U, V, W) = (−3, +7, −20) km/sec, πράγμα που σημαίνει ότι ταξιδεύει μέσα στον Γαλαξία μας σε μέση απόσταση από το κέντρο του 28.700 έτη φωτός και σε ελλειπτική τροχιά γύρω από αυτό με εκκεντρότητα 0,09.[58]. Το μέτρο, η φορά και η διεύθυνση ταχύτητας του αστέρα υποδεικνύουν ότι ίσως αποτελεί μέλος της Κινούμενης Ομάδας της Μεγάλης `Αρκτου, με κοινή προέλευση με τα υπόλοιπα μέλη σε ένα παλαιότερο ανοικτό σμήνος που έχει διαλυθεί από τότε[50][59]. Η εκτιμώμενη ηλικία αυτής της ομάδας είναι 500±100 εκατομμύρια έτη[60], που βρίσκεται μέσα στο έυρος εκτιμήσεων για την ηλικία του ε Ηριδανού.

Κατά το τελευταίο εκατομμύριο έτη, τρεις αστέρες πιστεύεται ότι πλησίασαν τον ε Ηριδανού σε απόσταση 7 ετών φωτός ή λιγότερο. Η τελευταία και εγγύτερη από αυτές τις προσεγγίσεις ήταν αυτή του Αστέρας του Kapteyn, ο οποίος τον πλησίασε σε απόσταση περίπου 3 ετών φωτός πριν από περίπου 12.500 χρόνια. Οι άλλοι δύο αστέρες ήταν ο Σείριος (με τον συνοδό του) και ο Ρος 614. Καμιά από αυτές τις προσεγγίσεις δεν πιστεύεται ότι επηρέασε τον περιαστρικό δίσκο του ε Ηριδανού[61].

Ο ε Ηριδανού πέρασε σε μία ελάχιστη απόσταση από τη Γη και γενικότερα το Ηλιακό Σύστημα πριν από περίπου 105 χιλιάδες χρόνια, όταν χωρίζονταν από 7 έτη φωτός[62]. Με βάση μία προσομοίωση των κινήσεων όλων των γειτονικών αστέρων, το διπλό αστρικό σύστημα Λέιτεν 726-8, που περιλαμβάνει τον μεταβλητό αστέρα UV Κήτους, θα περάσει πολύ κοντά στον ε Ηριδανού σε περίπου 31.500 έτη από σήμερα, σε απόσταση περίπου 0,9 έτος φωτός και θα παραμείνει σε απόσταση μικρότερη του 1 έτους φωτός επί περίπου 4600 έτη. Αν ο ε Ηριδανού διαθέτει ένα νέφος κομητών αντίστοιχο με το Νέφος του Oort, ο Λέιτεν 726-8 θα μπορούσε να διαταράξει τις τροχιές κάποιων από τους κομήτες αυτούς[4].

Πλανητικό σύστημα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

An uneven, multi-colored ring arranged around a five-sided star at the middle, with the strongest concentration below center. A smaller oval showing the scale of Pluto's orbit is in the lower right
Εικόνα στα υποχιλιοστομετρικά μήκη κύματος δακτυλίου σκόνης γύρω από τον ε Ηριδανού (πάνω από το κέντρο). Οι πιο ανοικτόχρωμες περιοχές αντιστοιχούν στις μεγαλύτερες συγκεντρώσεις σκόνης.
The upper two illustrations show brown oval bands for the asteroid belts and oval lines for the known planet orbits, with the glowing star at the center. The second brown band is narrower than the first. The lower two illustrations have gray bands for the comet belts, oval lines for the planetary orbits and the glowing stars at the center. The lower gray band is much wider than the upper gray band.
Σύγκριση των πλανητών και των δίσκων-ζωνών σκόνης και αστεροειδών στο Ηλιακό Σύστημα και στο σύστημα του ε Ηριδανού. Επάνω είναι η Κύρια Ζώνη Αστεροειδών και οι εσωτερικοί αυτής πλανήτες του Ηλιακού Συστήματος. Δεύτερη από επάνω είναι η προτεινόμενη εσωτερική ζώνη αστεροειδών και ο πλανήτης b του ε Ηριδανού. Τα δύο κατώτερα σχήματα δείχνουν τα αντίστοιχα χαρακτηριστικά για την εξωτερική περιοχή των συστημάτων των δύο αστέρων.

Δίσκος σκόνης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παρατηρήσεις με το Τηλεσκόπιο Τζέιμς Κλερκ Μάξγουελ σε μήκος κύματος 850 μm δείχνουν μία εκτεταμένη ακτινοβολία προερχόμενη από μία περιοχή 70΄΄ γύρω από τον ε Ηριδανού. Η μέγιστη εκπομπή γίνεται από γωνιακή ακτίνα 18΄΄, που αντιστοιχεί στην απόσταση του αστέρα σε περίπου 60 AU, και γενικότερα σε αποστάσεις από τον αστέρα 35 ως 75 AU, ενώ μειώνεται σημαντικά μέσα από τις 30 AU. Αυτή η εκπομπή ερμηνεύεται ότι προέρχεται από ένα νεαρό ανάλογο της Ζώνης Κάιπερ του Ηλιακού Συστήματος: μία σχετικώς συμπαγής δομή δίσκου σκόνης που περιβάλλει τον ε Ηριδανού. Από τη Γη (και γενικότερα το Ηλιακό Σύστημα) αυτός ο δίσκος παρατηρείται υπό γωνία περίπου 25°[17].

Σκόνη και πίθανώς πάγος νερού από αυτή τη ζώνη «μεταναστεύει» προς τον αστέρα εξαιτίας απαγωγής στροφορμής από τον αστρικό άνεμο και μιας διαδικασίας με την οποία το φως του κεντρικού αστέρα προκαλεί την αργή πτώση προς το κέντρο των κόκκων σκόνης (Φαινόμενο Poynting–Robertson)[63]. Επίσης, τα σωματίδια σκόνης μπορεί να καταστρέφονται από συγκρούσεις μεταξύ τους. Η χρονική κλίμακα μέχρι να καθαρισει η περιοχή του δίσκου από όλη τη σκόνη εξαιτίας αυτών των διαδικασιών είναι σαφώς μικρότερη από την εκτιμώμενη ηλικία του ε Ηριδανού. Συνεπώς, ο σημερινός δίσκος σκόνης πρέπει να έχει δημιουργηθεί από συγκρούσεις ή άλλες διαδικασίες μεγαλύτερων μητρικών σωμάτων και ο δίσκος αντιπροσωπεύει ένα μεταγενέστερο στάδιο του σχηματισμού πλανητών. Θα χρειάζονταν συγκρούσεις μεταξύ μητρικών σωμάτων συνολικής μάζας 11πλάσιας της γήινης μάζας για να διατηρήσουν τον δίσκο στην παρούσα κατάστασή του καθ' όλη την εκτιμώμενη διάρκεια ζωής του[3].

Ο δίσκος περιέχει μάζα σκόνης περί το 1/6 της μάζας της Σελήνης, με διαστάσεις των κόκκων της σκόνης άνω των 3,5 εκατομμυριοστών του μέτρου και θερμοκρασία περίπου 55 K. Πιθανώς αυτή η σκόνη παράχθηκε από συγκρούσεις πυρήνων κομητών (διαμέτρου 10 ως 30 χιλιομέτρων) συνολικής μάζας από το πενταπλάσιο ως το εννεαπλάσιο της γήινης, ποσότητας παρόμοιας με την εκτιμώμενη μάζα της πρωτογενούς Ζώνης Κάιπερ στο Ηλιακό Σύστημα (10 γήινες μάζας)[64][65]. Ωστόσο, ο δίσκος του ε Ηριδανού περιέχει λιγότερους από 220 τρισεκατομμύρια τόνους μονοξειδίου του άνθρακα. Αυτή η χαμηλότερη του αναμενομένου ποσότητα υποδεικνύει υστέρηση σε κομήτες με πτητική σύσταση και αστεροειδών από πάγο σε σχέση με τη Ζώνη Κάιπερ.

Τα πυκνώματα και αραιώματα («δακτύλιοι») στον δίσκο σκόνης μπορούν να ερμηνευθούν με την ύπαρξη ενός πλανήτη, του ε Eridani b. Τα πυκνώματα του δίσκου βρίσκονται σε τροχιές που έχουν περιόδους περιφοράς σε απλές κλασματικές σχέσεις με την περίοδο περιφοράς του υποπτευόμενου πλανήτη. Π.χ. η περιοχή του δίσκου που εκτελεί 2 περιφορές για κάθε τρεις του πλανήτη βρίσκεται σε ένα τροχιακό συντονισμό 3:2[66]. Σε προσομοιώσεις με υπολογιστή η μορφολογία του δίσκου μπορεί να αναπαραχθεί με συγκέντρωση των κόκκων σκόνης σε συντονισμούς 5:3 και 3:2 με έναν πλανήτη που περιφέρεται σε τροχιά με εκκεντρότητα περίπου 0,3[21].

Παρατηρήσεις με το Διαστημικό τηλεσκόπιο Σπίτζερ της NASA υποδεικνύουν ότι ο ε Ηριδανού έχει στην πραγματικότητα δύο ζώνες αστεροειδών και ένα νέφος «εξωζωδιακής σκόνης» (το ανάλογο της σκόνης που προκαλεί το ζωδιακό φως στο Ηλιακό Σύστημα). Η μία ζώνη βρίσκεται σε θέση παρόμοια με την Κύρια Ζώνη Αστεροειδών στο Ηλιακό Σύστημα, περίπου 3 ± 0,75 AU από τον ε Ηριδανού, και απότελείται από κόκκους πυριτικών ορυκτών με διαμέτρους περί τα 3 εκατομμυριοστά του μέτρου και συνολική μάζα περίπου 1 τετράκις εκατομμύριο τόνους. Αν ο πλανήτης ε Eri b (βλ. παρακάτω) υπάρχει, τότε αυτή η ζώνη είναι απίθανο να προήλθε από υλικό εξωτερικά της τροχιάς του πλανήτη, οπότε η σκόνη μπορεί να δημιουργήθηκε από θρυμματισμό και προσκρούσεις σε αστεροειδείς[67]. Η δεύτερη και πυκνότερη ζώνη αποτελείται κυρίως από αστεροειδείς και κείται μεταξύ της πρώτης και του εξωτερικού δίσκου. Η δομή των ζωνών και του δίσκου αντιστοιχεί σε δυναμική περισσότερων των δύο πλανητών περί τον ε Ηριδανού προκειμένου να παραμένει ως έχει[3][68].

Σε ένα εναλλακτικό σενάριο, η εξωζωδιακή σκόνη ίσως δημιουργήθηκε σε μία εξωτερική ζώνη που περιφέρεται μεταξύ 55 και 90 AU από τον αστέρα και έχει μάζα της τάξεως του ενός χιλιοστού της μάζας της Γης. Αυτή η σκόνη μεταφέρεται στη συνέχεια μέσα από την τροχιά του ε Eri b. Με την παραδοχή αμοιβαίων συγκρούσεων μεταξύ των κόκκων σκόνης, η σκόνη θα αναπαράγει το παρατηρούμενο φάσμα και λαμπρότητα στο υπέρυθρο. Πέρα από τις 10 AU από τον αστέρα, όπου οι θερμοκρασίες πέφτουν κάτω από τους 100 K, η καλύτερη συμφωνία με τις παρατηρήσεις αντιστοιχεί σε ένα μίγμα πάγου και σκόνης πυριτικών ορυκτών. Εγγύτερα στον αστέρα, η σκόνη θα πρέπει να αποτελείται από πυριτικούς κόκκους χωρίς πτητικά συστατικά[63].

Η εσωτερική περιοχή γύρω από τον ε Ηριδανού, από τον αστέρα μέχρι απόσταση 2,5 AU, εμφανίζεται καθαρή από σκόνη μέχρι το όριο ανιχνεύσεως του τηλεσκοπίου MMT των 6,5 μέτρων. Οι κόκκοι σκόνης σε αυτή την περιοχή πέφτουν πάνω στον αστέρα εξαιτίας της απαγωγής στροφορμής από τον αστρικό άνεμο, ενώ και η παρουσία ενός πλανητικού συστήματος μπορεί ίσως να βοηθήσει στο να διατηρείτα αυτή η περιοχή ελεύθερη υλικού. Ακόμα και έτσι, αυτό δεν αποκλείει την πιθανότητα να υπάρχει εκεί μία εσωτερική ζώνη αστεροειδών με συνολική μάζα όχι μεγαλύτερη από αυτή της Κύριας Ζώνης Αστεροειδών του Ηλιακού Συστήματος[69].

Ο υποθετικός πλανήτης b[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Καλλιτεχνική απεικόνιση του πιθανού πλανήτη ε Ηριδανού b να περιφέρεται σε τροχιά που έχει καθαρίσει από τη σκόνη. Τελείως φανταστική είναι η ύπαρξη του διακρινόμενου δορυφόρου του και δακτυλίου του.

Γνωστός στους αστρονόμους ως ε Ηριδανού b (Epsilon Eridani b), ο πλανήτης αυτός ανακοινώθηκε ως πιθανός το έτος 2000, αλλά η ύπαρξή του παραμένει αμφισβητούμενη από τότε. Ωστόσο, αρκετοί αστρονόμοι πιστεύουν ότι τα στοιχεία είναι αρκετά ισχυρά ώστε να θεωρούν την ανακάλυψή του ως επιβεβαιωμένη[50][63][67][70].

Οι δημοσιεύσεις διαφωνούν και ως προς τις βασικές παραμέτρους του πλανήτη. Οι τιμές για την περίοδο περιφοράς του κυμαίνονται από 6,85 μέχρι 7,2 γήινα έτη[20]. Οι εκτιμήσεις για τη μέση απόστασή του από τον αστέρα (μεγάλος ημιάξονας της τροχιάς) κυμαίνονται από 3,38 AU ως 3,50 AU[71][72], ενώ προσεγγίσεις για την εκκεντρότητα της τροχιάς του έχουν τιμές από 0,25 ± 0,23 μέχρι 0,702 ± 0,039[20][72].

Η μάζα του πλανήτη παραμένει απροσδιόριστη, παρότι μπορεί να εκτιμηθεί με βάση τη μικρή κίνηση που προκαλεί η βαρύτητά του στον ε Ηριδανού, μόνο όμως η συνιστώσα της μετατοπίσως κατά μήκος της διευθύνσεως Γη - ε Ηριδανού μπορεί να μετρηθεί, που δίνει την τιμή του m sin i (όπου m η μάζα του πλανήτη και i η κλίση της τροχιάς του) ως 0,60 έως 1,06 μάζα του Δία[71][72]. Η μάζα του πλανήτη πρέπει τότε να είναι μεγαλύτερη της πρώτης τιμής. Επιλέγοντας i = 30° και m sin i = 0,78 , αυτό δίνει τη συχνά αναφερόμενη μάζα 1,55 ± 0.24 μάζες Δία (493 μάζες Γης) για τη μάζα του πλανήτη[20].

Καθώς προκύπτει από τα παραπάνω, από όλα τα μεγέθη του πλανήτη αυτού η τιμή της τροχιακής εκκεντρότητας είναι η πλέον αβέβαιη. Η συχνά αναφερόμενη τιμή 0,7 είναι ασύμβατη με την παρουσία της προτεινόμενης ζώνης αστεροειδών σε απόσταση 3 AU. Αν η εκκεντρότητά του ήταν πράγματι τόσο μεγάλη, ο ε Ηριδανού b θα περνούσε μέσα από τη ζώνη και θα την καθάριζε μέσα σε περίπου δέκα χιλιάδες χρόνια. Αν η ζώνη υπάρχει για περισσότερο χρόνο, που είναι το πιθανότερο, η ύπαρξή της θέτει ένα ανώτατο όριο στην εκκεντρότητα του πλανήτη της τάξεως του 0,10 ως 0,15[67][68]. Αν πάλι ο δίσκος σκόνης συντηρείται από τον εξωτερικό δίσκο συντριμμάτων αντί από συγκρούσεις σε μια ζώνη αστεροειδών, τότε δεν υπάρχουν περιορισμοί στην εκκεντρότητα του πλανήτη.

Ο υποθετικός πλανήτης c[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Καλλιτεχνική απεικόνιση του πιθανού πλανήτη ε Ηριδανού c από έναν φανταστικό δορυφόρο του. Ο αστέρας ε Ηριδανού είναι ορατός μακριά στα αριστερά, περιβαλλόμενος από έναν αμυδρό δίσκο σκόνης.

Προσομοιώσεις σε υπολογιστή του δίσκου σκόνης του ε Ηριδανού υποδεικνύουν ότι το σχήμα του ίσως εξηγείται από την παρουσία ενός δεύτερου πλανήτη, του ε Ηριδανού c. Η παρουσία συγκεντρώσεων στον δίσκο μπορεί να οφείλεται στην παγίδευση των κόκκων της σκόνης σε τροχιές που εμφανίζουν τροχιακό συντονισμό με ένα πλανήτη σε ελλειπτική τροχιά. Ο πλανήτης αυτός θα πρέπει να περιφέρεται σε μέση απόσταση 40 AU από τον αστέρα, με περίοδο περιφοράς 280 γήινα έτη, και η τροχιά του νά έχει εκκεντρότητα 0,3[21]. Η εσωτερική κοίλωση του δίσκου θα μπορούσε να ερμηνευθεί με την ύπαρξη και άλλων πλανητών[50]. Τα σημερινά μοντέλα σχηματισμού πλανητών δεν μπορούν να εξηγήσουν εύκολα το πώς ένας πλανήτης μπορεί να δημιουργείται σε αυτή την απόσταση από τον αστέρα του. Ο περιαστρικός δίσκος αναμένεται ότι θα είχε διαλυθεί πολύ πριν μπορέσει να σχηματισθεί ένας γιγάντιος πλανήτης. Αντί για αυτό, ο c ίσως να δημιουργήθηκε σε απόσταση περίπου 10 AU από τον αστέρα και μετά να «μετανάστευσε» προς τα έξω ωθούμενος από τις βαρυτικές αλληλεπιδράσεις του με τον δίσκο ή με άλλους πλανήτες του συστήματος του ε Ηριδανού.

Κατοικησιμότητα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο έψιλον Ηριδανού αποτελεί στόχο για προγράμματα ανακαλύψεως πλανητών επειδή έχει χαρακτηριστικά που επιτρέπουν τον σχηματισμό πλανητών παρόμοιων με τη Γη. Υπήρξε στόχος για την προτεινόμενη Αποστολή Διαστημικής Συμβολομετρίας (SIM) της NASA που έχει ως αντικείμενό της ακριβώς τέτοιους πλανήτες[73]. Η εγγύτητα, η παρόμοια με τον `Ηλιο μάζα και διάμετρος του αστέρα, καθώς και οι ανακαλύψεις πιθανών πλανητών του, τον έχουν επίσης καταστήσει αντικείμενο πολλών μελετών σχετικά με τη δυνατότητα μιας μη επανδρωμένης διαστρικής αποστολής στον ε Ηριδανού[28][29][74].

Η απόσταση στην οποία η ροή ενέργειας από τον ε Ηριδανού είναι ίση με την ηλιακή σταθερά είναι 0,61 AU[75] ή 91 εκατομμύρια χιλιόμετρα περίπου. Τα ευρύτερα όρια της κατοικήσιμης ζώνης είναι σήμερα 0,5 και 1,0 AU. Καθώς ο ε Ηριδανού γερνά σε μία περίοδο πολλών δισεκατομμυρίων ετών, η λαμπρότητά του θα αυξάνεται, ωθώντας τη ζώνη αυτή προς τα έξω, σε 0,6 ως 1,4 AU.[76]. Ωστόσο, η παρουσία ενός μεγάλου πλανήτη σε τροχιά μεγάλης εκκεντρότητας κοντά στην κατοικήσιμη ζώνη του ε Ηριδανού μειώνει την πιθανότητα ένας γεωειδής πλανήτης να βρίσκεται σε σταθερή τροχιά μέσα στην κατοικήσιμη ζώνη[77].

Επιπλέον, ένας νεαρός αστέρας όπως ο ε Ηριδανού εκπέμπει έντονη υπεριώδη ακτινοβολία που μπορεί να είναι επιβλαβής σε απροστάτευτες μορφές ζωής. Η τροχιά στην οποία η ροή υπεριώδους ισούται με αυτή που επικρατούσε στη νεαρή Γη βρίσκεται σε απόσταση μόλις κάτω από τη μισή AU[78] από τον αστέρα.

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. 1,0 1,1 1,2 Hatzes, Artie P.; Cochran, William D.; McArthur, Barbara; Baliunas, Sallie L.; Walker, Gordon A. H.; Campbell, Bruce; Irwin, Alan W.; Yang, Stephenson και άλλοι. (2000), «Evidence for a long-period planet orbiting ε Eridani», The Astrophysical Journal 544 (2): L145–L148, doi:10.1086/317319 
  2. Aguilar, David A.; Pulliam, Christine (October 27, 2008), Solar System's young twin has two asteroid belts, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, http://www.cfa.harvard.edu/press/2008/pr200822.html, ανακτήθηκε στις 2008-11-10 
  3. 3,0 3,1 3,2 Backman, D.; Marengo, M.; Stapelfeldt, K.; Su, K.; Wilner, D.; Dowell, C. D.; Watson, D.; Stansberry, J. και άλλοι. (2008), «Epsilon Eridani's planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and CSO observations», The Astrophysical Journal 690 (2): 1522–1538, doi:10.1088/0004-637X/690/2/1522 
  4. 4,0 4,1 Potemine, Igor Yu. (April 12, 2010). «Transit of Luyten 726-8 within 1 ly from Epsilon Eridani». arXiv:1004.1557 [astro-ph.SR]. 
  5. Boyle, Alan (2009), «The case for Pluto: how a little planet made a big difference», The Case for Pluto: How a Little Planet Made a Big Difference by Alan Boyle. Wiley (Hoboken, New Jersey: John Wiley and Sons): 191, ISBN 0-470-50544-3 
  6. Hoffleit, D.; Warren Jr., W. H. (1991), Bright star catalogue (5th έκδοση), Yale University Observatory, http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat?V/50, ανακτήθηκε στις 2010-07-05 
  7. Cannon, Annie J.; Pickering, Edward C. (1918), «The Henry Draper catalogue 0h, 1h, 2h, and 3h», Annals of Harvard College Observatory 91: 1–290 —see p. 236
  8. Gill, David; Elkin, W. L. (1884), Heliometer determinations of stellar parallaxes in the southern hemisphere, London, U.K.: The Royal Astronomical Society, σελ. 174–180, http://books.google.com/?id=NpMoAAAAYAAJ&pg=PA174 
  9. Gill, David (1893), Heliometer observations for determination of stellar parallax, London: Eyre and Spottiswoode, σελ. xvi, http://books.google.com/books?id=qHJKAAAAYAAJ 
  10. Gill, David (1884), «The fixed stars», Nature 30 (763): 156–159, doi:10.1038/030156a0 
  11. Adams, W. S.; Joy, A. H. (1917), «The luminosities and parallaxes of five hundred stars», The Astrophysical Journal 46: 313–339, doi:10.1086/142369 
  12. van Leeuwen, Floor (2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357  Note: see VizieR catalogue I/311.
  13. van de Kamp, P. (1974), «Parallax and orbital motion of Epsilon Eridani», The Astronomical Journal 79: 491–492, doi:10.1086/111571 
  14. Heintz, W. D. (1992), «Photographic astrometry of binary and proper-motion stars. VII», The Astronomical Journal 105 (3): 1188–1195, doi:10.1086/116503  See the note for BD -9°697 on page 1192.
  15. Neugebauer, G.; Habing, H. J.; van Duinen, R.; Aumann, H. H.; Baud, B.; Beichman, C. A.; Beintema, D. A.; Boggess, N. και άλλοι. (1984), «The Infrared Astronomical Satellite (IRAS) mission», The Astrophysical Journal 278: L1–L6, doi:10.1086/184209 
  16. Aumann, H. H. (1985), «IRAS observations of matter around nearby stars», Publications of the Astronomical Society of the Pacific 97: 885–891, doi:10.1086/131620 
  17. 17,0 17,1 Greaves, J. S.; Holland, W. S.; Moriarty-Schieven, G.; Jenness, T.; Dent, W. R. F.; Zuckerman, B.; McCarthy, C.; Webb, R. A. και άλλοι. (1998), «A dust ring around Epsilon Eridani: analog to the young Solar System», The Astrophysical Journal 506 (2): L133–L137, doi:10.1086/311652 
  18. 18,0 18,1 Marcy, Geoffrey W.; Fischer, Debra A.; Butler, R. Paul; Vogt, Steven S. (August 7–11, 2000), Planetary Messages in the Doppler Residuals (Invited Review), στο: A. Penny, «Planetary Systems in the Universe, Proceedings of IAU Symposium #202», Planetary Systems in the Universe (Manchester, United Kingdom) 202: 20–28 
  19. Janson, Markus; Brandner, Wolfgang; Henning, Thomas; Lenzen, Rainer; McArthur, Barbara; Benedict, G. Fritz; Reffert, Sabine; Nielsen, Eric και άλλοι. (2007), «NACO-SDI Direct Imaging Search for the Exoplanet ε Eri b», The Astronomical Journal 133 (6): 2442–2456, doi:10.1086/516632 
  20. 20,0 20,1 20,2 20,3 Benedict, G. Fritz; McArthur, Barbara E.; Gatewood, George; Nelan, Edmund; Cochran, William D.; Hatzes, Artie; Endl, Michael; Wittenmyer, Robert και άλλοι. (2006), «The extrasolar planet e Eridani b – orbit and mass», The Astronomical Journal 132 (5): 2206–2218, doi:10.1086/508323 
  21. 21,0 21,1 21,2 Quillen, A. C.; Thorndike, Stephen (2002), «Structure in the ε Eridani dusty disk caused by mean motion resonances with a 0.3 eccentricity planet at periastron», The Astrophysical Journal 578 (2): L149–L142, doi:10.1086/344708 
  22. 22,0 22,1 Gugliucci, Nicole (May 24, 2010), Frank Drake returns to search for extraterrestrial life, Discovery Communications, LLC, http://news.discovery.com/space/frank-drake-returns-to-search-for-extraterrestrial-life.html, ανακτήθηκε στις 2010-07-05 
  23. Heidmann, Jean; Dunlop, Storm (1995), Extraterrestrial intelligence, Cambridge, U.K.: Cambridge University Press, σελ. 113, ISBN 0-521-58563-5 
  24. Marschall, Laürence A.; Maran, Stephen P. (2009), Pluto confidential: an insider account of the ongoing battles over the status of Pluto, BenBella Books, σελ. 171, ISBN 1-933771-80-1, http://books.google.com/books?id=wUNkTUkzT_4C&pg=PA171 
  25. Dole, Stephen H. (1964), Habitable planets for man (1st έκδοση), New York, N.Y.: Blaisdell Publishing Company, σελ. 110 & 113, ISBN 0-444-00092-5, http://www.rand.org/pubs/commercial_books/CB179-1/, ανακτήθηκε στις 2008-07-22 
  26. Forbes, M. A.; Westpfahl, D. J. (1988), «A test of McLaughlin's strategy for timing SETI experiments», Bulletin of the American Astronomical Society 20: 1043 
  27. Duquennoy, A.; Soderblom, D.; Baliunas, S.; Davis, R.; Donahue, R.; Latham, D.; Stefanik, R.; Torres, G. και άλλοι. (August 16–20, 1993), The current state of target selection for NASA's high resolution microwave survey, «Progress in the Search for Extraterrestrial Life», Astronomical Society of the Pacific Conference Series (Santa Cruz, California: Αστρονομική Εταιρεία του Ειρηνικού) 74: 207–218 
  28. 28,0 28,1 Forward, R. L. (1985), «Starwisp – an ultra-light interstellar probe», Journal of Spacecraft and Rockets 22 (3): 345–350, doi:10.2514/3.25754 
  29. 29,0 29,1 Martin, A. R. (1976), «Project Daedalus – The ranking of nearby stellar systems for exploration», Journal of the British Interplanetary Society 29: 94–100 
  30. Long, K. F.; Obousy, R. K.; Hein, A. (January 25, 2011), «Project Icarus: Optimisation of nuclear fusion propulsion for interstellar missions», Acta Astronautica 68 (11–12): 1820, doi:10.1016/j.actaastro.2011.01.010 
  31. Vieytes, Mariela C.; Mauas, Pablo J. D.; Díaz, Rodrigo F. (2009), «Chromospheric changes in K stars with activity», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 398 (3): 1495–1504, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15207.x 
  32. Narisada, Kohei; Schreuder, Duco (2004), «Light pollution handbook», Light pollution handbook (Dordrecht, The Netherlands: Springer) 322: 118–132, ISBN 1-4020-2665-X 
  33. Gonzalez, G.; Carlson, M. K.; Tobin, R. W. (2010), «Parent stars of extrasolar planets – X. Lithium abundances and v sini revisited», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 403 (3): 1368–1380, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16195.x  See table 3.
  34. Baines, Ellyn K.; Armstrong, J. Thomas (2011), «Confirming Fundamental Parameters of the Exoplanet Host Star epsilon Eridani Using the Navy Optical Interferometer», The Astrophysical Journal 
  35. Demory, B.-O.; Ségransan, D.; Forveille, T.; Queloz, D.; Beuzit, J.-L.; Delfosse, X.;; di Folco, E.; Kervella, P. και άλλοι. (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  See Table B.1
  36. Kovtyukh, V. V.; Soubiran, C.; Belik, S. I.; Gorlova, N. I. (2003), «High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios», Astronomy and Astrophysics 411 (3): 559–564, doi:10.1051/0004-6361:20031378 
  37. Staff (June 8, 2007), The one hundred nearest star systems, Research Consortium on Nearby Stars, http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm, ανακτήθηκε στις 2007-11-29 
  38. Garrison, R. F. (1993), «Anchor Points for the MK System of Spectral Classification», Bulletin of the American Astronomical Society 25: 1319, http://www.astro.utoronto.ca/~garrison/mkstds.html, ανακτήθηκε στις 2012-02-04 
  39. Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (2004), «Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation», Astronomy and Astrophysics 415 (3): 1153–1166, doi:10.1051/0004-6361:20034469 —the percentage of iron is given by \begin{smallmatrix}10^{-0.13} = 0.74\end{smallmatrix}, or 74%
  40. Karttunen, Hannu; Oja, H. (2007), Fundamental astronomy (5th έκδοση), Heidelberg, Germany: Springer, σελ. 209–213, 247–249, ISBN 3-540-34143-9 
  41. Rüedi, I.; Solanki, S. K.; Mathys, G.; Saar, S. H. (1997), «Magnetic field measurements on moderately active cool dwarfs», Astronomy and Astrophysics 318: 429–442 
  42. Wang, Y.-M.; Sheeley, N. R., Jr. (2003), «Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum», The Astrophysical Journal 591 (2): 1248–1256, doi:10.1086/375449 
  43. Valenti, Jeff A.; Marcy, Geoffrey W.; Basri, Gibor (1995), «Infrared zeeman analysis of Epsilon Eridani», The Astrophysical Journal, Part 1 439 (2): 939–956, doi:10.1086/175231 
  44. Buccino, A. P.; Mauas, P. J. D. (2008), «Mg II h+k emission lines as stellar activity indicators of main sequence F-K stars», Astronomy and Astrophysics 483 (3): 903–910, doi:10.1051/0004-6361:20078925 
  45. 45,0 45,1 Gray, David F.; Baliunas, Sallie L. (1995), «Magnetic activity variations of Epsilon Eridani», The Astrophysical Journal, Part 1 441 (1): 436–442, doi:10.1086/175368 
  46. GCVS query=eps Eri, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia, http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/cgi-bin/search.cgi?search=eps+Eri, ανακτήθηκε στις 2009-05-20 
  47. 47,0 47,1 Fröhlich, H.-E. (2007), «The differential rotation of Epsilon Eri from MOST data», Astronomische Nachrichten 328 (10): 1037–1039, doi:10.1002/asna.200710876 
  48. Frey, Gary J.; Hall, Douglas S.; Mattingly, Phil; Robb, Steve; Wood, Jim; Zeigler, Kenneth; Grim, Bruce (1991), «The rotation period of Epsilon Eri from photometry of its starspots», The Astrophysical Journal 102 (5): 1813–1815, doi:10.1086/116005 
  49. Drake, Jeremy J.; Smith, Geoffrey (1993), «The fundamental parameters of the chromospherically active K2 dwarf Epsilon Eridani», The Astrophysical Journal, Part 1 412 (2): 797–809, doi:10.1086/172962 
  50. 50,0 50,1 50,2 50,3 Janson, M.; Reffert, S.; Brandner, W.; Henning, T.; Lenzen, R.; Hippler, S. (2008), «A comprehensive examination of the ε Eridani system. Verification of a 4 micron narrow-band high-contrast imaging approach for planet searches», Astronomy and Astrophysics 488 (2): 771–780, doi:10.1051/0004-6361:200809984 
  51. Rocha-Pinto, H. J.; MacIel, W. J.; Scalo, J.; Flynn, C. (2000), «Chemical enrichment and star formation in the Milky Way disk. I. Sample description and chromospheric age-metallicity relation», Astronomy and Astrophysics 358: 850–868 
  52. Gai, Ning; Bi, Shao-Lan; Tang, Yan-Ke (2008), «Modeling ε Eri and asteroseismic tests of element diffusion», Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 8 (5): 591–602, doi:10.1088/1009-9271/8/5/10 
  53. Johnson, H. M. (January 1, 1981), «An X-ray sampling of nearby stars», Astrophysical Journal, Part 1 243: 234–243, doi:10.1086/158589 
  54. Schmitt, J. H. M. M.; Drake, J. J.; Stern, R. A.; Haisch, B. M. (1996), «The extreme-ultraviolet spectrum of the nearby K Dwarf ε Eridani», Astrophysical Journal 457: 882, doi:10.1086/176783 
  55. Ness, J.-U.; Jordan, C. (2008), «The corona and upper transition region of ε Eridani», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 385 (4): 1691–1708, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12757.x 
  56. Wood, Brian E.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P.; Linsky, Jeffrey L. (2002), «Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age and activity», The Astrophysical Journal 574 (1): 1–2, doi:10.1086/340797  See p. 10.
  57. Evans, D. S. (June 20–24, 1966), The revision of the general catalogue of radial velocities, στο: Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, «Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30», Determination of Radial Velocities and their Applications (Πανεπιστήμιο του Τορόντο: International Astronomical Union) 30: 57 
  58. de Mello, G. F. Porto; del Peloso, E. F.; Ghezzi, Luan (2005), «Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun», Astrobiology 6 (2): 308–331, doi:10.1089/ast.2006.6.308, PMID 16689649 
  59. Fuhrmann, K. (2004), «Nearby stars of the Galactic disk and halo. III», Astronomische Nachrichten 325 (1): 3–80, doi:10.1002/asna.200310173 
  60. King, Jeremy R.; Villarreal, Adam R.; Soderblom, David R.; Gulliver, Austin F.; Adelman, Saul J. (2003), «Stellar kinematic groups. II. A reexamination of the membership, activity, and age of the Ursa Major group», The Astronomical Journal 125 (4): 1980–2017, doi:10.1086/368241 
  61. Deltorn, J.-M.; Greene, P. (May 16, 2001), Search for nemesis encounters with Vega, epsilon Eridani, and Fomalhaut, στο: Jayawardhana, Ray; Greene, Thoas, «Young Stars Near Earth: Progress and Prospects», Young Stars Near Earth: Progress and Prospects (San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific) 244: 227–232, ISBN 1-58381-082-X 
  62. García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M. (2001), «Stellar encounters with the Solar System», Astronomy and Astrophysics 379 (2): 634–659, doi:10.1051/0004-6361:20011330 
  63. 63,0 63,1 63,2 Reidemeister, M.; Krivov, A. V.; Stark, C. C.; Augereau, J.-C.; Löhne, T.; Müller, S. (2011), «The cold origin of the warm dust around ε Eridani», Astronomy & Astrophysics 527: A57, doi:10.1051/0004-6361/201015328 
  64. Davis, G. R.; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H. και άλλοι. (2005), «Structure in the ε Eridani debris disk», The Astrophysical Journal 619 (2): L187–L190, doi:10.1086/428348 
  65. Morbidelli, A.; Brown, M. E.; Levison, H. F. (2003), «The Kuiper Belt and its primordial sculpting», Earth, Moon, and Planets 92 (1): 1–27, doi:10.1023/B:MOON.0000031921.37380.80 
  66. Ozernoy, Leonid M.; Gorkavyi, Nick N.; Mather, John C.; Taidakova, Tanya A. (2000), «Signatures of exosolar planets in dust debris disks», The Astrophysical Journal Letters 537 (2): L147–L151, doi:10.1086/312779 
  67. 67,0 67,1 67,2 Brogi, M.; Marzari, F.; Paolicchi, P. (2009), «Dynamical stability of the inner belt around Epsilon Eridani», Astronomy and Astrophysics 499 (2): L13–L16, doi:10.1051/0004-6361/200811609 
  68. 68,0 68,1 Clavin, Whitney (October 27, 2008), Closest planetary system hosts two asteroid belts, http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/news/spitzer-20081027.html, ανακτήθηκε στις 2010-07-04 
  69. Liu, Wilson M.; Hinz, Philip M.; Hoffmann, William F.; Brusa, Guido; Miller, Doug; Kenworthy, Matthew A. (2009), «Observations of Main-Sequence Stars and Limits on Exozodical Dust with Nulling Interferometry», The Astrophysical Journal 693 (2): 1500–1507, doi:10.1088/0004-637X/693/2/1500 
  70. Heinze, A. N.; Hinz, Philip M.; Kenworthy, Matthew; Miller, Douglas; Sivanandam, Suresh (2008), «Deep L'- and M-band imaging for planets around Vega and ε Eridani», The Astrophysical Journal 688 (1): 583–596, doi:10.1086/592100 
  71. 71,0 71,1 Wright, Jason; Marcy, Geoff (2010), Catalog of nearby exoplanets, California Planet Survey consortium, http://exoplanets.org, ανακτήθηκε στις 2010-11-07 
  72. 72,0 72,1 72,2 Butler, R. P.; Wright, J. T.; Marcy, G. W.; Fischer, D. A.; Vogt, S. S.; Tinney, C. G.; Jones, H. R. A.; Carter, B. D. και άλλοι. (2006), «Catalog of nearby exoplanets», The Astrophysical Journal 646: 505–522, doi:10.1086/504701 
  73. McCarthy, Chris (2008), Space Interferometery Mission: key science project, Exoplanets Group, San Francisco State University, http://tauceti.sfsu.edu/~chris/SIM/, ανακτήθηκε στις 2008-07-22 
  74. McNutt, R. L.; Andrews, G. B.; McAdams, J.; Gold, R. E.; Santo, A.; Oursler, D.; Heeres, K.; Fraeman, M. και άλλοι. (January 19, 2000), «A realistic interstellar explorer», AIP Conference Proceedings, Space Technology and Applications International Forum, 504, σελ. 917–924, doi:10.1063/1.1302595 
  75. Kitzmann, D.; Patzer, A. B. C.; von Paris, P.; Godolt, M.; Stracke, B.; Gebauer, S.; Grenfell, J. L.; Rauer, H. (2010), «Clouds in the atmospheres of extrasolar planets. I. Climatic effects of multi-layered clouds for Earth-like planets and implications for habitable zones», Astronomy and Astrophysics 511: 511A66.1–511A66.14, doi:10.1051/0004-6361/200913491  See table 3.
  76. Underwood, David R.; Jones, Barrie W.; Sleep, P. Nick (2003), «The evolution of habitable zones during stellar lifetimes and its implications on the search for extraterrestrial life», International Journal of Astrobiology 2 (4): 289–299, doi:10.1017/S1473550404001715 
  77. Jones, Barrie W.; Underwood, David R.; Sleep, P. Nick (April 22–25, 2003), «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, Germany: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co, σελ. 625–630, ISBN 92-9092-849-2 
  78. Buccino, A. P.; Mauas, P. J. D.; Lemarchand, G. A. (2003), UV Radiation in Different Stellar Systems, στο: R. Norris and F. Stootman, «Structure Bioastronomy 2002: Life Among the Stars, Proceedings of IAU Symposium #213», Bioastronomy 2002: Life Among the Stars (San Francisco: Astronomical Society of the Pacific) 213: 97 

Εξωτερικοί σύνδεσμοι[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Πηγές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  • Richard Hinckley Allen: Star Names: Their Lore and Meaning, Dover Publ., 1963
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Epsilon Eridani της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).