波斯七
 波斯七位于印第安座的右侧 | |
| 观测资料 历元 J2000.0 (ICRS) | |
|---|---|
| 星座 | 印第安座 |
| 星官 | |
| 赤经 | 22h 03m 21.6571s[1] |
| 赤纬 | −56° 47′ 09.514″[1] |
| 视星等（V） | 4.69[1] |
| 特性 | |
| 光谱分类 | K4.5 V[1] |
| U−B 色指数 | 1.00[2] |
| B−V 色指数 | 1.06[2] |
| 变星类型 | None |
| 天体测定 | |
| 径向速度 (Rv) | -40.4[1] km/s |
| 自行 (μ) | 赤经：3,961.41[1] mas/yr 赤纬：-2,538.33[1] mas/yr |
| 视差 (π) | 275.79 ± 0.69[1] mas |
| 距离 | 11.83 ± 0.03 ly (3.626 ± 0.009 pc) |
| 绝对星等 (MV) | 6.88 |
| 轨道[3] | |
| 主星 | ε Ind Ba |
| 伴星 | ε Ind Bb |
| 绕行周期 (P) | 11.0197 ± 0.0076 yr |
| 半长轴 (a) | 661.58 ± 0.37 mas (2.4058 ± 0.0040 au) |
| 偏心率 (e) | 0.54042 ± 0.00063 |
| 倾斜角 (i) | 77.082 ± 0.032° |
| 升交点黄经 (Ω) | 147.959 ± 0.023° |
| 近心点幅角 (ω) (secondary) | 328.27 ± 0.12° |
| 详细资料 | |
| 质量 | 0.77[4] M☉ |
| 半径 | 0.76[5] R☉ |
| 表面重力 (log g) | 4.65 ± 0.15[2] |
| 亮度 | 0.15 L☉ |
| 温度 | 4,280[5] K |
| 金属量 | 60-110% |
| 自转 | 23 days (0.7 km/s) |
| 年龄 | 1.3 × 109[6] 年 |
| 其他命名 | |
波斯七（Epsilon Indi）位于印第安座，距离地球11.83光年。波斯七的自行运动速度在肉眼可见的恒星中排名第2，仅次于天鹅座61（不过自行运动比波斯七大的葛罗姆布里吉1830亮度为6.4等，在异常黑暗的夜空中可以用肉眼观测到它）。
从波斯七的角度来看，太阳会成为大熊座的第2亮星，并位于北斗七星的杓底附近。
性质[编辑]
波斯七属于一颗主序星，质量只有太阳的4分之3[4]，表面重力则比太阳略高[2]。波斯七与太阳的相对速率是86km/s，被怀疑是至少由16颗第一星族星组成的星协中的一个成员[7]。
天文学家在2003年1月宣布发现一颗棕矮星绕著波斯七公转，它的质量为木星的40－60倍，距离至少有1500天文单位[8][9]。到了2003年8月时天文学家发现它其实是一对棕矮星双星，彼此相隔2.1天文单位[10]。这两颗棕矮星的光谱都是T型，其中质量较大的波斯七Ba是T1型，而另一颗质量较小的波斯七Bb则是T6型。天文学家则根据演化模型[11]、光谱学与光度测定分别来计算这两颗棕矮星的质量、直径与表面温度，根据他们观测的结果显示波斯七Ba与波斯七Bb的数据分别是47 ± 10与28 ± 7倍木星质量、直径为太阳的0.091 ± 0.005与0.096 ± 0.005倍，表面温度则分别是1280±40K与850±20K[12]。
行星系统[编辑]
| 成员 (依恒星距离) |
质量 | 半长轴 (AU) |
轨道周期 (天) |
离心率 | 倾角 | 半径 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 3.25+0.39 −0.65 MJ |
11.55+0.98 −0.86 |
45.20+5.74 −4.77 |
0.26+0.07 −0.03 |
64.25+13.80 −6.09° |
~0.9 RJ |
行星适居性[编辑]
天文学家玛格丽特·端贝尔（Margaret Turnbull）与吉儿·塔特（Jill Tarter）曾经列出一份名单，其中包括17,129颗最接近太阳并且很可能拥有可以孕育出复杂生物的行星的恒星，波斯七则在该名单中名列首位[14] 。端贝尔与塔特目前在华盛顿哥伦比亚特区的卡内基科学机构（Carnegie Institution for Science）进行研究。
参见[编辑]
参考资料[编辑]
- ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 SIMBAD Query Result: LHS 67 -- High proper-motion Star. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2007-07-11]. （原始内容存档于2019-08-12）.
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Kollatschny, W. A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI. Astronomy and Astrophysics. 1980, 86 (3): 308–314 [2007-07-11].
- ^ Chen, Minghan; Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Dupuy, Trent J.; Cardoso, Cátia V.; McCaughrean, Mark J. Precise Dynamical Masses of ε Indi Ba and Bb: Evidence of Slowed Cooling at the L/T Transition. The Astronomical Journal. 2022, 163 (6): 288. Bibcode:2022AJ....163..288C. S2CID 248834536. arXiv:2205.08077
. doi:10.3847/1538-3881/ac66d2.
- ^ 4.0 4.1 Staff. List of the Nearest 100 Stellar Systems. Research Consortium on Nearby Stars. June 8, 2007 [2007-07-11]. （原始内容存档于2007-07-14）.
- ^ 5.0 5.1 Johnson, H. M.; Wright, C. D. Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun. Astrophysical Journal Supplement Series. 1983, 53: 643–711 [2007-07-11]. （原始内容存档于2017-11-18）.—see p. 701
- ^ Lachaume, R.; Dominik, C.; Lanz, T.; Habing, H. J. Age determinations of main-sequence stars: combining different methods. Astronomy and Astrophysics. 1999, 348: 897–909 [2007-07-12]. （原始内容存档于2019-03-23）.—This paper gives a median log age = 9.11, with a range of min = 8.91 and max = 9.31. This corresponds to 1.3 Gyr, with an error range of 0.8–2.0 Gyr.
- ^ Eggen, O. J. The zeta Herculis, sigma Puppis, ε Indi, and eta Cephei Groups of Old Disk Population Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1971, 83 (493): 251–270 [2008-01-29]. （原始内容存档于2019-05-05）.
- ^ Discovery of Nearest Known Brown Dwarf: Bright Southern Star Epsilon Indi Has Cool, Substellar Companion （页面存档备份，存于互联网档案馆）, press release 01/03, 欧洲南方天文台, 2003-01-13. Accessed on line 2007-09-18.
- ^ ε Indi B: A new benchmark T dwarf （页面存档备份，存于互联网档案馆）, R.-D. Scholz, M. J. McCaughrean, N. Lodieu, and B. Kuhlbrodt, Astronomy and Astrophysics 398 (February 2003), pp. L29–L33.
- ^ K. Volk, R. Blum, G. Walker, P. Puxley. epsilon Indi B. International Astronomical Union Circular (IAU). 2003-08-27, (8188) [2006-11-29]. （原始内容存档于2019-09-06）.
- ^ E.g., Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458 （页面存档备份，存于互联网档案馆）, I. Baraffe, G. Chabrier, T. Barman, F. Allard, and P. H. Hauschildt, Astronomy and Astrophysics 402 (May 2003), pp. 701–712.
- ^ M. J. McCaughrean; et al. ε Indi Ba,Bb: The nearest binary brown dwarf. Astronomy and Astrophysics. January 2004, 413: 1029–1036.
- ^ 13.0 13.1 Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus, Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 14 October 2019, 490 (4): 5002–5016, Bibcode:2019MNRAS.490.5002F, S2CID 204575783, arXiv:1910.06804 , doi:10.1093/mnras/stz2912
- ^ Stahl, Jason. 20 Things You Didn't Know About... Aliens. Discover. January 2007 [2007-03-02]. （原始内容存档于2007-02-21）.
外部链接[编辑]
- 面白いブログについて天体物理学 (日本语版)
- Closest Known Brown Dwarf has a Companion. SpaceRef.ca. 2003-09-19 [2006-11-29].[永久失效链接]
- Epsilon Indi. Sol Company. 2005 [2006-11-29]. （原始内容存档于2011-05-13）.
- Kaler, Jim. Epsilon Indi. [2006-11-29]. （原始内容存档于2006-12-06）.
- ε Indi. Alcyone. [2007-07-12]. （原始内容存档于2008-06-05）.
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