複製鏈接
請複製以下鏈接發送給好友
https://baike.baidu.hk/item/天苑四/6981528
複製
複製成功

天苑四

鎖定
天苑四（ε Eri / ε Eridani） 是一顆主序帶上分類為K2的恆星。它是波江座內最靠近我們，也是在近距離恆星列表上能以裸眼看見的全天第三靠近的恆星。估計他的年齡少於十億年，相對來説還是顆年輕的恆星，因此這顆恆星的磁場活動比太陽強，而恆星風的強度估計是太陽的30倍。自轉也比較快速，雖然有緯度上的變化，估計週期約為11.1 天。天苑四不僅質量和體積都比太陽小，它的金屬量（原子量大於氦的元素）也比較低。 [1] 
雖然一些徑向速度觀測數據暗示可能存在一顆大行星，然而由於該恆星活躍的磁場導致數據中存在高水平背景噪音，因此該結果仍未被完全接受， [2]  它的軌道週期應該是2502天，與恆星的平均距離為3.4天文單位（5億5百萬公里），迄2008年，天苑四是距離太陽最近的已知擁有行星的恆星。這顆恆星也有兩條小行星帶，一條在大約3天文單位的距離上，另一條在20天文單位，並且可能是受到尚未能確認的第二顆行星攝動的物質。 [3] 
中文名
天苑四
外文名
ε Eri
別    名
波江座ε星
分    類
恆星
質    量
0.85M☉
表面温度
5073±42 K
視星等
3.73 等
自轉週期
11.1/天
赤    經
3時32分55.8秒
赤    緯
+9°27′29.7″
距地距離
10.5±0.03 ly(3.218±0.009 pc)
離心率
0.09
光    譜
K2V
半    徑
0.84R☉
星    官
天苑

目錄

  1. 1 發現歷史
  2. 2 地理位置
  3. 3 歷史觀測
  1. 4 軌道參數
  2. 5 物理特徵
  3. 6 背景參數
  1. 7 天文探測

天苑四發現歷史

天苑四在約翰·拜耳於1603年出版的測天圖（Uranometria）中已經以拜耳命名法標示出來。ε是第五個希臘字母，意味着他大概也是波江座內最亮恆星中的第五顆亮星 [4]  ，約翰·佛蘭斯蒂德在1712年初步完成的佛氏星表中將它編為波江座18號星，天苑四的視星等是3.73等，使得在都市中的居民，因為城市的光污染照亮了夜空，而很難以裸眼看見它。 [2] 

天苑四地理位置

天苑四位於波江座北部，在明亮的波江座δ星東方約3度，赤緯-9.45度。 [2] 

天苑四歷史觀測

天文學家以1800年至1880年間的觀測為基礎，發現天苑四的自行很大，當時估計為每年3角秒，暗示了它與太陽相當接近，所以這顆恆星適合作為三角視差法測量的目標， [5]  從1881年至1883年間, 威廉·路易斯·埃爾金使用太陽儀在南非好望角的皇家天文台對天苑四做了一系列的觀測。根據這些觀測結果，天文學家初步認定天苑四的視差為0.14 ± 0.02 角秒。 [6] 
1917年根據觀測結果精確估計天苑四視差為0.317 角秒，這個數值已經非常接近現代採用的數值0.3107 角秒這個視差值相當於10.5 光年的距離，所以天苑四是距離太陽第13近的恆星（第9接近的恆星系統）。 [6] 

天苑四軌道參數

星座
波江座
星官
天苑
赤經
03h 32m 55.8442s [2] 
赤緯
−09° 27′ 29.744 ″ [2] 
視星等（V）
3.73 [2] 

天苑四物理特徵

天苑四的質量是太陽質量的85% [1]  ，半徑是太陽半徑的84% [7]  但是亮度只有太陽的28%。它是繼半人馬座αB之後第二接近的光譜類型K型星，相較於太陽，這顆恆星擁有的原子序大於氦的元素比較少，在它的色球層中鐵的含量只有太陽的74%。 [8] 
天苑四色球層的磁場活動比太陽活躍，在光球層的9%深度的範圍內發現的磁場強度是0.14泰斯勒， [9]  整顆恆星的磁場活動是不規則的，但它可能有5年的週期性變化。假設恆星的半徑在這段時間內不會改變，則在活動程度上的變化相當於在温度上有15 K的改變，這相當於0.014星等的變化。 [10] 
磁場活動的轉動振幅顯示恆星赤道的自轉週期是11.10 ± 0.03 天，或是略短於太陽自轉週期的一半。恆星光度的變化是由於磁場的活動加上自轉的因素，被分類為天龍座BY變星，光度計的觀測證實天苑四的表面也像太陽一樣有微差轉動，因此自轉週期會隨着緯度改變，從10.8天至12..3天變化著 [10]  ，天苑四的轉軸傾角尚未確定，估計是在低的24°至高的72°之間。 [11] 
相對於太陽，天苑四的外層大氣看起來比太陽大和熱，這是它的恆星風比太陽強30倍造成大量質量損失造成的。恆星風在大約8,000 天文單位處形成星狀球，並且在距離恆星1,600 天文單位處造成弓形震波。以地球到這顆恆星的距離估計，星狀球的視角大約有42弧分，比我們滿月時的月球還要大 [12]  。
天苑四空間速度的分量分別是U = −3，V = +7和W = −20 公里/秒，在銀河系內以平均銀心距離8,800秒差距，離心率0.09的軌道上運轉着， [13]  在過去的數百萬年間，相信曾有三顆恆星交近天苑四至2秒差距的距離內。最近一次大約是在12,500年前與卡普坦星的遭遇，但這些遭遇都被認為對星周盤沒有影響， [14]  天苑四大約在105,000年前最接近太陽，當時的距離大約只有7光年。 [5] 

天苑四背景參數

徑向速度 (Rv)
+15.5±0.9 km/s
自行 (μ)
赤經：−976.36mas/yr
赤緯：17.98 mas/yr
視差 (π)
310.74 ± 0.85 mas
距離
10.5 ± 0.03 ly
(3.218 ± 0.009 pc)
絕對星等 (MV)
6.19
質量
0.85 M☉
半徑
0.84R☉
表面重力 (log g)
4.57
亮度
0.28 L☉
温度
5073±42K
金屬量
[Fe/H]=−0.13±0.04
自轉
11.1 days
年齡
(0.5–1.0) × 109 年 [1]  [7]  [15]  [9]  [14]  [5] 

天苑四天文探測

弗蘭克·德雷克使用西維吉尼亞州綠堤電波望遠鏡搜尋預期中的外星高智生命訊號，該計劃被稱為奧茲瑪計劃，計劃所選定的目標就是靠近太陽的天苑四和天倉五，但是目前沒有發現任何來自外星球生物的訊號（1960年4月8日曾收到一個飛機發出的假訊號），鳳凰計劃觀測範圍包含距離太陽7.2 秒差距內恆星，該計劃在1995年以天苑四為目標，使用微波巡天搜尋外星生物的訊號，到了2004年，鳳凰計劃已經檢驗過800顆恆星，沒有檢測任何可疑的訊號。 [16] 
在2006年使用哈伯太空望遠鏡證實確實有一顆行星以6.9年的週期環繞着這顆恆星。 [17] 
參考資料
  • 1.    Di Folco, E.; 等, VLTI near-IR interferometric observations of Vega-like stars. Radius and age of α PsA, β Leo, β Pic, ε Eri and τ Cet, Astronomy and Astrophysics, November 2004, 426 (2): P601–617
  • 2.    Backman, D.; 等, Epsilon Eridani's planetary debris disk: structure and dynamics based on Spitzer and CSO observations, The Astrophysical Journal, 2008, 690 (2): P1522–1538
  • 3.    Solar System's Young Twin Has Two Asteroid Belts2008-22 | www.cfa.harvard.edu/  ．哈佛-史密松天體物理中心,[引用日期2020-12-22]
  • 4.    Kanas, Nick. Star Maps: History, Artistry, and Cartography. Springer. 2007.
  • 5.    García-Sánchez, J.; 等, Stellar encounters with the Solar System, Astronomy and Astrophysics, November 2001, P634–659
  • 6.    Gill, David. The Fixed Stars. Nature. 1884, P 156–159
  • 7.    Johnson, H. M.; Wright, C. D. Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun. Astrophysical Journal Supplement Series. 1983, P643–711
  • 8.    Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M., Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation, Astronomy and Astrophysics, March 2004, :P1153–1166
  • 9.    Valenti, Jeff A.; Marcy, Geoffrey W.; Basri, Gibor, Infrared zeeman analysis of Epsilon Eridani, The Astrophysical Journal, February 1995, P939–956
  • 10.    Gray, David F.; Baliunas, Sallie L., Magnetic activity variations of Epsilon Eridani, The Astrophysical Journal, March 1995, 441 (1): 436–442
  • 11.    Froehlich, H.-E. The differential rotation of epsilon Eri from MOST data. Astronomische Nachrichten. 2007, 328: 1037
  • 12.    Wood, Brian E.; Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P.; Linsky, Jeffrey L., Measured mass-loss rates of solar-like stars as a function of age and activity, The Astrophysical Journal, July 2002, 574 (1): 1–2,
  • 13.    de Mello, G. F. Porto; del Peloso, E. F.; Ghezzi, Luan, Astrobiologically interesting stars within 10 parsecs of the Sun, Astrobiology, 2005, 6 (2): 308–331
  • 14.    Deltorn, J.-M.; Greene, P., Jayawardhana, Ray; Greene, Thoas, 編, Search for nemesis encounters with Vega, epsilon Eridani, and Fomalhaut, Young Stars Near Earth: Progress and Prospects (San Francisco, CA: Astronomical Society of the Pacific), 2001-05-16.P227–232
  • 15.    Campbell, William Wallace. The Elements of Practical Astronomy. New York: The MacMillan Company. 1899
  • 16.    Duquennoy, A.; 等, 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: 太平洋天文學會), August 16–20, 1993, P207–218
  • 17.    Benedict, G. Fritz; 等, The extrasolar planet e Eridani b – orbit and mass, The Astronomical Journal, November 2006, 132 (5): 2206–2218
展開全部 收起