Epsilon Indi - Epsilon Indi
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
---|---|
Souhvězdí | Indus |
Správný vzestup | 22h 03m 21.65423s[1] |
Deklinace | −56° 47′ 09.5370″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 4.8310±0.0005[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | K5V + T1 + T6[3] |
U-B barevný index | 1.00[4] |
B-V barevný index | 1.056±0.016[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | −40.4[5] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: 3967.039±0.380[1] mas /rok Prosinec: −2535.758±0.415[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 274.8048 ± 0.2494[1] mas |
Vzdálenost | 11.87 ± 0.01 ly (3.639 ± 0.003 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | 6.89[6] |
Detaily[7] | |
ε Ind A | |
Hmotnost | 0.754±0.038[3] M☉ |
Poloměr | 0.711±0.005 R☉ |
Zářivost | 0.21±0.02 L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 4.63±0.01 cgs |
Teplota | 4,649±84 K. |
Kovovost [Fe / H] | −0.13±0.06 dex |
Otáčení | 23 dní[8] |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 2,00 km / s |
Stáří | 1.3[9] 3.7-5.7[10] Gyr |
ε Ind Ba / Bb | |
Hmotnost | Ba: ≈67,6–69,1MJup Bb: ≈50,0–54,5[11] MJup |
Poloměr | Ba: ~ 0,080–0,081R☉ Bb: ~ 0,082–0,083[11] R☉ |
Zářivost | Ba: 0,00002000L☉ Bb: 0,000005861[11] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | Ba: 5,43 - 5,45 Bb: 5,27 - 5,33[11] cgs |
Teplota | Ba: 1352 - 1385 K. Bb: 976 - 1011[11] K. |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | Systém |
A | |
Bab | |
Bab (jako zdroj rentgenového záření) |
Epsilon Indi, Latinsky od ε Indi, je a hvězdný systém nachází se ve vzdálenosti přibližně 12 světelné roky z Země na jihu souhvězdí z Indus. Hvězda má oranžový odstín a je slabě viditelná pouhým okem s zdánlivá vizuální velikost 4,83.[2] Skládá se z a Hvězda hlavní sekvence typu K., ε Indi A a dva hnědí trpaslíci, ε Indi Ba a ε Indi Bb, na široké oběžné dráze kolem ní.[12] Hnědí trpaslíci byli objeveni v roce 2003. ε Indi Ba je časný trpaslík T (T1) a ε Indi Bb pozdní T trpaslík (T6) oddělené 0,6 obloukovými sekundami, s projektovanou vzdáleností 1460 AU od jejich primární hvězdy.
ε Indi A má jednu známou planetu, ε Indi Ab, s hmotností 3,3 Masy Jupitera na téměř kruhové oběžné dráze s obdobím asi 45 let. ε Indi Ab je nejblíže Jupitská exoplaneta. Systém ε Indi poskytuje měřítko pro studium formování plynných obrů a hnědých trpaslíků.[10][13][14]
Pozorování
Souhvězdí Indus (Ind) se poprvé objevilo v roce Johann Bayer nebeský atlas Uranometria v roce 1603. Atlas hvězd 1801 Uranografia, německý astronom Johann Elert Bode, umístí ε Indi jako jeden ze šípů držených v levé ruce Inda.[15]
V roce 1847 Heinrich Louis d'Arrest porovnal pozici této hvězdy v několika katalozích z roku 1750 a zjistil, že má měřitelnou hodnotu správný pohyb. To znamená, že zjistil, že hvězda v průběhu času změnila polohu napříč nebeskou sférou.[16] V letech 1882–3 se paralaxa ε Indi bylo měřeno astronomy David Gill a William L. Elkin v Mys Dobré naděje. Odvodili odhad paralaxy na 0.22 ± 0.03 obloukové sekundy.[17] V roce 1923 Harlow Shapley z Harvardská observatoř odvodil paralaxu 0,45 arcseconds.[18]
V době Projekt Ozma v roce 1960 byla tato hvězda zkoumána na umělé rádiové signály, ale žádný nebyl nalezen.[19] V roce 1972 Družice Copernicus byl použit k prozkoumání této hvězdy na emise ultrafialový laserové signály. Výsledek byl opět negativní.[20] ε Indi vede a seznam, zkompilovaný Margaret Turnbull a Jill Tarter z Carnegie Institution v Washington ze 17 129 blízkých hvězd s největší pravděpodobností bude mít planety, které by mohly podporovat složitý život.[21]
Hvězda patří mezi pět blízkých paradigmat jako hvězdy typu K typu na „sladkém místě“ mezi hvězdami analogickými Slunci a hvězdami M pro pravděpodobnost vývoje života, podle analýzy Giady Arney z NASA Goddardovo vesmírné středisko.[22]
Vlastnosti
ε Indi A je a hlavní sekvence hvězda spektrální typ K5V. Hvězda má jen asi tři čtvrtiny hmotnosti Slunce[23] a 71% Poloměr Slunce.[7] Jeho povrchová gravitace je o něco vyšší než gravitace Slunce.[4] The metalicita hvězdy je podíl prvků s vyšším atomovým číslem než helium, který je obvykle představován poměrem železa k vodíku ve srovnání se stejným poměrem pro Slunce; ε Bylo zjištěno, že Indi A obsahuje asi 87% slunečního podílu železa v něm fotosféra.[3]
The korona ε Indi A je podobné Slunci, s rentgen svítivost 2×1027 ergs s−1 (2×1020 W) a odhadovaná koronální teplota 2×106 K. hvězdný vítr této hvězdy se rozšiřuje ven a vytváří a šok z luku ve vzdálenosti 63 AU. Po proudu od přídě dosahuje terminační šok až 140 AU od hvězdy.[24]

Tato hvězda má třetí nejvyšší správný pohyb jakékoli hvězdy viditelné pouhým okem poté Groombridge 1830 a 61 Cygni,[25] a celkově devátý nejvyšší.[26] Tento pohyb přesune hvězdu do souhvězdí Tucana kolem roku 2640 n. l.[27] ε Indi A má a vesmírná rychlost vzhledem ke Slunci 86km / s,[4][poznámka 1] což je neobvykle vysoké pro to, co je považováno za mladou hvězdu.[28] Má se za to, že je členem ε Indi pohybující se skupina nejméně šestnáct populace I. hvězdy.[29] Toto je sdružení hvězd, které mají podobné vesmírná rychlost vektory, a proto s největší pravděpodobností vznikly ve stejnou dobu a na stejném místě.[30] ε Indi se nejblíže přiblíží ke Slunci asi za 17 500 let, když se k němu přiblíží přísluní průchod na vzdálenost asi 10,58 světelných let (3,245 ks).[31]
Jak je patrné z ε Indi, Slunce je hvězdou o velikosti 2,6 palce Majorka, poblíž mísy Velký vůz.[poznámka 2]
Společníci

V lednu 2003 astronomové oznámili objev a hnědý trpaslík s hmotností 40 až 60 Masy Jupitera na oběžné dráze kolem ε Indi A ve vzdálenosti nejméně 1 500AU.[32][33] V srpnu 2003 astronomové zjistili, že tento hnědý trpaslík byl ve skutečnosti binární hnědý trpaslík se zjevným oddělením 2,1 AU a oběžnou dobou asi 15 let.[11][34] Oba hnědí trpaslíci jsou z spektrální třída T; masivnější složka ε Indi Ba je spektrálního typu T1 – T1,5 a méně hmotná složka ε Indi Bb spektrálního typu T6.[11]
Evoluční modely[35] byly použity k odhadu fyzikálních vlastností těchto hnědých trpaslíků z spektroskopické a fotometrické Měření. Tyto výnosové hmotnosti 47 ± 10 a 28 ± 7 krát hmotnost Jupiteru a poloměry 0.091 ± 0.005 a 0.096 ± 0.005 sluneční poloměry, pro ε Indi Ba, respektive ε Indi Bb.[36] The efektivní teploty jsou 1300–1340K. a 880–940K., zatímco log G (cm s.)−1) povrchové gravitace jsou 5,50 a 5,25 a jejich svítivosti jsou 1.9 × 10−5 a 4.5 × 10−6 the svítivost Slunce. Mají odhadovanou metalicitu [M / H] = –0,2.[11]
Měření radiální rychlost of Epsilon Indi od Endl et al. (2002)[37] Zdá se, že ukazují trend, který naznačoval planetárního společníka s oběžnou dobou více než 20 let. Mezi parametry vysoce přibližných dat patřil subelární objekt s minimální hmotností 1,6 Jupiteru a orbitální separací zhruba 6,5 AU (analog Jupitera).
Vizuální vyhledávání pomocí ESO je Velmi velký dalekohled našel jednoho potenciálního kandidáta. Následné přezkoumání ze strany Hubbleův vesmírný dalekohled NICMOS ukázal, že se jedná o objekt na pozadí.[38] Od roku 2009 se při hledání neviditelného společníka ve vzdálenosti 4 μm nepodařilo detekovat obíhající objekt. Tato pozorování dále omezila hypotetický objekt na 5–20krát větší hmotnost než Jupiter, obíhající mezi 10 a 20 AU a sklon více než 20 °. Alternativně to může být exotický hvězdný zbytek.[39]
Delší studium radiální (do nebo ze Země) rychlost, pomocí Echelleova spektrometru na dalekohledu HARPS, aby bylo možné navázat na Endlovy nálezy, byla publikována v článku M. Zechmeister et al. v roce 2013. Zjištění potvrzují, že podle článku „Epsilon Ind A má stálý dlouhodobý trend, který stále vysvětluje planetární společník“.[14] To upřesnilo pozorovaný trend radiální rychlosti a naznačuje planetárního společníka s oběžnou dobou 45 let.[10] Pozorovaný trend by mohl vysvětlit plynový gigant s minimální hmotností 0,97 Jupiteru a minimální orbitální separací zhruba 9,0 AU.[Poznámka 3] 9,0 AU je přibližně ve stejné vzdálenosti jako Saturn. To zcela nekvalifikuje planetu jako skutečný analog Jupitera, protože obíhá podstatně dále než 5,0 AU.[14] Nejen, že obíhá dále, ale ε Indi A je také slabší než Slunce, takže by dostalo jen přibližně stejné množství energie na metr čtvereční jako Uran dělá ze Slunce. Trend radiální rychlosti byl pozorován u všech dosud pozorovaných pozorování prováděných pomocí dalekohledu HARPS, ale vzhledem k dlouhému časovému období předpovídanému pouze pro jednu oběžnou dráhu objektu kolem ε Indi A, více než 30 let, pokrytí astrometrické fáze ještě není kompletní.[14]
V březnu 2018 byla existence planety potvrzena pomocí měření radiální rychlosti. Při oddělení 3.3 obloukové sekundy od své hostitelské hvězdy je ε Indi Ab kandidátem na přímé zobrazování pomocí Vesmírný dalekohled Jamese Webba.[13]
V říjnu 2019 Feng et al. zveřejnil aktualizovanou oběžnou dráhu planety. Ukazují, že oběžná dráha je mírně excentrická, s excentricita asi 0,26. Hmotnost planety je 3,25 masy Jupitera a obíhá ve vzdálenosti 11,6 AU s obdobím 45 let.[10]
Společník (v pořadí od hvězdy) | Hmotnost | Poloviční osa (AU ) | Oběžná doba (let ) | Excentricita | Sklon | Poloměr |
---|---|---|---|---|---|---|
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° | ~0.95 (~0.098 R☉ )[poznámka 4][nesprávná syntéza? ] RJ |
Žádný přebytek infračervený záření, které by naznačovalo a úlomky disku byl zjištěn kolem ε Indi.[41] Takový disk s troskami mohl být vytvořen z kolize planetesimals které přežily z raného období hvězd protoplanetární disk.
Viz také
Poznámky
- ^ Komponenty prostorové rychlosti jsou: U = −77; V = -38 a W = +4. Tím se získá rychlost čistého prostoru o km / s.
- ^ Od ε Indi by se Slunce objevilo na diametrálně opačné straně oblohy v souřadnicích RA =10h 03m 21s, Dec = 56 ° 47 ′ 10 ″, který se nachází poblíž Beta Ursae Majoris. Absolutní velikost Slunce je 4,8, takže ve vzdálenosti 3,63 parseků by mělo Slunce zdánlivou velikost .
- ^ Keplerův třetí zákon, za předpokladu, že kruhová oběžná dráha dává . Hmotnost a období jsou známy z papíru,[14] osu semimajor lze tedy vypočítat pomocí .
- ^ Z indexu power-law joviánských světů; R ∝ MS - kde R je poloměr planety v poměru k Jupiteru, M hmotnost planety v poměru k Jupiteru a S = −0.044+0.017
−0.019[40]
Reference
- ^ A b C d E Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
- ^ A b C van Leeuwen, F. (2007). „Ověření nové redukce Hipparcos“. Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ A b C Demory, B.-O .; et al. (Říjen 2009). "Vztah mezi hmotností a poloměrem hvězd s nízkou a velmi nízkou hmotností se vrátil k VLTI." Astronomie a astrofyzika. 505 (1): 205–215. arXiv:0906.0602. Bibcode:2009A & A ... 505..205D. doi:10.1051/0004-6361/200911976. S2CID 14786643.
- ^ A b C Kollatschny, W. (1980). "Modelová atmosféra trpasličího typu Epsilon INDI pozdního typu". Astronomie a astrofyzika. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A & A .... 86..308K.
- ^ A b „Výsledek dotazu SIMBAD: LHS 67 - Hvězda vysokého správného pohybu“. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2007-07-11.
- ^ Jimenez, Raul; Flynn, Chris; MacDonald, James; Gibson, Brad K. (březen 2003). „Kosmická výroba hélia“. Věda. 299 (5612): 1552–1555. arXiv:astro-ph / 0303179. Bibcode:2003Sci ... 299.1552J. doi:10.1126 / science.1080866. PMID 12624260. S2CID 1424666.
- ^ A b Rains, Adam D .; et al. (Duben 2020). "Přesné úhlové průměry pro 16 jižních hvězd s VLTI / PIONIER". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 493 (2): 2377–2394. arXiv:2004.02343. Bibcode:2020MNRAS.493.2377R. doi:10.1093 / mnras / staa282.
- ^ Kaler, Jim. „Epsilon Indi“. Hvězdy. University of Illinois. Citováno 2010-05-03.
- ^ Lachaume, R .; Dominik, C .; Lanz, T .; Habing, H. J. (1999). "Stanovení věku hvězd hlavní posloupnosti: kombinace různých metod". Astronomie a astrofyzika. 348: 897–909. Bibcode:1999A & A ... 348..897L. - Tento článek uvádí střední věk logaritmu = 9,11 s rozsahem min = 8,91 a max = 9,31. To odpovídá 1,3 Gyr s rozsahem chyb 0,8–2,0 Gyr.
- ^ A b C d E Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A .; Chanamé, Julio; Butler, Paul R .; Janson, Markus (14. října 2019), „Detekce nejbližšího analogu Jupiteru v datech radiální rychlosti a astrometrie“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 490 (4): 5002–5016, arXiv:1910.06804, Bibcode:2019MNRAS.490.5002F, doi:10.1093 / mnras / stz2912, S2CID 204575783
- ^ A b C d E F G h King, R. R .; et al. (Únor 2010), „ɛ Indi Ba, Bb: podrobná studie nejbližších známých hnědých trpaslíků“ (PDF), Astronomie a astrofyzika, 510: A99, arXiv:0911.3143, Bibcode:2010A & A ... 510A..99K, doi:10.1051/0004-6361/200912981, S2CID 53550866,
Zdá se však, že derivace masy chladných hnědých trpaslíků jsou nejisté, i když existují odhady efektivní teploty, povrchové gravitace a světelnosti.
- ^ Smith, Verne V .; Tsuji, Takashi; Hinkle, Kenneth H .; Cunha, Katia; Blum, Robert D .; Valenti, Jeff A .; Ridgway, Stephen T .; Joyce, Richard R .; Bernath, Peter (2003). „Infračervená spektroskopie s vysokým rozlišením hnědého trpaslíka ε Indi Ba“. The Astrophysical Journal Letters. 599 (2): L107 – L110. doi:10.1086/381248. S2CID 117133193.
- ^ A b Feng, Fabo; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A. (23. března 2018). „Detekce nejbližší jupitské exoplanety v trojitém systému Epsilon Indi“. arXiv:1803.08163 [astro-ph.EP ].
- ^ A b C d E Zechmeister, M .; Kürster, M; Endl, M .; Lo Curto, G .; Hartman, H .; Nilsson, H .; Henning, T .; Hatzes, A .; Cochran, W. D. (duben 2013). „Program pro hledání planet na ESO CES a HARPS. IV. Hledání analogů Jupitera kolem hvězd podobných slunečnímu záření“. Astronomie a astrofyzika. 552: 62. arXiv:1211.7263. Bibcode:2013A & A ... 552A..78Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551. S2CID 53694238.
- ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (13.01.2003). „Objev nejbližšího známého hnědého trpaslíka“. ESO. Archivovány od originál 20. září 2008. Citováno 2008-07-02.
- ^ D'Arrest, M. (1847). "Při správném pohybu ε Indi". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 8: 16. Bibcode:1847MNRAS ... 8 ... 16D. doi:10.1093 / měsíce / 8.1.16.
- ^ Callandreau, O. (1886). "Revue des publikace astronomiques. Stanovení heliometru hvězdné paralaxy na jižní polokouli, David Gill a W. L. Elkin". Bulletin Astronomique (francouzsky). 2 (1): 42–44. Bibcode:1885BuAsI ... 2 ... 42C.
- ^ Shapley, Harlow (1923). „Epsilon Indi“. Bulletin observatoře Harvard College. 789 (789): 2. Bibcode:1923BHarO.789Q ... 2S.
- ^ Burnham, Robert; Luft, Herbert A. (1978). Burnham's Celestial Handbook: The Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Publikace Courier Dover. ISBN 978-0-486-23568-4.
- ^ Lawton, A. T. (1975). „CETI z Koperníka“. Vesmírný let. 17: 328–330. Bibcode:1975SpFl ... 17..328L.
- ^ Stahl, Jason (leden 2007). „20 věcí, o kterých jste nevěděli ... mimozemšťané“. Objevit. Archivovány od originál dne 21.02.2007. Citováno 2007-03-02.
- ^ Bill Steigerwald (22. února 2019). ""Zlatovláska „Hvězdy mohou být„ správné “pro hledání obyvatelných světů“. NASA.
'Zjistil jsem, že některé blízké hvězdy K jako 61 Cyg A / B, Epsilon Indi, Groombridge 1618 a HD 156026 mohou být obzvláště dobrým cílem pro budoucí vyhledávání biosignatur,' řekl Arney.
- ^ Výzkumné konsorcium blízkých hvězd, Gruzínská státní univerzita (1. ledna 2012). „100 nejbližších hvězdných systémů“. RECONS. Citováno 2012-06-11.
- ^ Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (2001). „Modeling the Interstellar Medium-Stellar Wind Interactions of λ Andromedae and ε Indi“. Astrofyzikální deník. 551 (1): 495–506. Bibcode:2001ApJ ... 551..495M. doi:10.1086/320070.
- ^ Weaver, Harold F. (1947). „Viditelnost hvězd bez optické pomoci“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 59 (350): 232–243. Bibcode:1947PASP ... 59..232W. doi:10.1086/125956.
- ^ Zaměstnanci (04.05.2007). „Hvězdy s vysokou správností pohybu: Zajímavé oblasti k prohlížení“. ESA. Citováno 2006-08-10.
- ^ Patrick Moore; Robin Rees (2014). Patrick Moore's Data Book of Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. str. 296. ISBN 978-1-139-49522-6.
- ^ Rocha-Pinto, Helio J .; Maciel, Walter J .; Castilho, Bruno V. (2001). „Chromosféricky mladé, kinematicky staré hvězdy“. Astronomie a astrofyzika. 384 (3): 912–924. arXiv:astro-ph / 0112452. Bibcode:2002 A & A ... 384..912R. doi:10.1051/0004-6361:20011815. S2CID 16982360.
- ^ Eggen, O. J. (1971). „Skupiny zeta Herculis, sigma Puppis, ε Indi a eta Cephei ze starých hvězd populace disku“. Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. 83 (493): 251–270. Bibcode:1971PASP ... 83..251E. doi:10.1086/129119.
- ^ Kollatschny, W. (1980). "Modelová atmosféra pozdního typu trpaslíka Epsilon INDI". Astronomie a astrofyzika. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A & A .... 86..308K.
- ^ Bailer-Jones, C. A. L. (březen 2015), „Blízká setkání hvězdného druhu“, Astronomie a astrofyzika, 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A & A ... 575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, S2CID 59039482, A35.
- ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (13.01.2003). „Objev nejbližšího známého hnědého trpaslíka: Jasná jižní hvězda Epsilon Indi má chladného, mezihvězdného společníka“. Evropská jižní observatoř. Archivovány od originál dne 14. října 2007. Citováno 2006-05-24.
- ^ Scholz, R.-D .; McCaughrean, M. J .; Lodieu, N .; Kuhlbrodt, B. (únor 2003). „ε Indi B: Nový srovnávací T trpaslík“. Astronomie a astrofyzika. 398 (3): L29 – L33. arXiv:astro-ph / 0212487. Bibcode:2003 A & A ... 398L..29S. doi:10.1051/0004-6361:20021847. S2CID 119474823.
- ^ Volk, K .; Blum, R .; Walker, G .; Puxley, P. (2003). "epsilon Indi B". Kruhový IAU. IAU. 8188 (8188): 2. Bibcode:2003IAUC.8188 .... 2V.
- ^ Např., Baraffe, I .; Chabrier, G .; Barman, T .; Allard, F .; Hauschildt, P. H. (květen 2003). „Evoluční modely pro chladné hnědé trpaslíky a extrasolární obří planety. Případ HD 209458“. Astronomie a astrofyzika. 402 (2): 701–712. arXiv:astro-ph / 0302293. Bibcode:2003 A & A ... 402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252. S2CID 15838318.
- ^ McCaughrean, M. J .; et al. (Leden 2004). „ε Indi Ba, Bb: Nejbližší binární hnědý trpaslík“. Astronomie a astrofyzika. 413 (3): 1029–1036. arXiv:astro-ph / 0309256. Bibcode:2004 A & A ... 413 1029 mil. doi:10.1051/0004-6361:20034292. S2CID 15407249.
- ^ Endl, M .; Kürster, M .; Els, S .; Hatzes, A. P .; Cochran, W. D .; Dennerl, K .; Döbereiner, S. (2002). „Program hledání planet na spektrometru ESO Coudé Echelle. III. Kompletní výsledky průzkumu Long Camera“. Astronomie a astrofyzika. 392 (2): 671–690. arXiv:astro-ph / 0207512. Bibcode:2002 A & A ... 392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937. S2CID 17393347.
- ^ Geißler, K .; Kellner, S .; Brandner, W .; Masciadri, E .; Hartung, M .; Henning, T .; Lenzen, R .; Zavřít, L .; Endl, M .; Kürster, M. (2007). "Přímé a diferenciální zobrazovací vyhledávání pro hvězdné společníky na epsilon Indi A". Astronomie a astrofyzika. 461 (2): 665–668. arXiv:astro-ph / 0611336. Bibcode:2007A & A ... 461..665G. doi:10.1051/0004-6361:20065843. S2CID 119442720.
- ^ Janson, M .; et al. (10. srpna 2009). "Hledání obrázků pro neviditelného společníka k ε Ind A - zlepšení detekčních limitů s pozorováním 4 μm". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 399 (1): 377–384. arXiv:0906.4145. Bibcode:2009MNRAS.399..377J. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15285.x. S2CID 16314685.
- ^ Chen, Jingjing; Kipping, David (2016). „Pravděpodobnostní předpovědi mas a poloměrů jiných světů“. Astrofyzikální deník. 834 (1): 17. doi:10.3847/1538-4357/834/1/17. ISSN 1538-4357.
Charakteristickým rysem joviánských světů je, že index MR energie je blízký nule (-0,04 ± 0,02), přičemž poloměr je téměř zdegenerovaný vzhledem k hmotnosti.
- ^ Trilling, D. E.; et al. (Únor 2008). „Trosky kolem hvězd podobných slunci“. Astrofyzikální deník. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498. Bibcode:2008ApJ ... 674.1086T. doi:10.1086/525514. S2CID 54940779.
externí odkazy
- Objev nejbližšího známého hnědého trpaslíka (eso0303: 13 leden 2003)
- „Nejbližší známý hnědý trpaslík má společníka“. SpaceRef.ca. 2003-09-19. Citováno 2008-06-28.
- „Epsilon Indi“. SolStation. Citováno 2008-06-28.
- Kaler, Jim. „EPS IND“. HVĚZDY. Archivovány od originál dne 2006-12-06. Citováno 2008-06-28.
- Epsilon Indi Ab na Encyklopedie extrasolárních planet. Citováno 2018-07-02.