Wikipedia

Epsilon Indi

Epsilon Indi (ε Indi, ε Ind) là một hệ sao cách Trái Đất khoảng 12 năm ánh sáng, trong chòm sao Ấn Đệ An bao gồm một sao dãy chính loại K là ε Indi A và hai sao lùn nâu là ε Indi Ba và ε Indi Bb, trong một quỹ đạo rộng xung quanh nó.[11] Các sao lùn nâu được phát hiện vào năm 2003. ε Indi Ba là một sao lùn T sớm (T1) và ε Indi Bb một sao lùn T muộn (T6) cách nhau khoảng cách là 0,6 giây cung, tương đương khoảng cách dự kiến là 1.460 AU từ ngôi sao chính của chúng.

Epsilon Indi
Vị trí của ε Indi (vòng tròn)
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000.0 (ICRS)      Xuân phân J2000.0 (ICRS)
Chòm sao Ấn Đệ An
Xích kinh 22h 03m 21,658s[1]
Xích vĩ −56° 47′ 09,53″[1]
Cấp sao biểu kiến (V) 4,8310 ± 0,0005[2]
Các đặc trưng
Kiểu quang phổK5V T1 T6[3]
Chỉ mục màu U-B1,00[4]
Chỉ mục màu B-V1,056 ± 0,016[2]
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)−40,4[5] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: 3967,039 ± 0,380[1] mas/năm
Dec.: −2535,758 ± 0,415[1] mas/năm
Thị sai (π)274,8048 ± 0,2494[1] mas
Khoảng cách11,87 ± 0,01 ly
(3,639 ± 0,003 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)6,89[6]
Chi tiết
ε Ind A
Khối lượng0,754 ± 0,038[3] M☉
Bán kính0,732 ± 0,006[3] R☉
Độ sáng (nhiệt xạ)0,22[gc 1] L☉
Hấp dẫn bề mặt (log g)4,65 ± 0,15[4] cgs
Nhiệt độ4.630[3] K
Độ kim loại−0,06[3]
Tự quay23 ngày[7]
Tốc độ tự quay (v sin i)1,46[3] km/s
Tuổi1,3 tỷ[8]
3,7-5,7[9] năm
ε Ind Ba/Bb
Khối lượngBa: 0,066 M☉
Bb: 0,047[10] M☉
Bán kínhBa: 0,08 R☉
Bb: 0,08[10] R☉
Độ sángBa: 0,00002 L☉
Bb: 0,000005861[10] L☉
Hấp dẫn bề mặt (log g)Ba: 5,43 – 5,45
Bb: 5,27 – 5,33[10] cgs
Nhiệt độBa: 1.352 – 1.385 K
Bb: 976 – 1.011[10] K
Tên gọi khác
CD−57°8464, CP(D)−57°10015, GCTP 5314.00, GJ 845, HD 209100, HIP 108870, HR 8387, LHS 67, SAO 247287, FK5 825, UGP 544.[5]
Cơ sở dữ liệu tham chiếu
SIMBADHệ sao
A
Bab
Bab (như nguồn tia X)

ε Indi A có một hành tinh đã biết là ε Indi Ab, với khối lượng 2,7 khối lượng Sao Mộc trong quỹ đạo gần tròn với chu kỳ quỹ đạo khoảng 45 năm. ε Indi Ab là ngoại hành tinh kiểu Sao Mộc gần nhất đã biết. Hệ thống ε Indi cung cấp một trường hợp chuẩn mực cho nghiên cứu sự hình thành của các sao khổng lồ khí và sao lùn nâu.[9][12]

Quan sát

sửa

Chòm sao Ấn Đệ An (người Anh Điêng) xuất hiện lần đầu tiên trong tập bản đồ thiên văn Uranometria của Johann Bayer năm 1603. Bản đồ sao Uranographia năm 1801 của nhà thiên văn học người Đức Johann Elert Bode đặt ε Indi là một trong những mũi tên nắm trong tay trái của Ấn Đệ An.[13]

Năm 1847, Heinrich Louis d'Arrest so sánh vị trí của ngôi sao này trong một vài danh lục có niên đại từ năm 1750, và phát hiện ra rằng nó có một chuyển động riêng có thể đo đạc được. Điều đó có nghĩa là ông nhận thấy rằng ngôi sao này đã thay đổi vị trí trên thiên cầu theo thời gian.[14] Năm 1882–1823, thị sai của ε Indi được các nhà thiên văn học David Gill và William L. Elkin đo đạc tại mũi Hảo Vọng. Họ suy ra ước tính giá trị thị sai là 0,22 ± 0,03 giây cung.[15] Năm 1923, Harlow Shapley thuộc Đài thiên văn Harvard suy ra giá trị thị sai là 0,45 giây cung.[16]

Trong dự án Ozma năm 1960, ngôi sao này đã được kiểm tra các tín hiệu vô tuyến nhân tạo, nhưng người ta đã không tìm thấy bất kỳ tín hiệu nào.[17] Năm 1972, vệ tinh Copernicus được sử dụng để kiểm tra ngôi sao này nhằm phát hiện phát xạ tín hiệu laser cực tím. Một lần nữa, kết quả là không có.[18] ε Indi đứng đầu một danh sách được Margaret Turnbull và Jill Tarter thuộc Viện Carnegie ở Washington, D.C. biên soạn, với 17.129 ngôi sao cận kề có khả năng có hành tinh có thể hỗ trợ sự sống phức tạp.[19]

Ngôi sao này nằm trong số năm mô hình cận kề, như là sao loại K thuộc kiểu nằm trong 'điểm hấp dẫn' giữa các sao tương tự như Mặt Trời và các sao loại M về khả năng có sự sống tiến hóa, theo như phân tích của Giada Arney từ Trung tâm Du hành Vũ trụ Goddard của NASA.[20]

Đặc điểm

sửa

ε Indi A là một sao dãy chính thuộc loại phổ K4.5V. Ngôi sao này có khối lượng cỡ ba phần tư khối lượng Mặt Trời.[21] Lực hấp dẫn bề mặt của nó cao hơn một chút so với Mặt Trời.[4] Độ kim loại của một ngôi sao là tỷ lệ các nguyên tố có số nguyên tử cao hơn heli, thường được biểu diễn bằng tỷ lệ sắt trên hydro so với cùng tỷ lệ này của Mặt Trời; ε Indi A được tìm thấy là có khoảng 87% tỷ lệ sắt của Mặt Trời trong quang quyển của nó.[3]

Tinh miện của ε Indi A tương tự như của Mặt Trời, với độ sáng tia X là 2 × 1027 ergs s−1 (2 × 1020 W) và nhiệt độ tinh miện ước tính là 2 × 106 K. Gió sao của ngôi sao này mở rộng ra phía ngoài, tạo ra một cung sóng xung kích ở khoảng cách 63 AU. Xuôi theo cung sóng xung kích này, sóng xung kích kết thúc đạt tới 140 AU từ ngôi sao.[22]

 
Vị trí của Mặt Trời và α Centauri trong chòm sao Đại Hùng khi nhìn từ ε Indi

Ngôi sao này có chuyển động riêng cao thứ ba trong số các ngôi sao có thể nhìn thấy bằng mắt thường, sau Groombridge 1830 và 61 Cygni,[23] và đứng thứ chín khi xét tổng thể.[24] Chuyển động này sẽ di chuyển ngôi sao này vào chòm sao Đỗ Quyên vào khoảng năm 2640.[25] ε Indi A có vận tốc không gian tương đối so với Mặt Trời là 86 km/s,[4][gc 2] cao bất thường đối với những ngôi sao trẻ.[26] Nó được cho là thành viên của nhóm di chuyển ε Indi gồm ít nhất là 16 quần thể sao.[27] Đây là một sự kết hợp của các ngôi sao có vectơ vận tốc không gian tương tự, và do đó rất có thể hình thành cùng một lúc và cùng một vị trí.[28] ε Indi sẽ tới gần nhất với Mặt Trời trong khoảng 17.500 năm tới khi nó đi qua điểm cận nhật ở khoảng cách 10,58 năm ánh sáng (3,245 parsec).[29]

Khi được nhìn từ ε Indi, Mặt Trời là một ngôi sao có cấp sao biểu kiến là 2,6 trong chòm sao Đại Hùng, gần bát của Big Dipper.[gc 3]

Đồng hành

sửa
 
Hình cảm hứng nghệ sĩ về hệ thống Epsilon Indi chỉ ra Epsilon Indi A và các đồng hành sao đôi lùn nâu của nó.

Tháng 1 năm 2003, các nhà thiên văn học đã công bố phát hiện một sao lùn nâu có khối lượng từ 40 đến 60 khối lượng Sao Mộc trong quỹ đạo xung quanh ε Indi A ở khoảng cách ít nhất 1.500 AU.[30][31] Tháng 8 năm 2003, các nhà thiên văn học đã phát hiện ra rằng sao lùn nâu này thực ra là một sao đôi lùn nâu, với sự chia tách biểu kiến là 2,1 AU và chu kỳ quỹ đạo khoảng 15 năm.[10][32] Hai sao lùn nâu này thuộc lớp quang phổ T; với thành phần lớn hơn là ε Indi Ba thuộc loại quang phổ T1-T1.5 và thành phần nhỏ hơn là ε Indi Bb thuộc loại phổ T6.[10]

Các mô hình tiến hóa[33] đã được sử dụng để ước tính các đặc tính vật lý của các sao lùn nâu này từ các đo đạc quang phổ và trắc quang. Các dữ liệu này tạo ra tương ứng cho ε Indi Ba và ε Indi Bb khối lượng 47 ± 10 và 28 ± 7 lần khối lượng Sao Mộc, bán kính 0,091 ± 0,005 và 0,096 ± 0,005 bán kính Mặt Trời.[34] Nhiệt độ hiệu dụng là 1.300–1.340 K và 880–940 K, trong khi hấp dẫn bề mặt log g (cm s−1) là 5,50 và 5,25, và độ sáng của chúng là 1,9 × 10−5 và 4,5 × 10−6 độ sáng của Mặt Trời. Chúng có độ kim loại ước tính [M/H] = –0,2.[10]

Các đo đạc vận tốc xuyên tâm của Epsilon Indi do Endl et al. (2002) thực hiện[35] dường như cho thấy xu hướng chỉ ra sự hiện diện của đồng hành hành tinh với chu kỳ quỹ đạo trên 20 năm. Một thiên thể á sao với khối lượng tối thiểu 1,6 khối lượng Sao Mộc và chia tách quỹ đạo khoảng 6,5 AU (tương tự như Sao Mộc) là trong phạm vi của các tham số của các dữ liệu xấp xỉ ở mức độ cao này.

Tìm kiếm trực quan bằng Kính viễn vọng rất lớn của ESO đã tìm thấy một ứng cử viên tiềm năng. Tuy nhiên, lần kiểm tra tiếp theo của NICMOS trên Kính viễn vọng không gian Hubble cho thấy đây là một thiên thể nền.[36] Tính đến năm 2009, tìm kiếm đồng hành không nhìn thấy ở bước sóng 4 μm đã không phát hiện được một thiên thể quay quanh. Những quan sát này tiếp tục ràng buộc thiên thể giả định là gấp 5-20 lần khối lượng Sao Mộc, quay trên quỹ đạo từ 10–20 AU và có độ nghiêng lớn hơn 20°. Ngoài ra, nó cũng có thể là phần còn lại một ngôi sao kỳ dị.[37]

Một nghiên cứu vận tốc xuyên tâm dài hơn, sử dụng quang phổ kế Echelle trên kính viễn vọng HARPS, theo sau các phát hiện của Endl et al. (2002),[35] đã được xuất bản trong bài báo của M. Zechmeister et al. năm 2013. Các phát hiện mới này xác nhận rằng, trích dẫn bài báo, "Epsilon Ind A có một xu hướng dài hạn ổn định vẫn được giải thích bằng một đồng hành hành tinh".[12] Nó trau chuốt phương hướng vận tốc xuyên tâm đã quan sát và chỉ ra sự hiện diện của một đồng hành hành tinh có chu kỳ quỹ đạo 45 năm.[9] Một hành tinh khí khổng lồ với khối lượng tối thiểu 0,97 khối lượng Sao Mộc và chia tách quỹ đạo tối thiểu khoảng 9,0 AU có thể giải thích cho phương hướng đã quan sát.[gc 4] 9,0 AU là khoảng cách tương tự như của Sao Thổ. Điều này hoàn toàn không đủ điều kiện để coi hành tinh này là tương tự Sao Mộc thật sự vì nó quay trên quỹ đạo xa hơn đáng kể so với mốc 5,0 AU.[12] Không chỉ vì nó quay trên quỹ đạo xa hơn Sao Mộc, mà ε Indi A còn mờ hơn Mặt Trời, nên nó sẽ chỉ nhận được cùng một lượng năng lượng trên mét vuông từ ε Indi A như Sao Thiên Vương nhận từ Mặt Trời. Phương hướng vận tốc xuyên tâm được quan sát trong tất cả các quan sát sử dụng kính viễn vọng HARPS cho đến nay nhưng do chu kỳ thời gian dài được dự đoán chỉ cho một quỹ đạo của thiên thể này xung quanh ε Indi A là trên 30 năm, nên độ che phủ pha trắc lượng học thiên thể vẫn chưa hoàn chỉnh.[12]

Tháng 3 năm 2018, sự tồn tại của một hành tinh kiểu Sao Mộc trên quỹ đạo xung quanh ε Indi A đã được xác nhận bằng cách sử dụng các đo đạc vận tốc xuyên tâm. Với sự chia tách 3,3 giây cung từ ngôi sao chủ của nó, ε Indi Ab là ứng cử viên cho chụp hình ảnh trực tiếp của Kính thiên văn không gian James Webb.[38]

Tháng 10 năm 2019, Feng et al. công bố quỹ đạo được cập nhật cho hành tinh này. Họ chỉ ra rằng quỹ đạo này là hơi lệch tâm, với độ lệch tâm khoảng 0,26. Khối lượng của hành tinh này là 3,25 lần khối lượng Sao Mộc, khoảng cách quỹ đạo của nó là 11,6 AU và chu kỳ quỹ đạo là 45 năm.[9]

Hệ hành tinh Epsilon Indi A [9]
Thiên thể đồng hành
(thứ tự từ ngôi sao ra) 		Khối lượng Bán trục lớn
(AU) 		Chu kỳ quỹ đạo
(năm) 		Độ lệch tâm Độ nghiêng Bán kính
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° 		—

Không có bức xạ hồng ngoại dư thừa nào có thể chỉ ra một đĩa mảnh vụn xung quanh ε Indi.[39] Một đĩa mảnh vụn như vậy có thể được hình thành từ các va chạm của các vi thể hành tinh tồn tại từ giai đoạn đầu của đĩa tiền hành tinh của ngôi sao.

Chú thích

sửa
  1. ^ Từ L=4πR2σTeff4, trong đó L là độ sáng, R là bán kính, Teff là nhiệt độ hiệu dụng bề mặt và σ là hằng số Stefan–Boltzmann.
  2. ^ Các thành phần vận tốc không gian là: U = −77; V = −38 và W = 4. Chúng tạo ra vận tốc không gian ròng là   km/s.
  3. ^ Nhìn từ ε Indi thì Mặt Trời sẽ xuất hiện trên mặt đối diện theo đường kính của bầu trời ở tọa độ RA=10h 03m 21s, Dec=56° 47′ 10″, nằm gần với Beta Ursae Majoris. Cấp sao tuyệt đối của Mặt Trời là 4,8, nên ở khoảng cách 3,63 parsec thì Mặt Trời sẽ có cấp sao biểu kiến  .
  4. ^ Sử dụng định luật ba Kepler, giả định quỹ đạo là tròn ta có  . Khối lượng và chu kỳ được lấy từ bài báo,[12] nên bán trục chính có thể tính toán theo công thức   .

Tham khảo

sửa
  1. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Hồ sơ Gaia DR2 cho nguồn này tại VizieR.
  2. ^ a b van Leeuwen, F. (2007). “Validation of the new Hipparcos reduction”. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  3. ^ a b c d e f g Demory, B.-O.; và đồng nghiệp (tháng 10 năm 2009). “Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI”. Astronomy and Astrophysics. 505 (1): 205–215. arXiv:0906.0602. Bibcode:2009A&A...505..205D. doi:10.1051/0004-6361/200911976.
  4. ^ a b c d Kollatschny, W. (1980). “A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI”. Astronomy and Astrophysics. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A&A....86..308K.
  5. ^ a b “SIMBAD Query Result: LHS 67 -- High proper-motion Star”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 11 tháng 7 năm 2007.
  6. ^ Jimenez, Raul; Flynn, Chris; MacDonald, James; Gibson, Brad K. (tháng 3 năm 2003). “The Cosmic Production of Helium”. Science. 299 (5612): 1552–1555. arXiv:astro-ph/0303179. Bibcode:2003Sci...299.1552J. doi:10.1126/science.1080866. PMID 12624260.
  7. ^ Kaler, Jim. “Epsilon Indi”. Stars. University of Illinois. Truy cập ngày 3 tháng 5 năm 2010.
  8. ^ Lachaume, R.; Dominik, C.; Lanz, T.; Habing, H. J. (1999). “Age determinations of main-sequence stars: combining different methods”. Astronomy and Astrophysics. 348: 897–909. Bibcode:1999A&A...348..897L. — 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.
  9. ^ a b c d e Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (ngày 14 tháng 10 năm 2019), “Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490 (4): 5002–5016, arXiv:1910.06804, Bibcode:2019MNRAS.490.5002F, doi:10.1093/mnras/stz2912
  10. ^ a b c d e f g h King, R. R.; và đồng nghiệp (tháng 2 năm 2010), “ɛ Indi Ba, Bb: a detailed study of the nearest known brown dwarfs” (PDF), Astronomy and Astrophysics, 510: A99, arXiv:0911.3143, Bibcode:2010A&A...510A..99K, doi:10.1051/0004-6361/200912981[liên kết hỏng]
  11. ^ 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). “High-resolution infrared spectroscopy of the brown dwarf ε Indi Ba”. The Astrophysical Journal Letters. 599 (2): L107–L110. doi:10.1086/381248.
  12. ^ 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. (tháng 4 năm 2013). “The planet search programme at the ESO CES and HARPS. IV. The search for Jupiter analogues around solar-like stars”. Astronomy and Astrophysics. 552: 62. arXiv:1211.7263. Bibcode:2013A&A...552A..78Z. doi:10.1051/0004-6361/201116551.
  13. ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (ngày 13 tháng 1 năm 2003). “Discovery of Nearest Known Brown Dwarf”. ESO. Bản gốc lưu trữ ngày 20 tháng 9 năm 2008. Truy cập ngày 2 tháng 7 năm 2008.
  14. ^ D'Arrest, M. (1847). “On proper motion of ε Indi”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 8: 16. Bibcode:1847MNRAS...8...16D. doi:10.1093/mnras/8.1.16.
  15. ^ Callandreau, O. (1886). “Revue des publications astronomiques. Heliometer determinations of Stellar parallax, in the southern hemisphere, by David Gill and W. L. Elkin”. Bulletin Astronomique (bằng tiếng Pháp). 2 (1): 42–44. Bibcode:1885BuAsI...2...42C.
  16. ^ Shapley, Harlow (1923). “Epsilon Indi”. Harvard College Observatory Bulletin. 789 (789): 2. Bibcode:1923BHarO.789Q...2S.
  17. ^ Burnham, Robert; Luft, Herbert A. (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-23568-4.
  18. ^ Lawton, A. T. (1975). “CETI from Copernicus”. Spaceflight. 17: 328–330. Bibcode:1975SpFl...17..328L.
  19. ^ Stahl, Jason (tháng 1 năm 2007). “20 Things You Didn't Know About... Aliens”. Discover. Bản gốc lưu trữ ngày 21 tháng 2 năm 2007. Truy cập ngày 2 tháng 3 năm 2007.
  20. ^ Bill Steigerwald (ngày 22 tháng 2 năm 2019). “"Goldilocks" Stars May be "Just Right" for Finding Habitable Worlds”. NASA. 'Tôi thấy rằng một số ngôi sao loại K cận kề như 61 Cyg A/B, Epsilon Indi, Groombridge 1618 và HD 156026 có thể là các mục tiêu đặc biệt tốt cho các tìm kiếm dấu hiệu sinh học trong tương lai,' Arney phát biểu.
  21. ^ Research Consortium On Nearby Stars, Đại học bang Georgia (ngày 1 tháng 1 năm 2012). “The 100 nearest star systems”. RECONS. Truy cập ngày 11 tháng 6 năm 2012.
  22. ^ Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (2001). “Modeling the Interstellar Medium-Stellar Wind Interactions of λ Andromedae and ε Indi”. The Astrophysical Journal. 551 (1): 495–506. Bibcode:2001ApJ...551..495M. doi:10.1086/320070.
  23. ^ Weaver, Harold F. (1947). “The Visibility of Stars Without Optical Aid”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 59 (350): 232–243. Bibcode:1947PASP...59..232W. doi:10.1086/125956.
  24. ^ Staff (ngày 4 tháng 5 năm 2007). “High Proper Motion Stars: Interesting Areas to View”. ESA. Truy cập ngày 10 tháng 8 năm 2006.
  25. ^ Patrick Moore; Robin Rees (2014). Patrick Moore's Data Book of Astronomy. Cambridge: Cambridge University Press. tr. 296. ISBN 978-1-139-49522-6.
  26. ^ Rocha-Pinto, Helio J.; Maciel, Walter J.; Castilho, Bruno V. (2001). “Chromospherically Young, Kinematically Old Stars”. Astronomy and Astrophysics. 384 (3): 912–924. arXiv:astro-ph/0112452. Bibcode:2002A&A...384..912R. doi:10.1051/0004-6361:20011815.
  27. ^ Eggen, O. J. (1971). “The zeta Herculis, sigma Puppis, ε Indi, and eta Cephei Groups of Old Disk Population Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 83 (493): 251–270. Bibcode:1971PASP...83..251E. doi:10.1086/129119.
  28. ^ Kollatschny, W. (1980). “A model atmosphere of the late type dwarf Epsilon INDI”. Astronomy and Astrophysics. 86 (3): 308–314. Bibcode:1980A&A....86..308K.
  29. ^ Bailer-Jones, C. A. L. (tháng 3 năm 2015), “Close encounters of the stellar kind”, Astronomy & Astrophysics, 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35.
  30. ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (ngày 13 tháng 1 năm 2003). “Discovery of Nearest Known Brown Dwarf: Bright Southern Star Epsilon Indi Has Cool, Substellar Companion”. European Southern Observatory. Bản gốc lưu trữ ngày 20 tháng 9 năm 2008. Truy cập ngày 24 tháng 5 năm 2006. Đã định rõ hơn một tham số trong |archiveurl= và |archive-url= (trợ giúp); Đã định rõ hơn một tham số trong |archivedate= và |archive-date= (trợ giúp)
  31. ^ Scholz, R.-D.; McCaughrean, M. J.; Lodieu, N.; Kuhlbrodt, B. (tháng 2 năm 2003). “ε Indi B: A new benchmark T dwarf”. Astronomy and Astrophysics. 398 (3): L29–L33. arXiv:astro-ph/0212487. Bibcode:2003A&A...398L..29S. doi:10.1051/0004-6361:20021847.
  32. ^ Volk, K.; Blum, R.; Walker, G.; Puxley, P. (2003). “epsilon Indi B”. IAU Circular. IAU. 8188 (8188): 2. Bibcode:2003IAUC.8188....2V.
  33. ^ E.g., Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (tháng 5 năm 2003). “Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458”. Astronomy and Astrophysics. 402 (2): 701–712. arXiv:astro-ph/0302293. Bibcode:2003A&A...402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252.
  34. ^ McCaughrean, M. J.; và đồng nghiệp (tháng 1 năm 2004). “ε Indi Ba, Bb: The nearest binary brown dwarf”. Astronomy and Astrophysics. 413 (3): 1029–1036. arXiv:astro-ph/0309256. Bibcode:2004A&A...413.1029M. doi:10.1051/0004-6361:20034292.
  35. ^ a b Endl, M.; Kürster, M.; Els, S.; Hatzes, A. P.; Cochran, W. D.; Dennerl, K.; Döbereiner, S. (2002). “The planet search program at the ESO Coudé Echelle spectrometer. III. The complete Long Camera survey results”. Astronomy and Astrophysics. 392 (2): 671–690. arXiv:astro-ph/0207512. Bibcode:2002A&A...392..671E. doi:10.1051/0004-6361:20020937.
  36. ^ Geißler, K.; Kellner, S.; Brandner, W.; Masciadri, E.; Hartung, M.; Henning, T.; Lenzen, R.; Close, L.; Endl, M.; Kürster, M. (2007). “A direct and differential imaging search for sub-stellar companions to epsilon Indi A”. Astronomy and Astrophysics. 461 (2): 665–668. arXiv:astro-ph/0611336. Bibcode:2007A&A...461..665G. doi:10.1051/0004-6361:20065843.
  37. ^ Janson, M.; và đồng nghiệp (ngày 10 tháng 8 năm 2009). “Imaging search for the unseen companion to ε Ind A – improving the detection limits with 4 μm observations”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399 (1): 377–384. arXiv:0906.4145. Bibcode:2009MNRAS.399..377J. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15285.x.
  38. ^ Feng, Fabo; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A. (ngày 23 tháng 3 năm 2018). "Detection of the closest Jovian exoplanet in the Epsilon Indi triple system". arΧiv:1803.08163 [astro-ph.EP]. 
  39. ^ Trilling, D. E.; và đồng nghiệp (tháng 2 năm 2008). “Debris Disks around Sun-like Stars”. The Astrophysical Journal. 674 (2): 1086–1105. arXiv:0710.5498. Bibcode:2008ApJ...674.1086T. doi:10.1086/525514.

Liên kết ngoài

sửa


Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Epsilon_Indi&oldid=71398349”