Achernar (sebutan:akenar;Jawi: اكنر) ialahbintang paling terang dalamburujEridanus, dan yangkesembilan paling terang di langit malam. Ia mempunyaisebutan BayerAlpha Eridani, yangdilatinkan daripadaα Eridani dan disingkatkanAlpha Eri atauα Eri. Nama Achernar digunakan untuk komponen utama[13]sistem binari.[4] Kedua-dua komponen tersebut dinamakan Alpha Eridani A (primer) dan B (skunder), dengan yang sekunder itu dikenali secara tidak rasmi sebagai Achernar B. Seperti yang ditentukan oleh satelitastrometriHipparcos,[14][15] sistem ini terletak pada jarak kira-kira 139light-year (43parsec) dariMatahari.[1]
Daripada sepuluh bintangpaling terang yang ketara di langit pada waktu malam, Alpha Eridani ialah yang paling panas dan berwarna biru, kerana Achernar daripadajenis spektrum B. Achernar mempunyaihalaju putaran yang luar biasa pantas, menyebabkan ia menjadibonjol bentuknya. Yang sekunder adalah lebih kecil, daripadajenis spektrum A, dan mengorbit Achernar pada jarak7012109954434964500♠7.35 AU.
Sistem ini mempunyai nama tradisionalAchernar (kadangkala diejaAchenar ), berasal daripadabahasa Arabآخر النهرākhir an-nahr, yang bermaksud "Penghujung Sungai". Walau bagaimanapun, nampaknya nama ini pada asalnya merujuk kepadaTheta Eridani, yang kemudiannya dikenali dengan nama tradisional yang serupaAcamar, dengan etimologi yang sama.[17] Kumpulan Kerja IAU bagi Nama Bintang (WGSN) meluluskan nama dengan ejaanAchernar untuk komponenAlpha Eridani A pada 30 Jun 2016 dan ia kini begitu dimasukkan dalam Senarai Nama Bintang yang diluluskan oleh IAU.[13][18][19]
Dalambahasa Cina disebabkan oleh penyesuaian buruj Hemisfera Selatan Eropah ke dalam sistem Cina,水委 (Shuǐ Wěi), bermaksudAir Berlari Bengkok, merujuk kepadaasterisme yang terdiri daripada Achernar,ζ Phoenicis danη Phoenicis. Akibatnya, Achernar sendiri dikenali sebagai水委一 (Shuǐ Wěi yī , Bintang Pertama Air Mengalir Bengkok).[12]
Orang asli Boorong di barat lautVictoria, Australia, menamakannyaYerrerdetkurrk.[20]
Achernar berada di langit selatan yang dalam dan tidak pernah naik di atas ufuk melebihi 33°U, kira-kira latitudDallas, Texas. Ia terbaik dilihat dariHemisfera Selatan pada bulan November; ia adalahlilit kutub di atas (iaitu selatan) 33°S, kira-kira latitudSantiago. Pada latitud ini, contohnya pantai selatan Afrika Selatan (Cape Town kePort Elizabeth) apabila di rembangan yang lebih rendah ia hampir tidak dapat dilihat dengan mata kasar kerana ia hanya 1 darjah di atas ufuk, tetapi masih mengelilingi. Lebih jauh ke selatan, ia boleh dilihat dengan baik pada setiap masa pada waktu malam.
Lengkung cahaya untuk Alpha Eridani, diplot daripada dataTESS,[21] dengan tempoh 1.263 hari disenaraikan dalam GCVS ditunjukkan dalam warna merah
Achernar ialah bintang biru terang dengan kira-kira enam kalijisim Matahari. Ia mempunyaiklasifikasi bintang B6 Vep, tetapi walaupun kelihatan serupa denganbintang jujukan utama ia dianggap telah menghabiskan hidrogen dalam terasnya baru-baru ini dan mula berkembang jauh daripada jujukan utama.[8] Ia telah berkembang ke jejari purata lapan kaliMatahari dan kira-kira 3,000 kalilebih bercahaya. Pemerhatian inframerah bintang menggunakan sistem optik penyesuaian padaTeleskop Sangat Besar menunjukkan bahawa ia mempunyai bintang pendamping dalam orbit yang rapat. Ini nampaknya merupakan bintang jenis A dalam julat pengelasan bintang A0V–A3V, yang mencadangkan jisim bintang kira-kira dua kali gandadaripada jisim Matahari. Pemisahan dua bintang ialah7000735000000000000♠7.35 dan tempoh orbitnya ialah 7 tahun.[4]
Kecerahan Achernar berbeza-beza sedikit, dengan maksimum 0.06 magnitud atau kira-kira 6%. Tempoh7000126299999999999♠1.263 diberikan dalam Katalog Am Bintang Boleh Ubah,[2] tetapi beberapa tempoh telah dikenal pasti antara kira-kira7001170000000000000♠17 dan7001350000000000000♠35. Tempoh terpanjang sangat serupa dengan tempoh putaran bintang, walaupun tempoh yang tepat kelihatan berbeza-beza apabila halaju putaran atmosfera atasnya berubah. Tempoh terpendek mungkin harmonik bagi tempoh yang lebih panjang. Jenis kebolehubahan Achernar diberikan hanya sebagai bintang Be dan punca sebenar perubahan kecerahan tidak diketahui. Bintang itu sendiri kelihatan berdenyut dan cakera di sekelilingnya berbeza-beza dalam saiz dan bentuk serta nampaknya hilang pada masa-masa tertentu.[22]
Kelajuan putaran yang melampau telahmeratakan Achernar.
Sehingga 2015, Achernar ialah bintang paling kurangsfera yang diketahui diBima Sakti.[23] Ia berputar dengan begitu pantas sehingga ia telah mengambil bentuksferoid oblat dengan diameter khatulistiwa 35% lebih besar daripada diameter kutubnya. Paksi kutub condong kira-kira 60.6° ke garisan penglihatan dari Bumi.[9] Memandangkan ia sebenarnya adalah bintang binari, bentuknya yang sangat herot boleh menyebabkan penyimpangan trajektori orbit pendamping yang tidak boleh diabaikan berkenaan denganelips Kepler. Keadaan yang sama berlaku untuk bintangRegulus.
Disebabkan bentuk herot bintang ini, terdapat perubahan suhu yang ketara mengikut latitud. Di kutub, suhu ialah7004171240000000000♠17,124 K, manakala khatulistiwa berada pada7004126730000000000♠12,673 K. Suhu purata bintang adalah kira-kira7004150000000000000♠15,000 K. Suhu kutub yang tinggi menghasilkan angin kutub kencang yang mengeluarkan bahan daripada bintang, mewujudkan sampul kutub gas panas dan plasma. Keseluruhan bintang dikelilingi oleh sampul surat yang dipanjangkan yang boleh dikesan olehpelepasan inframerah yang berlebihan,[10] atau oleh pengutubannya.[24] Kehadiran cakera lilit najam terdiri daripada gas terion adalah ciri biasabintang Be seperti ini. Cakera tidak stabil dan secara berkala menyah kembali ke dalam bintang. Pengutuban maksimum untuk cakera Achernar diperhatikan pada September 2014, dan ia kini semakin berkurangan.[25]
Kerdil merah 2MASS J01375879−5645447 terletak kira-kira setengah darjah di utara Achernar. Ia telah dikenal pasti berada pada jarak yang sama dan berkongsigerakan wajar yang serupa, serta umur yang hampir sama. Unjuran pemisahan kedua-duanya adalah lebih sedikit daripada satu tahun cahaya dan mereka tidak akan terikat secara graviti, tetapi dicadangkan bahawa kedua-duanya adalah sebahagian daripada kesatuan Tucana-Horologium.[8]
Disebabkanliukan, Achernar terletak lebih jauh ke selatan pada zaman purba berbanding sekarang, berada 7.5 darjah dari kutub selatan sekitar 3400 SM(deklinasi −82° 40′) dan masih terletak pada deklinasi −76°[26] sekitar 1500 SM. Oleh ituorang Mesir Purba tidak mungkin mengetahuinya. Walaupun dalam 100 M deklinasinya adalah sekitar −67°, bermaknaPtolemy tidak mungkin melihatnya dariAlexandria —manakala Theta Eridani kelihatan sejauh utaraCrete. Jadi, "Penghujung Sungai" Ptolemy sememangnya Theta Eridani. Alpha Eridani tidak kelihatan dari Alexandria sehingga kira-kira tahun 1600.
Sehingga kira-kira Mac 2000, Achernar danFomalhaut ialah duabintang magnitud pertama yang paling jauh daripada yang lain, jiran terdekat mereka adalah antara satu sama lain.Antares kini merupakan bintang magnitud pertama yang paling terpencil, walaupun Antares terletak dalam buruj (Scorpius) dengan banyak bintang magnitud kedua yang terang, manakala bintang-bintang yang mengelilingi Alpha Eridani dan Fomalhaut adalah agak redup.
Katalog bintang pertama yang mengandungi Achernar dalam carta Eridanus ialahUranometria karyaJohann Bayer.[27] Bayer tidak memerhatikannya sendiri, dan ia dikaitkan denganPieter Dirkszoon Keyser dan pelayaran pertama Belanda ke Hindia Timur ("Eerste Schipvaart"). Oleh itu, ia satu-satunya bintang magnitud pertama yang tidak disenaraikan dalamAlmagest karya Ptolemy.[28]
Alpha Eridani akan terus bergerak ke utara dalam beberapa milenium akan datang, mencapai deklinasi utara maksimum antara alaf ke-8 dan ke-11, apabila ia akan kelihatan sejauh utara sepertiJerman dan selatanEngland.
^abcSamus, N. N.; Durlevich, O. V.; dll. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)".VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S.1: 02025.Bibcode:2009yCat....102025S.
^abDucati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system".CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues.2237: 0.Bibcode:2002yCat.2237....0D.
^Evans, D. S. (June 20–24, 1966). "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". In Batten, Alan Henry. University of Toronto: International Astronomical Union.
^Moujtahid, A.; Zorec, J. (2000). "The Visual Absolute Magnitude of the Central Objects in Be Stars".The be Phenomenon in Early-Type Stars.214: 55.Bibcode:2000ASPC..214...55M.
^Perryman, M. A. C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; dll. (July 1997). "The Hipparcos Catalogue".Astronomy and Astrophysics.323: L49–L52.Bibcode:1997A&A...323L..49P.
^Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A. et al. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
^Kong, Dali; Zhang, Keke; Schubert, Gerald (2015). "An exact solution for arbitrarily rotating gaseous polytropes with index unity".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.448 (1): 456.Bibcode:2015MNRAS.448..456K.doi:10.1093/mnras/stu2759.hdl:10871/16779.
Lovekin, C. C.; Deupree, R. G.; Short, C. I. (2006). "Surface Temperature and Synthetic Spectral Energy Distributions for Rotationally Deformed Stars".The Astrophysical Journal.643 (1): 460–470.arXiv:astro-ph/0602084.Bibcode:2006ApJ...643..460L.doi:10.1086/501492.
