Epsilon Indi , latinizado de ε Indi, es un sistema estelar ubicado a una distancia de aproximadamente 12 años luz de la Tierra en la constelación meridional de Indo . La estrella tiene un tono naranja y es apenas visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 4,83. [2] Consiste en una estrella de secuencia principal de tipo K , ε Indi A, y dos enanas marrones , ε Indi Ba y ε Indi Bb, en una amplia órbita a su alrededor. [12] Las enanas marrones fueron descubiertas en 2003. ε Indi Ba es una enana T temprana (T1) y ε Indi Bb una enana T tardía (T6) separadas por 0.6 segundos de arco, con una distancia proyectada de 1460 AU desde su estrella primaria.
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) | |
---|---|
Constelación | Indo |
Ascensión recta | 22 h 03 m 21.65423 s [1] |
Declinación | −56 ° 47 ′ 09.5370 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 4,8310 ± 0,0005 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | K5V + T1 + T6 [3] |
Índice de color U − B | 1,00 [4] |
Índice de color B − V | 1.056 ± 0.016 [2] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −40,4 [5] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: 3 967 0.039 ± 0.380 [1] mas / yr diciembre .: −2 535 .758 ± 0,415 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 274.8048 ± 0.2494 [1] mas |
Distancia | 11,87 ± 0,01 ly (3,639 ± 0,003 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 6,89 [6] |
Detalles [7] | |
ε Ind A | |
Masa | 0,754 ± 0,038 [3] M ☉ |
Radio | 0,711 ± 0,005 R ☉ |
Luminosidad | 0,21 ± 0,02 L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4,63 ± 0,01 cgs |
Temperatura | 4.649 ± 84 K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,13 ± 0,06 des |
Rotación | 23 días [8] |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 2,00 km / s |
Edad | 1,3 [9] 3,7-5,7 [10] Gyr |
ε Ind Ba / Bb | |
Masa | Ba: ≈67,6–69,1 M Jup Sib: ≈50,0–54,5 [11] M Jup |
Radio | Ba: ~ 0.080–0.081 R ☉ Bb: ~ 0.082–0.083 [11] R ☉ |
Luminosidad | Ba: 0,00002000 L ☉ Bb: 0,000005861 [11] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | Ba: 5,43 - 5,45 Bb: 5,27 - 5,33 [11] cgs |
Temperatura | Ba: 1.352 - 1.385 K Bb: 976 - 1.011 [11] K |
Otras designaciones | |
UGP 544, ε Ind , CD −57 ° 8464 , CPD −57 ° 10015 , FK5 825, GJ 845, HD 209100, HIP 108870, HR 8387, SAO 247287, LHS 67 [5] | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | El sistema |
A | |
Bab | |
Bab (como fuente de rayos X) |
ε Indi A tiene un planeta conocido, ε Indi Ab, con una masa de 3,3 masas de Júpiter en una órbita casi circular con un período de aproximadamente 45 años. ε Indi Ab es el exoplaneta joviano más cercano . El sistema ε Indi proporciona un caso de referencia para el estudio de la formación de gigantes gaseosos y enanas marrones. [10] [13] [14]
Observación
La constelación Indo (el indio) apareció por primera vez en el atlas celestial Uranometria de Johann Bayer en 1603. El atlas estelar Uranographia de 1801 , del astrónomo alemán Johann Elert Bode , coloca a ε Indi como una de las flechas que se sostiene en la mano izquierda del indio . [15]
En 1847, Heinrich Louis d'Arrest comparó la posición de esta estrella en varios catálogos que datan de 1750 y descubrió que poseía un movimiento propio medible . Es decir, descubrió que la estrella había cambiado de posición en la esfera celeste con el tiempo. [16] En 1882-183, los astrónomos David Gill y William L. Elkin midieron la paralaje de ε Indi en el Cabo de Buena Esperanza . Derivaron una estimación de paralaje de 0,22 ± 0,03 segundos de arco . [17] En 1923, Harlow Shapley del Observatorio de Harvard obtuvo una paralaje de 0,45 segundos de arco. [18]
Durante el Proyecto Ozma en 1960, esta estrella fue examinada en busca de señales de radio artificiales, pero no se encontró ninguna. [19] En 1972, se utilizó el satélite Copernicus para examinar esta estrella en busca de la emisión de señales láser ultravioleta . Nuevamente, el resultado fue negativo. [20] ε Indi encabeza una lista , compilada por Margaret Turnbull y Jill Tarter de la Carnegie Institution en Washington , de 17.129 estrellas cercanas con mayor probabilidad de tener planetas que podrían albergar vida compleja. [21]
La estrella se encuentra entre los cinco paradigmas cercanos como estrellas de tipo K de un tipo en un 'punto óptimo' entre las estrellas análogas al Sol y las estrellas M para la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA . [22]
Caracteristicas
ε Indi A es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K5V. La estrella tiene sólo alrededor de tres cuartas partes de la masa del Sol [23] y el 71% del radio del Sol . [7] Su gravedad superficial es ligeramente superior a la del Sol. [4] La metalicidad de una estrella es la proporción de elementos con números atómicos más altos que el helio, representada típicamente por la proporción de hierro a hidrógeno en comparación con la misma proporción del Sol; Se encuentra que ε Indi A tiene aproximadamente el 87% de la proporción de hierro del Sol en su fotosfera . [3]
La corona de ε Indi A es similar a la del Sol, con una luminosidad de rayos X de 2 × 10 27 ergios s −1 (2 × 10 20 W) y una temperatura coronal estimada de 2 × 10 6 K. El viento estelar de esta estrella se expande hacia afuera, produciendo un arco de choque a una distancia de 63 AU . Aguas abajo de la proa, el choque de terminación llega hasta 140 AU de la estrella. [24]
Esta estrella tiene el tercer movimiento propio más alto de cualquier estrella visible a simple vista, después de Groombridge 1830 y 61 Cygni , [25] y el noveno más alto en general. [26] Este movimiento moverá la estrella a la constelación de Tucana alrededor del 2640 dC. [27] ε Indi A tiene una velocidad espacial relativa al Sol de 86 km / s , [4] [nota 1] que es inusualmente alta para lo que se considera una estrella joven. [28] Se cree que es un miembro del grupo en movimiento ε Indi de al menos dieciséis estrellas de población I. [29] Esta es una asociación de estrellas que tienen vectores de velocidad espacial similares y, por lo tanto, muy probablemente se formaron al mismo tiempo y en el mismo lugar. [30] ε Indi hará su aproximación más cercana al Sol en unos 17.500 años cuando haga el paso del perihelio a una distancia de alrededor de 10,58 años luz (3,245 pc). [31]
Como se ve desde ε Indi, el Sol es una estrella de magnitud 2,6 en la Osa Mayor , cerca del cuenco de la Osa Mayor . [nota 2]
Compañeros
En enero de 2003, los astrónomos anunciaron el descubrimiento de una enana marrón con una masa de 40 a 60 masas de Júpiter en órbita alrededor de ε Indi A a una distancia de al menos 1.500 UA . [32] [33] En agosto de 2003, los astrónomos descubrieron que esta enana marrón era en realidad una enana marrón binaria, con una separación aparente de 2,1 AU y un período orbital de unos 15 años. [11] [34] Ambas enanas marrones son de clase espectral T ; el componente más masivo, ε Indi Ba, es de tipo espectral T1 – T1.5 y el componente menos masivo, ε Indi Bb, de tipo espectral T6. [11]
Se han utilizado modelos evolutivos [35] para estimar las propiedades físicas de estas enanas marrones a partir de mediciones espectroscópicas y fotométricas . Estos producen masas de 47 ± 10 y 28 ± 7 veces la masa de Júpiter, y radios de 0,091 ± 0,005 y 0,096 ± 0,005 radios solares , para ε Indi Ba y ε Indi Bb, respectivamente. [36] Las temperaturas efectivas son 1300-1340 K y 880-940 K , mientras que las gravedades superficiales log g (cm s −1 ) son 5.50 y 5.25, y sus luminosidades son 1.9 × 10 −5 y 4.5 × 10 −6 la luminosidad del sol . Tienen una metalicidad estimada de [M / H] = –0,2. [11]
Las mediciones de la velocidad radial de Epsilon Indi por Endl et al. (2002) [37] parecen mostrar una tendencia que indica un compañero planetario con un período orbital de más de 20 años. Un objeto subestelar con una masa mínima de 1,6 masas de Júpiter y una separación orbital de aproximadamente 6,5 AU (un análogo de Júpiter) estaba dentro de los parámetros de los datos muy aproximados.
Una búsqueda visual utilizando la ESO Es el Very Large Telescope encontró un candidato potencial. Sin embargo, un examen posterior realizado por el telescopio espacial Hubble NICMOS mostró que se trataba de un objeto de fondo. [38] A partir de 2009, una búsqueda de un compañero invisible a 4 μm no pudo detectar un objeto en órbita. Estas observaciones limitaron aún más el objeto hipotético a tener entre 5 y 20 veces la masa de Júpiter, orbitar entre 10 y 20 AU y tener una inclinación de más de 20 °. Alternativamente, puede ser un remanente estelar exótico. [39]
Un estudio más largo de la velocidad radial (hacia o desde la Tierra), utilizando el espectrómetro Echelle en el telescopio HARPS, para dar seguimiento a los hallazgos de Endl, fue publicado en un artículo de M. Zechmeister et al. en 2013. Los hallazgos confirman que, citando el documento, "Epsilon Ind A tiene una tendencia constante a largo plazo que todavía se explica por un compañero planetario". [14] Esto refinó la tendencia de velocidad radial observada e indica un compañero planetario con un período orbital de 45 años. [10] Un gigante gaseoso con una masa mínima de 0,97 masas de Júpiter y una separación orbital mínima de aproximadamente 9,0 UA podría explicar la tendencia observada. [nota 3] 9.0 AU está aproximadamente a la misma distancia que Saturno . Esto no califica al planeta como un verdadero análogo de Júpiter porque orbita considerablemente más allá de 5.0 AU. [14] No solo orbita más lejos, sino que ε Indi A también es más tenue que el Sol, por lo que solo recibiría aproximadamente la misma cantidad de energía por metro cuadrado que Urano del Sol. La tendencia de la velocidad radial se observó en todas las observaciones tomadas hasta ahora con el telescopio HARPS, pero debido al largo período de tiempo predicho para una sola órbita del objeto alrededor de ε Indi A, más de 30 años, la cobertura de la fase astrométrica aún no es completo. [14]
En marzo de 2018, se confirmó la existencia del planeta mediante mediciones de velocidad radial. A una separación de 3,3 segundos de arco de su estrella anfitriona, ε Indi Ab es un candidato para la obtención de imágenes directas por el telescopio espacial James Webb . [13]
En octubre de 2019, Feng et al. publicó una órbita actualizada del planeta. Muestran que la órbita es ligeramente excéntrica, con una excentricidad de aproximadamente 0,26. La masa del planeta es de 3,25 masas de Júpiter y orbita a una distancia de 11,6 UA, con un período de 45 años. [10]
Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semieje mayor ( AU ) | Período orbital ( años ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
---|---|---|---|---|---|---|
B | 3,25+0,39 −0,65 M J | 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 ☉ ) [nota 4] [ síntesis incorrecta? ] R J |
No se ha detectado ningún exceso de radiación infrarroja que indique un disco de escombros alrededor de ε Indi. [41] Tal disco de escombros podría formarse a partir de las colisiones de planetesimales que sobreviven desde el período inicial del disco protoplanetario de la estrella .
Ver también
- Epsilon Indi en la ficción
- Lista de estrellas más cercanas
Notas
- ^ Los componentes de la velocidad espacial son: U = −77; V = −38 y W = +4. Esto produce una velocidad espacial neta de km / s.
- ^ Desde ε Indi, el Sol aparecería en el lado diametralmente opuesto del cielo en las coordenadas RA = 10 h 03 m 21 s , Dec = 56 ° 47 ′ 10 ″, que se encuentra cerca de Beta Ursae Majoris . La magnitud absoluta del Sol es 4.8, entonces, a una distancia de 3.63 parsecs, el Sol tendría una magnitud aparente.
- ^ Tercera ley de Kepler, asumiendo una órbita circular da. La masa y el período se conocen del documento, [14] por lo que el semieje mayor se puede calcular utilizando .
- ^ Del índice de ley de potencia de los mundos jovianos; R ∝ M S - donde R es el radio del planeta en proporción a Júpiter, M la masa del planeta en proporción a Júpiter y S =−0,044+0,017
−0,019[40]
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Sin embargo, parece que las derivaciones de la masa de las enanas marrones frías son inciertas incluso cuando existen estimaciones de la temperatura efectiva, la gravedad superficial y la luminosidad.
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enlaces externos
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Coordenadas : 22 h 03 m 21.6571 s , -56 ° 47 '09,514 "