Épsilon Eridani
Epsilon Eridani (latinizado de ε Eridani), nombre propio Ran, es una estrella en la constelación austral de Eridanus. Con una declinación de −9,46°, es visible desde la mayor parte de la superficie de la Tierra. Situada a una distancia de 10,5 años luz (3,2 parsecs) del Sol, tiene una magnitud aparente de 3,73, lo que la convierte en la tercera estrella individual (o sistema estelar) más cercana visible a simple vista.
Se estima que la estrella tiene menos de mil millones de años. Esta relativa juventud le da a Epsilon Eridani un mayor nivel de actividad magnética que el Sol, con un viento estelar 30 veces más fuerte. El período de rotación de la estrella es de 11,2 días en el ecuador. Epsilon Eridani es más pequeño y menos masivo que el Sol, y tiene un nivel más bajo de elementos más pesados que el helio. Es una estrella de secuencia principal de clase espectral K2, con una temperatura efectiva de alrededor de 5000 K (8500 °F), lo que le da un tono naranja. Es un miembro candidato del grupo de estrellas en movimiento Ursa Major, que comparten un movimiento similar a través de la Vía Láctea, lo que implica que estas estrellas comparten un origen común en un cúmulo abierto.
Los cambios periódicos en la velocidad radial de Epsilon Eridani han arrojado evidencia de un planeta gigante que lo orbita, denominado Epsilon Eridani b. El descubrimiento del planeta fue inicialmente controvertido, pero la mayoría de los astrónomos ahora lo consideran confirmado. En 2016 se le dio al planeta el nombre propio AEgir [sic]. El sistema planetario Epsilon Eridani también incluye un disco de escombros que consta de dos cinturones de asteroides rocosos, a unas 3 au y 20 au de la estrella. Esta estructura orbital podría ser mantenida por un hipotético segundo planeta, que de existir se llamaría Epsilon Eridani c; sin embargo, no ha habido detección directa.
Como una de las estrellas similares al Sol más cercanas, Epsilon Eridani ha sido el objetivo de varias observaciones en la búsqueda de inteligencia extraterrestre. Epsilon Eridani aparece en historias de ciencia ficción y ha sido sugerido como destino para viajes interestelares. Desde Epsilon Eridani, el Sol aparecería como estrella en Serpens, con una magnitud aparente de 2,4.
Nomenclatura
ε Eridani, latinizado a Epsilon Eridani, es la designación de Bayer de la estrella. A pesar de ser una estrella relativamente brillante, los primeros astrónomos no le dieron un nombre propio. Tiene varias otras designaciones de catálogo. Tras su descubrimiento, el planeta fue designado Epsilon Eridani b, siguiendo el sistema de designación habitual para los planetas extrasolares.
El planeta y su estrella anfitriona fueron seleccionados por la Unión Astronómica Internacional (IAU) como parte de la competencia NameExoWorlds para dar nombres propios a exoplanetas y sus estrellas anfitrionas, para algunos sistemas que aún no tenían nombres propios. El proceso involucró nominaciones de grupos educativos y votación pública para los nombres propuestos. En diciembre de 2015, la IAU anunció que los nombres ganadores eran Ran para la estrella y AEgir [sic] para el planeta. Esos nombres habían sido presentados por los alumnos de 8° grado de la Escuela Intermedia Mountainside en Colbert, Washington, Estados Unidos. Ambos nombres derivan de la mitología nórdica: Rán es la diosa del mar y Ægir, su esposo, es el dios del océano.
Los nombres en ese momento seguían siendo no oficiales, pero en 2016 la IAU organizó un Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. En su primer boletín de julio de 2016, el WGSN reconoció explícitamente los nombres de los exoplanetas y sus estrellas anfitrionas que fueron producidos por la competencia. Epsilon Eridani ahora aparece como Ran en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU. Los astrónomos profesionales en su mayoría continúan refiriéndose a la estrella como Epsilon Eridani.
En chino, 天苑 (Tiān Yuàn), que significa Celestial Meadows, se refiere a un asterismo que consiste en ε Eridani, γ Eridani, δ Eridani, π Eridani, ζ Eridani, η Eridani, π Ceti, τ1 Eridani, τ2 Eridani, τ3 Eridani, τ4 Eridani, τ5 Eridani, τ6 Eridani, τ7 Eridani, τ8 Eridani y τ9 Eridani. En consecuencia, el nombre chino para ε Eridani en sí mismo es 天苑四 (Tiān Yuàn sì, la Cuarta [Estrella] de Celestial Meadows.)
Historial de observación
Catalogación
Epsilon Eridani ha sido conocida por los astrónomos desde al menos el siglo II d. C., cuando Claudio Ptolomeo (un astrónomo griego de Alejandría, Egipto) la incluyó en su catálogo de más de mil estrellas. El catálogo fue publicado como parte de su tratado astronómico el Almagest. La constelación Eridanus fue nombrada por Ptolomeo - Ποταμού (griego antiguo para 'Río& #39;), y Epsilon Eridani figuraba como su decimotercera estrella. Ptolomeo llamó a Epsilon Eridani ό τών δ προηγούμενος (griego antiguo para 'a anterior de los cuatro') (aquí δ es el número cuatro). Esto se refiere a un grupo de cuatro estrellas en Eridanus: γ, π, δ y ε (del 10 al 13 en la lista de Ptolomeo). ε es el más occidental de estos y, por lo tanto, el primero de los cuatro en el aparente movimiento diario del cielo de este a oeste. Los eruditos modernos del catálogo de Ptolomeo designan su entrada como "P 784" (en orden de aparición) y "Eri 13". Ptolomeo describió la magnitud de la estrella como 3.
Epsilon Eridani se incluyó en varios catálogos de estrellas de tratados astronómicos islámicos medievales, que se basaron en el catálogo de Ptolomeo: en el Libro de estrellas fijas de Al-Sufi, publicado en 964, Al-Biruni's Mas'ud Canon, publicado en 1030, y Ulugh Beg's Zij-i Sultani, publicado en 1437. La estimación de Al-Sufi de la magnitud de Epsilon Eridani fue 3. Al-Biruni cita magnitudes de Ptolomeo y Al-Sufi (para Epsilon Eridani cita el valor 4 tanto para Ptolomeo como para Al-Sufi). #39;s magnitudes; los valores originales de ambas magnitudes son 3). Su número en orden de aparición es 786. Ulugh Beg llevó a cabo nuevas mediciones de las coordenadas de Epsilon Eridani en su observatorio en Samarcanda, y cita magnitudes de Al-Sufi (3 para Epsilon Eridani). Las designaciones modernas de su entrada en el catálogo de Ulugh Beg son "U 781" y "Eri 13" (la última es la misma que la designación del catálogo de Ptolomeo).
En 1598, Epsilon Eridani se incluyó en el catálogo de estrellas de Tycho Brahe, reeditado en 1627 por Johannes Kepler como parte de sus Tablas de Rudolphine. Este catálogo se basó en las observaciones de Tycho Brahe de 1577 a 1597, incluidas las de la isla de Hven en sus observatorios de Uraniborg y Stjerneborg. El número de secuencia de Epsilon Eridani en la constelación de Eridanus era 10, y se designó como Quae omnes quatuor antecedit (en latín para 'que precede a los cuatro'); el significado es el mismo que la descripción de Ptolomeo. Brahe le asignó magnitud 3.
La designación Bayer de Epsilon Eridani se estableció en 1603 como parte de Uranometria, un catálogo de estrellas elaborado por el cartógrafo celeste alemán Johann Bayer. Su catálogo asignó letras del alfabeto griego a grupos de estrellas pertenecientes a la misma clase de magnitud visual en cada constelación, comenzando con alfa (α) para una estrella en la clase más brillante. Bayer no intentó ordenar las estrellas por brillo relativo dentro de cada clase. Así, aunque Epsilon es la quinta letra del alfabeto griego, la estrella es la décima más brillante de Eridanus. Además de la letra ε, Bayer le había asignado el número 13 (el mismo que el número de catálogo de Ptolomeo, al igual que muchos de los números de Bayer) y lo describió como Decima septima (del latín 'el decimoséptimo'). Bayer asignó a Epsilon Eridani magnitud 3.
En 1690, Epsilon Eridani se incluyó en el catálogo de estrellas de Johannes Hevelius. Su número de secuencia en la constelación de Eridanus era 14, su designación era Tertia (Latín para 'el tercero&# 39;), y se le asignó magnitud 3 o 4 (las fuentes difieren). El catálogo de estrellas del astrónomo inglés John Flamsteed, publicado en 1712, dio a Epsilon Eridani la designación Flamsteed de 18 Eridani, porque era la decimoctava estrella catalogada en la constelación de Eridanus por orden de ascensión recta creciente. En 1818, Epsilon Eridani se incluyó en el catálogo de Friedrich Bessel, basado en las observaciones de James Bradley de 1750 a 1762, y con una magnitud de 4. También apareció en el catálogo de Nicolas Louis de Lacaille de 398 principales estrellas, cuya versión de 307 estrellas se publicó en 1755 en las Ephémérides des Mouvemens Célestes, pour dix années, 1755–1765, y cuya versión completa se publicó en 1757 en Astronomiæ Fundamenta, París. En su edición de 1831 de Francis Baily, Epsilon Eridani tiene el número 50. Lacaille le asignó magnitud 3.
En 1801, Epsilon Eridani se incluyó en Histoire céleste française, Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande's catálogo de unas 50.000 estrellas, basado en sus observaciones de 1791-1800, en el que las observaciones están ordenadas en el tiempo. Contiene tres observaciones de Epsilon Eridani. En 1847, Francis Baily publicó una nueva edición del catálogo de Lalande, que contenía la mayoría de sus observaciones, en las que las estrellas estaban numeradas en orden de ascensión recta. Como cada observación de cada estrella estaba numerada y Epsilon Eridani se observó tres veces, obtuvo tres números: 6581, 6582 y 6583. (Actualmente, los números de este catálogo se usan con el prefijo "Lalande", o &# 34;Lal".) Lalande asignó a Epsilon Eridani magnitud 3. También en 1801 se incluyó en el catálogo de Johann Bode, en el que se agruparon unas 17.000 estrellas en 102 constelaciones y se numeraron (Epsilon Eridani obtuvo el número 159 en la constelación Eridanus). El catálogo de Bode se basó en las observaciones de varios astrónomos, incluido el propio Bode, pero principalmente en las de Lalande y Lacaille (para el cielo del sur). Bode asignó a Epsilon Eridani magnitud 3. En 1814, Giuseppe Piazzi publicó la segunda edición de su catálogo de estrellas (su primera edición se publicó en 1803), basado en observaciones durante 1792-1813, en el que se agruparon más de 7000 estrellas en 24 horas (0 –23). Epsilon Eridani es el número 89 en la hora 3. Piazzi le asignó magnitud 4. En 1918, Epsilon Eridani apareció en el Catálogo Henry Draper con la designación HD 22049 y una clasificación espectral preliminar de K0.
Detección de proximidad
Según las observaciones entre 1800 y 1880, se descubrió que Epsilon Eridani tenía un gran movimiento propio a lo largo de la esfera celeste, que se estimó en tres segundos de arco por año (velocidad angular). Este movimiento implicaba que estaba relativamente cerca del Sol, lo que la convertía en una estrella de interés para las mediciones de paralaje estelar. Este proceso consiste en registrar la posición de Epsilon Eridani a medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol, lo que permite estimar la distancia de una estrella. De 1881 a 1883, el astrónomo estadounidense William L. Elkin usó un heliómetro en el Observatorio Real en el Cabo de Buena Esperanza, Sudáfrica, para comparar la posición de Epsilon Eridani con dos estrellas cercanas. A partir de estas observaciones, se calculó un paralaje de 0,14 ± 0,02 segundos de arco. Para 1917, los observadores habían refinado su estimación de paralaje a 0,317 segundos de arco. El valor moderno de 0,3109 segundos de arco equivale a una distancia de unos 10,50 años luz (3,22 pc).
Descubrimientos circunestelares
Basado en cambios aparentes en la posición de Epsilon Eridani entre 1938 y 1972, Peter van de Kamp propuso que un compañero invisible con un período orbital de 25 años estaba causando perturbaciones gravitacionales en su posición. Esta afirmación fue refutada en 1993 por Wulff-Dieter Heintz y la falsa detección se atribuyó a un error sistemático en las placas fotográficas.
Lanzado en 1983, el telescopio espacial IRAS detectó emisiones infrarrojas de estrellas cercanas al Sol, incluida una emisión infrarroja excesiva de Epsilon Eridani. Las observaciones indicaron que un disco de polvo cósmico de grano fino orbitaba alrededor de la estrella; este disco de escombros ha sido ampliamente estudiado desde entonces. La evidencia de un sistema planetario fue descubierta en 1998 por la observación de asimetrías en este anillo de polvo. La acumulación en la distribución del polvo podría explicarse por interacciones gravitatorias con un planeta que orbita justo dentro del anillo de polvo.
En 1987, Bruce Campbell, Gordon Walker y Stephenson Yang anunciaron la detección de un objeto planetario en órbita. De 1980 a 2000, un equipo de astrónomos dirigido por Artie P. Hatzes realizó observaciones de la velocidad radial de Epsilon Eridani, midiendo el desplazamiento Doppler de la estrella a lo largo de la línea de visión. Encontraron evidencia de un planeta orbitando la estrella con un período de unos siete años. Aunque existe un alto nivel de ruido en los datos de velocidad radial debido a la actividad magnética en su fotosfera, se espera que cualquier periodicidad causada por esta actividad magnética muestre una fuerte correlación con las variaciones en las líneas de emisión de calcio ionizado (Ca II H y K líneas). Debido a que no se encontró tal correlación, se consideró que un compañero planetario era la causa más probable. Este descubrimiento fue respaldado por mediciones astrométricas de Epsilon Eridani realizadas entre 2001 y 2003 con el telescopio espacial Hubble, que mostró evidencia de perturbación gravitacional de Epsilon Eridani por un planeta.
La astrofísica Alice C. Quillen y su estudiante Stephen Thorndike realizaron simulaciones por computadora de la estructura del disco de polvo alrededor de Epsilon Eridani. Su modelo sugirió que la acumulación de partículas de polvo podría explicarse por la presencia de un segundo planeta en una órbita excéntrica, que anunciaron en 2002.
SETI y exploración propuesta
En 1960, los físicos Philip Morrison y Giuseppe Cocconi propusieron que las civilizaciones extraterrestres podrían estar usando señales de radio para comunicarse. El Proyecto Ozma, dirigido por el astrónomo Frank Drake, utilizó el Telescopio Tatel para buscar tales señales de las cercanas estrellas similares al Sol Epsilon Eridani y Tau Ceti. Los sistemas se observaron a la frecuencia de emisión de hidrógeno neutro, 1420 MHz (21 cm). No se detectaron señales de origen extraterrestre inteligente. Drake repitió el experimento en 2010, con el mismo resultado negativo. A pesar de esta falta de éxito, Epsilon Eridani se abrió paso en la literatura y los programas de televisión de ciencia ficción durante muchos años tras la noticia del experimento inicial de Drake.
En Planetas habitables para el hombre, un estudio de RAND Corporation de 1964 realizado por el científico espacial Stephen H. Dole, la probabilidad de que un planeta habitable esté en órbita alrededor de Epsilon Eridani se estimó en un 3,3 %. Entre las estrellas cercanas conocidas, figuraba entre las 14 estrellas que se pensaba que tenían más probabilidades de tener un planeta habitable.
William I. McLaughlin propuso una nueva estrategia en la búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI) en 1977. Sugirió que los extraterrestres inteligentes podrían usar eventos ampliamente observables, como explosiones de nova, para sincronizar la transmisión y recepción de sus señales. Esta idea fue probada por el Observatorio Nacional de Radioastronomía en 1988, que utilizó estallidos de Nova Cygni 1975 como cronómetro. Quince días de observación no mostraron señales de radio anómalas provenientes de Epsilon Eridani.
Debido a la proximidad y las propiedades similares al Sol de Epsilon Eridani, en 1985 el físico y autor Robert L. Forward consideró el sistema como un objetivo plausible para el viaje interestelar. Al año siguiente, la Sociedad Interplanetaria Británica sugirió a Epsilon Eridani como uno de los objetivos en su estudio del Proyecto Daedalus. El sistema ha seguido estando entre los objetivos de este tipo de propuestas, como el Proyecto Ícaro en 2011.
Según su ubicación cercana, Epsilon Eridani estaba entre las estrellas objetivo del Proyecto Fénix, un estudio de microondas de 1995 en busca de señales de inteligencia extraterrestre. El proyecto había comprobado unas 800 estrellas en 2004, pero aún no había detectado ninguna señal.
Propiedades
A una distancia de 10,50 años (3,22 parsecs), Epsilon Eridani es la decimotercera estrella conocida más cercana (y la novena estrella solitaria o sistema estelar más cercano) al Sol en 2014. Su proximidad la convierte en una de las estrellas más estudiadas de su tipo espectral. Epsilon Eridani se encuentra en la parte norte de la constelación de Eridanus, a unos 3° al este de la estrella ligeramente más brillante Delta Eridani. Con una declinación de −9,46°, Epsilon Eridani se puede ver desde gran parte de la superficie de la Tierra, en épocas adecuadas del año. Solo al norte de la latitud 80° N está permanentemente oculto bajo el horizonte. La magnitud aparente de 3,73 puede dificultar la observación desde un área urbana a simple vista, porque los cielos nocturnos sobre las ciudades están oscurecidos por la contaminación lumínica.
Epsilon Eridani tiene una masa estimada de 0,82 masas solares y un radio de 0,74 radios solares. Brilla con una luminosidad de tan solo 0,34 luminosidades solares. La temperatura efectiva estimada es de 5084 K. Con una clasificación estelar de K2 V, es la segunda estrella de secuencia principal de tipo K más cercana (después de Alpha Centauri B). Desde 1943, el espectro de Epsilon Eridani ha servido como uno de los puntos de anclaje estables por los que se clasifican otras estrellas. Su metalicidad, la fracción de elementos más pesados que el helio, es ligeramente inferior a la del Sol. En la cromosfera de Epsilon Eridani, una región de la atmósfera exterior justo por encima de la fotosfera emisora de luz, la abundancia de hierro se estima en un 74% del valor del Sol. La proporción de litio en la atmósfera es cinco veces menor que la del Sol.
La clasificación de tipo K de Epsilon Eridani indica que el espectro tiene líneas de absorción relativamente débiles de la absorción por hidrógeno (líneas de Balmer) pero líneas fuertes de átomos neutros y calcio ionizado individualmente (Ca II). La clase de luminosidad V (enana) se asigna a estrellas que están experimentando una fusión termonuclear de hidrógeno en su núcleo. Para una estrella de secuencia principal de tipo K, esta fusión está dominada por la reacción en cadena protón-protón, en la que una serie de reacciones combina efectivamente cuatro núcleos de hidrógeno para formar un núcleo de helio. La energía liberada por la fusión se transporta hacia afuera desde el núcleo a través de la radiación, lo que da como resultado que no haya movimiento neto del plasma circundante. Fuera de esta región, en la envoltura, la energía se transporta a la fotosfera por convección de plasma, donde luego se irradia al espacio.
Actividad magnética
Epsilon Eridani tiene un nivel más alto de actividad magnética que el Sol y, por lo tanto, las partes exteriores de su atmósfera (la cromosfera y la corona) son más dinámicas. La intensidad del campo magnético promedio de Epsilon Eridani en toda la superficie es (1.65±0.30)×10−2 tesla, que es más de cuarenta veces mayor que el (5–40) × 10−5 T magnético- intensidad de campo en la fotosfera del Sol. Las propiedades magnéticas se pueden modelar suponiendo que las regiones con un flujo magnético de alrededor de 0,14 T cubren aleatoriamente aproximadamente el 9 % de la fotosfera, mientras que el resto de la superficie está libre de campos magnéticos. La actividad magnética general de Epsilon Eridani muestra coexistencia 2.95±0.03 y 12.7±0.3 años ciclos de actividad. Suponiendo que su radio no cambia en estos intervalos, la variación a largo plazo en el nivel de actividad parece producir una variación de temperatura de 15 K, lo que corresponde a una variación en la magnitud visual (V) de 0,014.
El campo magnético en la superficie de Epsilon Eridani provoca variaciones en el comportamiento hidrodinámico de la fotosfera. Esto da como resultado una mayor fluctuación durante las mediciones de su velocidad radial. Se midieron variaciones de 15 m·s−1 durante un período de 20 años, que es mucho mayor que la incertidumbre de medición de 3 m·s−1. Esto hace que la interpretación de las periodicidades en la velocidad radial de Epsilon Eridani, como las causadas por un planeta en órbita, sea más difícil.
Epsilon Eridani se clasifica como una variable de BY Draconis porque tiene regiones de mayor actividad magnética que entran y salen de la línea de visión a medida que gira. La medición de esta modulación rotacional sugiere que su región ecuatorial rota con un período promedio de 11,2 días, que es menos de la mitad del período de rotación del Sol. Las observaciones han demostrado que Epsilon Eridani varía tanto como 0,050 en magnitud V debido a las manchas estelares y otras actividades magnéticas a corto plazo. La fotometría también ha demostrado que la superficie de Epsilon Eridani, como el Sol, está experimentando una rotación diferencial, es decir, el período de rotación en el ecuador difiere del de latitudes altas. Los períodos medidos oscilan entre 10,8 y 12,3 días. La inclinación axial de Epsilon Eridani hacia la línea de visión desde la Tierra es muy incierta: las estimaciones oscilan entre 24° y 72°.
Los altos niveles de actividad cromosférica, el fuerte campo magnético y la velocidad de rotación relativamente rápida de Epsilon Eridani son característicos de una estrella joven. La mayoría de las estimaciones de la edad de Epsilon Eridani lo ubican en el rango de 200 millones a 800 millones de años. La baja abundancia de elementos pesados en la cromosfera de Epsilon Eridani suele indicar una estrella más antigua, porque el medio interestelar (a partir del cual se forman las estrellas) se enriquece constantemente con elementos más pesados producidos por generaciones de estrellas más antiguas. Esta anomalía podría ser causada por un proceso de difusión que ha transportado algunos de los elementos más pesados fuera de la fotosfera hacia una región debajo de la zona de convección de Epsilon Eridani.
La luminosidad de rayos X de Epsilon Eridani es aproximadamente 2×1028 erg·s–1 (2×1021 W). Es más luminoso en rayos X que el Sol en su máxima actividad. La fuente de esta fuerte emisión de rayos X es la corona caliente de Epsilon Eridani. La corona de Epsilon Eridani parece más grande y más caliente que la del Sol, con una temperatura de 3,4×106 K, medido a partir de la observación de la corona Emisión de rayos X y ultravioleta. Muestra una variación cíclica en la emisión de rayos X que es consistente con el ciclo de actividad magnética.
El viento estelar emitido por Epsilon Eridani se expande hasta que choca con el medio interestelar circundante de gas difuso y polvo, lo que da como resultado una burbuja de gas de hidrógeno calentado (una astrosfera, el equivalente de la heliosfera que rodea al Sol). El espectro de absorción de este gas ha sido medido con el Telescopio Espacial Hubble, lo que permite estimar las propiedades del viento estelar. La corona caliente de Epsilon Eridani da como resultado una tasa de pérdida de masa en el viento estelar de Epsilon Eridani que es 30 veces mayor que la del Sol. Este viento estelar genera la astrosfera que abarca aproximadamente 8000 au (0,039 pc) y contiene un arco de choque que se encuentra a 1600 au (0,0078 pc) de Epsilon Eridani. A su distancia estimada de la Tierra, esta astrosfera abarca 42 minutos de arco, que es más ancho que el tamaño aparente de la Luna llena.
Cinemática
Epsilon Eridani tiene un movimiento propio alto, moviéndose −0,976 segundos de arco por año en ascensión recta (el equivalente celestial de la longitud) y 0,018 segundos de arco por año en declinación (latitud celestial), para un total combinado de 0,962 segundos de arco por año. La estrella tiene una velocidad radial de +15,5 km/s (35 000 mph) (lejos del Sol). Los componentes de la velocidad espacial de Epsilon Eridani en el sistema de coordenadas galáctico son (U, V, W) = (−3, +7, −20) km/s, lo que significa que viaja dentro de la Vía Láctea a una distancia galactocéntrica media de 28,7 kly (8,79 kiloparsecs) desde el núcleo a lo largo de una órbita que tiene una excentricidad de 0,09. La velocidad y el rumbo de Epsilon Eridani indican que puede ser un miembro del Ursa Major Moving Group, cuyos miembros comparten un movimiento común a través del espacio. Este comportamiento sugiere que el grupo en movimiento se originó en un cúmulo abierto que desde entonces se ha difundido. La edad estimada de este grupo es 500±100 millones años, que se encuentra dentro del rango de las estimaciones de edad para Epsilon Eridani.
Durante el último millón de años, se cree que tres estrellas se han acercado a 7 ly (2,1 pc) de Epsilon Eridani. El más reciente y cercano de estos encuentros fue con la estrella de Kapteyn, que se acercó a una distancia de alrededor de 3 ly (0,92 pc) hace aproximadamente 12 500 años. Otros dos encuentros distantes fueron con Sirius y Ross 614. Se cree que ninguno de estos encuentros fue lo suficientemente cercano como para afectar el disco circunestelar que orbita Epsilon Eridani.
Epsilon Eridani hizo su acercamiento más cercano al Sol hace unos 105 000 años, cuando estaban separados por 7 ly (2,1 pc). Basado en una simulación de encuentros cercanos con estrellas cercanas, el sistema estelar binario Luyten 726-8, que incluye la estrella variable UV Ceti, se encontrará con Epsilon Eridani en aproximadamente 31 500 años a una distancia mínima de alrededor de 0,9 ly (0,29 parsecs). Estarán separados por menos de 1 ly (0,3 parsecs) durante unos 4.600 años. Si Epsilon Eridani tiene una nube de Oort, Luyten 726-8 podría perturbar gravitacionalmente a algunos de sus cometas con largos períodos orbitales.
Sistema planetario
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semimajor axis (AU) | Período orbital (días) | Eccentricity | Inclinación | Radius |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Cinturón de asteroides | ~1.5−2.0 (o 3-4) AU | — | — | |||
| b (AEgir) | 0,78+0.38 −0.12MJ | 3.48 ± 0,02 | 2.692 ± 26 | 0,07+0.06 0.0−5 | 89° ± 42° | — |
| Cinturón de asteroides | ~8–20 AU | — | — | |||
| c (sin confirmar) | 0.1 MJ | ~40 | 102.270 | 0.3 | — | — |
| Disco de polvo | 35 a 100 UA | 34° ± 2° | — | |||
Disco de polvo
Las observaciones con el telescopio James Clerk Maxwell a una longitud de onda de 850 μm muestran un flujo extendido de radiación hasta un radio angular de 35 segundos de arco alrededor de Epsilon Eridani. La emisión máxima se produce en un radio angular de 18 segundos de arco, lo que corresponde a un radio de aproximadamente 60 au. El nivel más alto de emisión ocurre en el radio de 35 a 75 au de Epsilon Eridani y se reduce sustancialmente dentro de 30 au. Esta emisión se interpreta como proveniente de un análogo joven del cinturón de Kuiper del Sistema Solar: una estructura de disco compacto y polvoriento que rodea a Epsilon Eridani. Desde la Tierra, este cinturón se ve con una inclinación de aproximadamente 25° con respecto a la línea de visión.
El polvo y posiblemente el hielo de agua de este cinturón migran hacia adentro debido al arrastre del viento estelar y un proceso por el cual la radiación estelar hace que los granos de polvo se desplacen lentamente en espiral hacia Epsilon Eridani, conocido como el efecto Poynting-Robertson. Al mismo tiempo, estas partículas de polvo pueden destruirse mediante colisiones mutuas. La escala de tiempo para que todo el polvo del disco sea eliminado por estos procesos es menor que la edad estimada de Epsilon Eridani. Por lo tanto, el disco de polvo actual debe haber sido creado por colisiones u otros efectos de cuerpos parentales más grandes, y el disco representa una etapa tardía en el proceso de formación de planetas. Habría requerido colisiones entre 11 masas terrestres & # 39; valor de los cuerpos de los padres para haber mantenido el disco en su estado actual durante su edad estimada.
El disco contiene una masa estimada de polvo equivalente a una sexta parte de la masa de la Luna, con granos de polvo individuales que superan los 3,5 μm de tamaño a una temperatura de aproximadamente 55 K. Este polvo se genera por la colisión de cometas, que varían de 10 a 30 km de diámetro y tienen una masa combinada de 5 a 9 veces la de la Tierra. Esto es similar a las 10 masas terrestres estimadas en el cinturón de Kuiper primordial. El disco alrededor de Epsilon Eridani contiene menos de 2,2 × 1017 kg de monóxido de carbono. Este bajo nivel sugiere una escasez de cometas volátiles y planetesimales helados en comparación con el cinturón de Kuiper.
La estructura grumosa del cinturón de polvo puede explicarse por la perturbación gravitacional de un planeta, denominado Epsilon Eridani c. Los grumos en el polvo ocurren en órbitas que tienen una resonancia entera con la órbita del planeta sospechoso. Por ejemplo, la región del disco que completa dos órbitas por cada tres órbitas de un planeta está en una resonancia orbital 3:2. En simulaciones por computadora, la morfología del anillo se puede reproducir mediante la captura de partículas de polvo en resonancias orbitales 5:3 y 3:2 con un planeta que tiene una excentricidad orbital de aproximadamente 0,3. Alternativamente, la aglomeración puede haber sido causada por colisiones entre planetas menores conocidos como plutinos.
Las observaciones del telescopio espacial Spitzer de la NASA sugieren que Epsilon Eridani en realidad tiene dos cinturones de asteroides y una nube de polvo exozodiacal. Este último es un análogo del polvo zodiacal que ocupa el plano del Sistema Solar. Un cinturón se encuentra aproximadamente en la misma posición que el del Sistema Solar, orbitando a una distancia de 3,00 ± 0,75 au de Epsilon Eridani, y consiste en granos de silicato con un diámetro de 3 μm y una masa combinada de unos 1018 kg. Si el planeta Epsilon Eridani b existe, es poco probable que este cinturón haya tenido una fuente fuera de la órbita del planeta, por lo que el polvo puede haber sido creado por la fragmentación y la formación de cráteres de cuerpos más grandes como los asteroides. El segundo cinturón, más denso, probablemente también poblado por asteroides, se encuentra entre el primer cinturón y el disco exterior del cometa. La estructura de los cinturones y el disco de polvo sugiere que se necesitan más de dos planetas en el sistema Epsilon Eridani para mantener esta configuración.
En un escenario alternativo, el polvo exozodiacal puede generarse en un cinturón exterior que orbita entre 55 y 90 ua desde Epsilon Eridani y tiene una masa supuesta de 10−3 veces la masa de la Tierra.. Luego, este polvo se transporta hacia el interior más allá de la órbita de Epsilon Eridani b. Cuando se tienen en cuenta las colisiones entre los granos de polvo, el polvo reproducirá el espectro infrarrojo y el brillo observados. Fuera del radio de sublimación del hielo, ubicado más allá de 10 au de Epsilon Eridani, donde las temperaturas caen por debajo de los 100 K, el mejor ajuste a las observaciones ocurre cuando se supone una mezcla de hielo y polvo de silicato. Dentro de este radio, el polvo debe consistir en granos de silicato que carezcan de volátiles.
La región interior alrededor de Epsilon Eridani, desde un radio de 2,5 AU hacia adentro, parece estar libre de polvo hasta el límite de detección del telescopio MMT de 6,5 m. Los granos de polvo en esta región son eliminados de manera eficiente por el arrastre del viento estelar, mientras que la presencia de un sistema planetario también puede ayudar a mantener esta área libre de escombros. Aún así, esto no excluye la posibilidad de que un cinturón de asteroides interno pueda estar presente con una masa combinada no mayor que el cinturón de asteroides en el Sistema Solar.
Planetas de período largo
_(pd).jpg)
Como una de las estrellas similares al Sol más cercanas, Epsilon Eridani ha sido el objetivo de muchos intentos de buscar compañeros planetarios. Su actividad cromosférica y su variabilidad significan que encontrar planetas con el método de la velocidad radial es difícil, porque la actividad estelar puede crear señales que imitan la presencia de planetas. Las búsquedas de exoplanetas alrededor de Epsilon Eridani con imágenes directas no han tenido éxito.
La observación infrarroja ha demostrado que no hay cuerpos de tres o más masas de Júpiter en este sistema, al menos a una distancia de 500 au de la estrella anfitriona. Los planetas con masas y temperaturas similares a las de Júpiter deberían ser detectables por Spitzer a distancias superiores a 80 au. Se detectó un planeta de período largo del tamaño de Júpiter aproximadamente mediante los métodos de velocidad radial y astrometría, pero aún no se ha caracterizado completamente por este último a partir de 2021. Los planetas con más del 150% de la masa de Júpiter se pueden descartar en el borde interior del disco de escombros a 30–35 au.
Planeta b (AEgir)
Conocido como Epsilon Eridani b, este planeta se anunció en el año 2000, pero el descubrimiento sigue siendo controvertido. Un estudio exhaustivo realizado en 2008 llamó a la detección "tentativa" y describió el planeta propuesto como 'sospechado por mucho tiempo pero aún sin confirmar'. Muchos astrónomos creyeron que la evidencia es lo suficientemente convincente como para considerar el descubrimiento como confirmado. El descubrimiento fue cuestionado en 2013 porque un programa de búsqueda en el Observatorio La Silla no confirmó su existencia. A partir de 2021, tanto la Enciclopedia de planetas extrasolares como el Archivo de exoplanetas de la NASA enumeran el planeta como "confirmado".
Las fuentes publicadas continúan en desacuerdo en cuanto a los parámetros básicos propuestos para el planeta. Los valores para su período orbital oscilan entre 6,85 y 7,2 años. Las estimaciones del tamaño de su órbita elíptica (el semieje mayor) oscilan entre 3,38 au y 3,50 au y las aproximaciones de su excentricidad orbital oscilan entre 0,25 ± 0,23 y 0,702 ± 0,039.
Si el planeta existe, se desconoce su masa, pero se puede estimar un límite inferior basado en el desplazamiento orbital de Epsilon Eridani. Solo se conoce la componente del desplazamiento a lo largo de la línea de visión hacia la Tierra, lo que da un valor para la fórmula m sin i, donde m es la masa del planeta e i es la inclinación orbital. Las estimaciones para el valor de m sin i oscilan entre 0,60 masas de Júpiter y 1,06 masas de Júpiter, lo que establece el límite inferior para la masa del planeta (porque la función seno tiene un valor máximo de 1). Tomando m sin i en el medio de ese rango en 0.78, y estimando la inclinación en 30°, esto produce un valor de 1,55 ± 0,24 masas de Júpiter para la masa del planeta.
De todos los parámetros medidos para este planeta, el valor de la excentricidad orbital es el más incierto. La excentricidad de 0,7 sugerida por algunos observadores es inconsistente con la presencia del cinturón de asteroides propuesto a una distancia de 3 au. Si la excentricidad fuera tan alta, el planeta atravesaría el cinturón de asteroides y lo eliminaría en unos diez mil años. Si el cinturón ha existido durante más tiempo que este período, lo que parece probable, impone un límite superior a la excentricidad de Epsilon Eridani b de aproximadamente 0,10 a 0,15. Si, en cambio, el disco de polvo se genera a partir del disco de escombros exterior, en lugar de las colisiones en un cinturón de asteroides, entonces no se necesitan restricciones en la excentricidad orbital del planeta para explicar la distribución del polvo.
Planeta c
Las simulaciones por computadora del disco de polvo que orbita alrededor de Epsilon Eridani sugieren que la forma del disco puede explicarse por la presencia de un segundo planeta, tentativamente llamado Epsilon Eridani c. La acumulación en el disco de polvo puede ocurrir porque las partículas de polvo quedan atrapadas en órbitas que tienen períodos orbitales resonantes con un planeta en una órbita excéntrica. El Epsilon Eridani c postulado orbitaría a una distancia de 40 au, con una excentricidad de 0,3 y un período de 280 años. La cavidad interna del disco puede explicarse por la presencia de planetas adicionales. Los modelos actuales de formación de planetas no pueden explicar fácilmente cómo se pudo haber creado un planeta a esta distancia de Epsilon Eridani. Se espera que el disco se haya disipado mucho antes de que se haya formado un planeta gigante. En cambio, el planeta puede haberse formado a una distancia orbital de alrededor de 10 ua y luego migrado hacia afuera debido a la interacción gravitatoria con el disco o con otros planetas en el sistema.
Habitabilidad potencial
Epsilon Eridani es un objetivo para los programas de búsqueda de planetas porque tiene propiedades que permiten la formación de un planeta similar a la Tierra. Aunque este sistema no fue elegido como candidato principal para el Buscador de Planetas Terrestres ahora cancelado, fue una estrella objetivo para la Misión de Interferometría Espacial propuesta por la NASA para buscar planetas del tamaño de la Tierra. La proximidad, las propiedades similares al Sol y los presuntos planetas de Epsilon Eridani también lo han convertido en objeto de múltiples estudios sobre si se puede enviar una sonda interestelar a Epsilon Eridani.
El radio orbital en el que el flujo estelar de Epsilon Eridani coincide con la constante solar, donde la emisión coincide con la salida del Sol a la distancia orbital de la Tierra, es 0,61 au. Eso está dentro de la zona habitable máxima de un supuesto planeta similar a la Tierra que orbita Epsilon Eridani, que actualmente se extiende desde alrededor de 0,5 a 1,0 au. A medida que Epsilon Eridani envejece durante un período de 20 000 millones de años, la luminosidad neta aumentará, lo que hará que esta zona se expanda lentamente hacia el exterior hasta aproximadamente 0,6–1,4 au. La presencia de un gran planeta con una órbita muy elíptica en las proximidades de la zona habitable de Epsilon Eridani reduce la probabilidad de que un planeta terrestre tenga una órbita estable dentro de la zona habitable.
Una estrella joven como Epsilon Eridani puede producir grandes cantidades de radiación ultravioleta que pueden ser dañinas para la vida, pero por otro lado es una estrella más fría que el Sol y, por lo tanto, produce menos radiación ultravioleta para empezar. El radio orbital en el que el flujo UV coincide con el de la Tierra primitiva se encuentra justo por debajo de 0,5 au. Debido a que en realidad está un poco más cerca de la estrella que la zona habitable, esto ha llevado a algunos investigadores a concluir que no hay suficiente energía de la radiación ultravioleta que llega a la zona habitable para que la vida comience alguna vez alrededor del joven Epsilon Eridani.