Épsilon india
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 austral del Indo. La estrella tiene un tono naranja y es apenas visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 4,83. 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. 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 principal.
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 unos 45 años. ε Indi Ab es el segundo exoplaneta joviano más cercano, después de ε Eridani b. El sistema ε Indi proporciona un caso de referencia para el estudio de la formación de gigantes gaseosos y enanas marrones.
Observación
La constelación del Indo (el indio) apareció por primera vez en el atlas celeste 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 sostiene la mano izquierda del indio.
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. En 1882–3, los astrónomos David Gill y William L. Elkin midieron la paralaje de ε Indi en el Cabo de Buena Esperanza. Obtuvieron una estimación de paralaje de 0,22 ± 0,03 segundos de arco. En 1923, Harlow Shapley del Observatorio de Harvard obtuvo una paralaje de 0,45 segundos de arco.
En 1972, el satélite Copernicus se utilizó para examinar esta estrella en busca de la emisión de señales de láser ultravioleta. De nuevo, el resultado fue negativo. ε Indi encabeza una lista, compilada por Margaret Turnbull y Jill Tarter de la Institución Carnegie en Washington, de 17.129 estrellas cercanas con mayor probabilidad de tener planetas que podrían albergar vida compleja.
La estrella se encuentra entre cinco paradigmas cercanos como estrellas de tipo K de un tipo en un 'punto dulce' entre estrellas análogas al Sol y estrellas M para la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.
Características
ε Indi A es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K5V. La estrella tiene solo alrededor de las tres cuartas partes de la masa del Sol y el 71% del radio del Sol. Su gravedad superficial es ligeramente superior a la del Sol. La metalicidad de una estrella es la proporción de elementos con números atómicos más altos que el helio, siendo típicamente representada por la proporción de hierro a hidrógeno en comparación con la misma proporción del Sol; Se encuentra que ε Indi A tiene alrededor del 87% de la proporción de hierro del Sol en su fotosfera.
La corona de ε Indi A es similar al Sol, con una luminosidad de rayos X de 2×1027 ergs s−1 (2×1020 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 UA. Aguas abajo del arco, el choque de terminación alcanza hasta 140 UA de la estrella.
Esta estrella tiene el tercer movimiento propio más alto de todas las estrellas visibles a simple vista, después de Groombridge 1830 y 61 Cygni, y el noveno más alto en general. Este movimiento moverá la estrella hacia la constelación de Tucana alrededor del año 2640 d.C. ε Indi A tiene una velocidad espacial relativa al Sol de 86 km/s, que es inusualmente alta para lo que se considera una estrella joven. Se cree que es un miembro del grupo móvil ε Indi de al menos dieciséis estrellas de población I. Esta es una asociación de estrellas que tienen vectores de velocidad espacial similares y, por lo tanto, lo más probable es que se hayan formado al mismo tiempo y en el mismo lugar. ε Indi hará su acercamiento más cercano al Sol en unos 17.500 años cuando pase por el perihelio a una distancia de alrededor de 10,58 años luz (3,245 pc).
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.
Compañeros
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Enanas marrones
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 1500 UA. 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 UA y un período orbital de unos 15 años. Ambas enanas marrones son de clase espectral T; la componente más masiva, ε Indi Ba, es de tipo espectral T1–T1.5 y la componente menos masiva, ε Indi Bb, de tipo espectral T6.
Se han utilizado modelos evolutivos para estimar las propiedades físicas de estas enanas marrones a partir de medidas 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. Las temperaturas efectivas son 1300–1340 K y 880–940 K, mientras que las gravedades superficiales logarítmicas 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.
Sistema planetario
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Semimajor axis (AU) | Período orbital (años) | Eccentricity | Inclinación | Radius |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | 3.25+0.39 −0.65MJ | 11.55+0.98 −0.86 | 45.20+5.74 −4.77 | 0,266+0.07 0.0−3 | 64.25+13.80 6.09° | — |
Mediciones de la velocidad radial de Epsilon Indi por Endl et al. (2002) parecía mostrar una tendencia que indicaba 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 UA (un análogo de Júpiter) estaba dentro de los parámetros de los datos altamente aproximados.
Una búsqueda visual con el Very Large Telescope de ESO 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. A partir de 2009, una búsqueda de un compañero invisible a 4 μm no logró detectar un objeto en órbita. Estas observaciones restringieron aún más que el objeto hipotético tuviera entre 5 y 20 veces la masa de Júpiter, orbitara entre 10 y 20 AU y tuviera una inclinación de más de 20 °. Alternativamente, puede ser un remanente estelar exótico.
En un artículo de M. Zechmeister et al. Alabama. en 2013. Los hallazgos confirman que, citando el artículo, 'ε Ind A tiene una tendencia constante a largo plazo que aún se explica por un compañero planetario'. Esto refinó la tendencia de velocidad radial observada e indicó un compañero planetario con un período orbital superior a 30 años. Un gigante gaseoso con una masa mínima de 0,97 masas de Júpiter y una separación orbital mínima de aproximadamente 9,0 AU podría explicar la tendencia observada. 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 las 5,0 UA. 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 recibe del Sol. La tendencia de la velocidad radial se observó en todas las observaciones realizadas hasta ahora con el espectrómetro HARPS, pero debido al largo período de tiempo previsto para una sola órbita del objeto alrededor de ε Indi A, más de 30 años, la cobertura de fase aún no estaba completa..
En marzo de 2018, se publicó una versión preliminar en arXiv que confirmaba la existencia de Epsilon Indi Ab mediante mediciones de velocidad radial. En diciembre de 2019, Fabo Feng et al. publicaron la confirmación de este planeta, junto con parámetros actualizados de velocidad radial y astrometría. en Mensual Notices of the Royal Astronomical Society. Muestran que la órbita es ligeramente excéntrica, con un semieje mayor de aproximadamente 11,6 UA y una excentricidad de aproximadamente 0,26. La masa del planeta es de 3,25 masas de Júpiter, y su período orbital es de unos 45 años. A una separación de 3,3 segundos de arco de su estrella anfitriona, se planea obtener imágenes directas de este planeta utilizando el Telescopio Espacial James Webb.
No se ha detectado un exceso de radiación infrarroja que indique un disco de escombros alrededor de ε Indi. Tal disco de escombros podría formarse a partir de las colisiones de planetesimales que sobrevivieron desde el período temprano del disco protoplanetario de la estrella.