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| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| Constelación | Indo |
| Ascensión recta | 22 h 03 m 21,6529 s [1] |
| Declinación | −56 ° 47 ′ 09.530 ″ [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) | RA: 3967.039 ± 0.380 [1] mas / año Dec .: -2535.758 ± 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 | |
| ε Ind A | |
| Masa | 0,754 ± 0,038 [3] M ☉ |
| Radio | 0.732 ± 0.006 [3] R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 0.22 [nota 1] L ☉ |
| Surface gravity (log g) | 4.65 ± 0.15[4] cgs |
| Temperature | 4,630[3] K |
| Metallicity [Fe/H] | −0.06[3] dex |
| Rotation | 23 days[7] |
| Rotational velocity (v sin i) | 1.46[3] km/s |
| Age | 1.3[8] 3.7-5.7[9] Gyr |
| ε Ind Ba/Bb | |
| Mass | Ba: 0.066 M☉ Bb: 0.047[10] M☉ |
| Radius | Ba: 0.08 R☉ Bb: 0.08[10] R☉ |
| Luminosity | Ba: 0.00002000 L☉ Bb: 0.000005861[10] L☉ |
| Surface gravity (log g) | Ba: 5.43 - 5.45 Bb: 5.27 - 5.33[10] cgs |
| Temperature | Ba: 1,352 - 1,385 K Bb: 976 - 1,011[10] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | The system |
| A | |
| Bab | |
| Bab (as X-ray source) | |
Epsilon Indi (ε Indi, ε Ind) es un sistema estelar aproximadamente a 12 años luz de la Tierra en la constelación de Indus que 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. [11] 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) separada por 0.6 segundos de arco, con una distancia proyectada de 1460 UA desde su estrella primaria.
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.
Observación [ editar ]
La constelación Indus (el indio) apareció por primera vez en el atlas celeste Uranometria de Johann Bayer en 1603. El atlas estelar 1801 Uranographia , del astrónomo alemán Johann Elert Bode , coloca a ε Indi como una de las flechas que se sostienen en la mano izquierda del indio . [14]
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 a través de la esfera celestial con el tiempo. [15] En 1882–3, 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 . [16] En 1923, Harlow Shapley, del Observatorio de Harvard, obtuvo una paralaje de 0,45 segundos de arco. [17]
Durante el Proyecto Ozma en 1960, esta estrella fue examinada en busca de señales de radio artificiales, pero no se encontró ninguna. [18] En 1972, el satélite Copérnico se utilizó para examinar esta estrella en busca de la emisión de señales de láser ultravioleta . Nuevamente, el resultado fue negativo. [19] ε Indi lidera 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 soportar vida compleja. [20]
Características [ editar ]
ε Indi A es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K4.5V. La estrella tiene solo unas tres cuartas partes de la masa del Sol. [21] Su gravedad superficial es ligeramente más alta que 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 para el Sol; Se encuentra que 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 al Sol, con una luminosidad de rayos X de 2 × 10 27 ergs 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 UA . Aguas abajo del arco, el choque de terminación llega a 140 UA de la estrella. [22]
Esta estrella tiene el tercer movimiento propio más alto de cualquier estrella visible a simple vista, después de Groombridge 1830 y 61 Cygni , [23] y el noveno más alto en general. [24] Este movimiento moverá la estrella a la constelación de Tucana alrededor del año 2640 DC. [25] ε Indi A tiene una velocidad espacial relativa al Sol de 86 km / s , [4] [nota 2] que es inusualmente alta para lo que se considera una estrella joven. [26] Se cree que es un miembro del grupo móvil ε Indi de al menos dieciséis estrellas de población I. [27]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 ubicación. [28] ε Indi hará su aproximación más cercana al Sol en aproximadamente 17,500 años cuando haga el paso del perihelio a una distancia de alrededor de 10.58 años luz (3.245 pc). [29]
Como se ve desde ε Indi, el Sol es una estrella de magnitud 2.6 en la Osa Mayor , cerca del cuenco del Big Dipper . [nota 3]
Compañeros [ editar ]
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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 . [30] [31] 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 aproximadamente 15 años. [10] [32] Ambas enanas marrones son de clase espectral T ; el componente más masivo, ε Indi Ba, es del tipo espectral T1 – T1.5 y el componente menos masivo, ε Indi Bb, del tipo espectral T6. [10]
Se han utilizado modelos evolutivos [33] 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. [34] Las temperaturas efectivas son 1300–1340 K y 880–940 K , mientras que las gravidades 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. [10]
Las mediciones de la velocidad radial de Epsilon Indi por Endl et al. (2002) [35] parecen mostrar una tendencia que indica la presencia de un compañero planetario con un período orbital de más de 20 años. Un objeto substelar con una masa mínima de 1,6 masas de Júpiter y una separación orbital de aproximadamente 6,5 UA podría explicar la tendencia observada. Si se confirma, sería un verdadero análogo de Júpiter.
Una búsqueda visual utilizando la ESO 's Very Large Telescope encontró un candidato potencial. Sin embargo, un examen posterior por el telescopio espacial Hubble NICMOS mostró que se trataba de un objeto de fondo. [36] A partir de 2009, la búsqueda de un compañero invisible a 4 μm no pudo detectar un objeto en órbita. Estas observaciones restringieron aún más el objeto hipotético a ser 5–20 veces la masa de Júpiter, orbitando entre 10–20 UA y tienen una inclinación de más de 20 °. Alternativamente, puede ser un remanente estelar exótico. [37]
Nuevas mediciones de velocidad radial en ε Indi, utilizando el espectrómetro Echelle en el telescopio HARPS, siguiendo con Endl et al. (2002), los hallazgos de la investigación fueron publicados en un artículo recientemente por M. Zechmeister et al. en 2013. Los nuevos hallazgos confirman que, citando el artículo, "Epsilon Ind A tiene una tendencia constante a largo plazo que todavía explica un compañero planetario". [13] Esta investigación actualizada refina la tendencia de velocidad radial observada anteriormente y ahora indica la presencia de un compañero planetario con un período orbital de 45 años. [9] 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 4] 9.0 AU es aproximadamente la misma distancia que Saturno. Si se confirma, esto no calificaría al planeta como un verdadero análogo de Júpiter porque orbita considerablemente más allá de 5.0 UA. [13] No solo orbita más lejos que Júpiter, sino que ε Indi A también es más tenue que el Sol, por lo que solo recibirá aproximadamente la misma cantidad de energía por metro cuadrado de ε Indi A que Urano recibe del Sol. La tendencia de velocidad radial se observó a través de todas las observaciones tomadas hasta ahora utilizando el telescopio 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 astrométrica aún no completar. [13]
En marzo de 2018, se confirmó la existencia de un planeta joviano en órbita alrededor de ε Indi A utilizando mediciones de velocidad radial. Con una separación de 3.3 segundos de arco de su estrella anfitriona, ε Indi Ab es un candidato para imágenes directas por el Telescopio Espacial James Webb . [12]
En octubre de 2019, Feng et al. publicó una órbita actualizada para el planeta. Muestran que la órbita es ligeramente excéntrica, con una excentricidad de aproximadamente 0.26. La masa del planeta es de 3.35 masas de Júpiter, y orbita a una distancia de 11.6 UA de la estrella con un período de 45 años. [9]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( años ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| si | 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 ° | - |
No se ha detectado un exceso de radiación infrarroja que indique un disco de escombros alrededor de ε Indi. [38] 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 .
(Redirigido desde GJ 1061 )
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Horologium |
| Ascensión recta | 03 h 35 m 59,69 s [1] |
| Declinación | −44 ° 30 ′ 45.3 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 13.03 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M5.5 V [2] |
| Magnitud aparente (J) | 7,52 ± 0,02 [3] |
| Índice de color U − B | 1,52 [3] |
| Índice de color B − V | 1.90 [3] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | −8 km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 750.01 [4] mas / año Dec .: -349.98 [5] mas / año |
| Paralaje (π) | 270.86 ± 1.29 [6] mas |
| Distancia | 12.04 ± 0.06 ly (3.69 ± 0.02 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 15,26 [4] |
| Detalles | |
| Masa | 0.113 [5] M ☉ |
| Luminosidad | 0.001 [5] L ☉ |
| Metallicity [Fe / H] | −0.09 ± 0.09 [7] dex |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | ≤ 5 [8] km / s |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
Gliese 1061 es un tipo de estrella conocida como enana roja , ubicada aproximadamente a 12 años luz de la Tierra en la constelación meridional de Horologium . Aunque es una estrella relativamente cercana, tiene una magnitud visual aparente de aproximadamente 13 [2], por lo que solo se puede ver con al menos un telescopio de tamaño moderado .
El movimiento correcto de Gliese 1061 se conoce desde 1974, pero se estimó que estaba más lejos: aproximadamente a 25 años luz de distancia en base a una paralaje estimada de 0.130 ″ . Su distancia solo fue determinada con precisión en 1997 por el equipo de RECONS . En ese momento, era el vigésimo sistema estelar más cercano al Sol . El equipo de descubrimiento señaló que es probable que se descubran muchas más estrellas como esta cerca. [2]
Esta estrella es una enana roja muy pequeña, tenue, cercana al límite de masa inferior de una estrella. Tiene una masa estimada de aproximadamente el 11.3% del Sol y solo es 0.1% como luminosa . [5] La estrella ha sido examinada por la presencia de un compañero astrométrico , pero ninguno ha sido detectado. [9] Tampoco muestra un exceso infrarrojo significativo debido al polvo circunestelar.
Sistema planetario [ editar ]
El 13 de agosto de 2019, se anunció un sistema planetario en órbita alrededor de la estrella Gliese 1061 por el proyecto Red Dots de detección de planetas terrestres alrededor de estrellas enanas rojas cercanas. [11] El planeta, Gliese 1016 d, orbita alrededor de la zona habitable circunestelar conservadora de su estrella y el planeta Gliese 1016 c orbita en el borde interior de la zona habitable. [12]
| Compañero (en orden de estrella) | Masa | Eje semieje mayor ( AU ) | Periodo orbital ( días ) | Excentricidad | Inclinación | Radio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| si | 1.38 +0.16 −0.15 M ⊕ | 0,021 ± 0,001 | 3.204 ± 0.001 | <0 .31="" font=""> | - | - |
| C | 1.75 ± 0.23 M ⊕ | 0.035 ± 0.001 | 6.689 ± 0.005 | <0 .29="" font=""> | - | - |
| re | 1,68 0,25 -0,24 M ⊕ | 0,054 ± 0,001 | 13.031 +0.025 −0.032 | <0 font=""> |
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