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Épsilon Indi

Epsilon Indi , latinizado de ε Indi, es un sistema estelar situado a una distancia aproximada de 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. [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. [13] 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 AU 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 elíptica con un período de aproximadamente 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. [10]

Observación

Epsilon Indi con SkyMapper y una imagen NICMOS del Hubble de la enana marrón binaria

La constelación del Indo (la India) 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 , sitúa a ε Indi como una de las flechas sostenidas 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 mensurable . Es decir, descubrió que la estrella había cambiado de posición en la esfera celeste con el tiempo. [15] En 1882-3, los astrónomos David Gill y William L. Elkin midieron el paralaje de ε Indi en el Cabo de Buena Esperanza . Obtuvieron una estimación de paralaje de 0,22 ± 0,03 segundos de arco . [16] En 1923, Harlow Shapley del Observatorio de Harvard derivó un paralaje de 0,45 segundos de arco. [17]

En 1972, se utilizó el satélite Copérnico para examinar esta estrella en busca de la emisión de señales láser ultravioleta . Nuevamente el resultado fue negativo. [18] 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 sustentar vida compleja. [19]

La estrella se encuentra entre 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 en cuanto a la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA . [20]

Características

ε Indi A es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K5V. La estrella tiene sólo alrededor de tres cuartos de la masa del Sol [21] y el 71% del radio del Sol . [8] Su gravedad superficial es ligeramente mayor que la del Sol. [4] La metalicidad de una estrella es la proporción de elementos con números atómicos más altos que el helio, típicamente representada por la proporción de hierro a hidrógeno en comparación con la misma proporción para el Sol; Se ha descubierto 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 × 1027  ergios s −1 (2 × 1020  W) y una temperatura coronal estimada de 2 × 106  K. El viento estelar de esta estrella se expande hacia afuera, produciendo un arco de choque a una distancia de 63 AU . Aguas abajo del arco, el choque de terminación llega hasta 140 AU de la estrella. [22]

Posición del Sol y α Centauri en la Osa Mayor vista desde ε Indi

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 hacia la constelación de Tucana alrededor del 2640 d.C. [25] 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. [26] Se cree que es 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 en el mismo momento y lugar. [28] ε Indi realizará su máxima aproximación al Sol en unos 17.500 años cuando realice un paso por el perihelio a una distancia de unos 10,58 años luz (3,245 pc). [29]

Visto desde ε Indi, el Sol es una estrella de magnitud 2,6 en la Osa Mayor , cerca de la copa de la Osa Mayor . [nota 2]

Compañeros

Concepción artística del sistema Epsilon Indi que muestra a Epsilon Indi A y sus compañeras binarias enanas marrones. Las etiquetas dan la medida mínima inicial de la distancia entre Epsilon Indi A y el binario.

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 con una separación proyectada en el cielo de aproximadamente 1.500  AU . [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 AU y un período orbital de unos 15 años. [11] [32] 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] Mediciones de paralaje más recientes con la nave espacial Gaia colocan el binario ε Indi B a unas 11.600 AU (0,183 años luz) de distancia de ε Indi A, a lo largo de la línea de visión desde la Tierra. [6]

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 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 . luminosidad del Sol . Tienen una metalicidad estimada de [M/H] = –0,2. [11]

Sistema planetario

Epsilon Indi Ab fotografiado por JWST MIRI . La estrella marca la posición de su estrella anfitriona, cuya luz es bloqueada por un coronógrafo .

Mediciones de la velocidad radial de Epsilon Indi por Endl et al. (2002) [36] parecían 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 AU (un análogo de Júpiter) estaba dentro de los parámetros de los datos altamente aproximados.

Una búsqueda visual utilizando 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. [37] A partir de 2009, una búsqueda de un compañero invisible a 4 μm no logró 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. [38]

En un artículo de M. Zechmeister et al. se publicó un estudio más amplio de la velocidad radial (hacia o desde la Tierra), utilizando el espectrómetro HARPS Echelle, para dar seguimiento a los hallazgos de Endl. en 2013. Los hallazgos confirman que, citando el artículo, "ε Ind A tiene una tendencia constante a largo plazo todavía explicada por un compañero planetario". [39] Esto refinó la tendencia de la 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. [nota 4] 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 lejos que 5,0 AU. [39] 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 realizadas hasta el momento 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. . [39]

En marzo de 2018, se publicó una preimpresión en arXiv que confirmaba la existencia de Epsilon Indi Ab utilizando mediciones de velocidad radial . [40] En diciembre de 2019, Fabo Feng et al. publicaron la confirmación de este planeta, junto con parámetros actualizados tanto de velocidad radial como de astrometría . en Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . Muestran que la órbita es ligeramente excéntrica, con un semieje mayor de aproximadamente 11,6 AU y una excentricidad de aproximadamente 0,26. La masa del planeta es 3,25 masas de Júpiter y su período orbital es de unos 45 años. [10] Un análisis posterior en 2023 encuentra que el planeta tiene una órbita significativamente más excéntrica con un semieje mayor de 11,08 AU, una excentricidad de 0,42, un período orbital de 42,9 años y se encuentra que la masa del planeta es 2,96 masas de Júpiter. [41]

Se realizó un intento de obtención de imágenes directas de este planeta utilizando el telescopio espacial James Webb , [42] detectando un objeto candidato con color y brillo consistentes con un planeta de aproximadamente 10 masas de Júpiter. Al tener un ángulo de posición y una masa diferentes a los valores esperados, esto sugiere que el sistema puede estar orbitado por dos planetas gigantes. Se ha aprobado el segundo intento de obtener imágenes directas de este sistema para confirmar la naturaleza de este planeta. [43]

No se ha detectado ningún exceso de radiación infrarroja que indique que se ha detectado un disco de escombros alrededor de ε Indi. [44] Un disco de escombros de este tipo podría formarse a partir de colisiones de planetesimales que sobreviven del período temprano del disco protoplanetario de la estrella .

Ver también

Notas

  1. ^ Los componentes de la velocidad espacial son: U = −77; V = −38 y W = +4. Esto produce una velocidad espacial neta de  km/s.
  2. ↑ 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, por lo que, a una distancia de 3,63 pársecs, el Sol tendría una magnitud aparente .
  3. ^ Calculado utilizando un semieje mayor de 28,4 AU y una masa de estrella anfitriona de 0,76  M ☉
  4. ^ La Tercera Ley de Kepler, suponiendo una órbita circular, da . La masa y el período se conocen por el artículo, [39] por lo que el semieje mayor se puede calcular usando .
  1. ^ Calculado, utilizando la ley de Stefan-Boltzmann y la temperatura y luminosidad efectivas del planeta , con respecto a ser la temperatura efectiva nominal  solar de 5.772 K :

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