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Retículo épsilon

Epsilon Reticuli , latinizado de ε Reticuli , es una estrella doble a aproximadamente 60  años luz de distancia en la constelación austral de Reticulum . El miembro más brillante es visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 4,44. El componente primario es una subgigante naranja , mientras que el secundario es una enana blanca . Las dos estrellas comparten un movimiento común a través del espacio y, por lo tanto, lo más probable es que formen un sistema estelar binario . [10] La estrella más brillante debería ser fácilmente visible sin ayuda óptica bajo cielos oscuros en el hemisferio sur. En 2000, se confirmó que un planeta extrasolar orbitaba la estrella primaria en el sistema.

Sistema estelar

El Sistema Solar interior superpuesto detrás de las órbitas del planeta Epsilon Reticuli b (y varios otros)

El componente primario, Epsilon Reticuli A, es una estrella subgigante con una clasificación estelar de K2III–IV, lo que indica que la fusión de hidrógeno en su núcleo está llegando a su fin y está en proceso de expansión a una gigante roja . Con una masa estimada de alrededor de 1,5 veces la masa solar , probablemente fue una estrella F0 mientras estaba en la secuencia principal . [3] Tiene un radio de 3,18 veces el radio solar , una luminosidad de 6,2 la luminosidad solar y una temperatura efectiva de 4.961  K. Como es típico de las estrellas con planetas gigantes, tiene una alta metalicidad , con una abundancia de hierro un 82% mayor que la del Sol. [6]

La estrella secundaria, Epsilon Reticuli B, es conocida como compañera visual desde 1930, y en 2006 fue confirmada como compañera física sobre la base de su movimiento propio común . [11] [12] Se observó que sus índices de color son incompatibles con un objeto de secuencia principal, pero son consistentes con una enana blanca . [12] Esto fue confirmado en 2007 por observaciones espectroscópicas, que mostraron el espectro de absorción típico de una enana blanca rica en hidrógeno (tipo espectral DA). [10] [13] Esta estrella tiene una magnitud aparente visual de 12,5 y está ubicada a una separación de 13 segundos de arco , lo que corresponde a una separación física proyectada de 240  UA y un período orbital de más de 2.700 años. [3]

Se estima que Epsilon Reticuli B tiene una masa de 0,60  M ☉ y un radio de 0,0132  R ☉ . Originalmente, cuando estaba en la secuencia principal, probablemente tenía un tipo espectral de A5 y una masa de 1,9  M ☉ , y pasó 1.300 millones de años en esta fase. A partir de una temperatura efectiva medida de 15.310 K, tiene una edad de enfriamiento (tiempo transcurrido como enana blanca) de 200 millones de años, lo que corresponde a una edad total de 1.500 millones de años. Esta edad es incompatible con la edad primaria estimada de 2.800 millones de años, lo que sugiere una masa menor para la enana blanca o una masa mayor para la primaria. [3]

Sistema planetario

El 11 de diciembre de 2000, un equipo de astrónomos anunció el descubrimiento de un planeta llamado Epsilon Reticuli b . [14] Con una masa mínima de 1,17 veces la de Júpiter , el planeta se mueve alrededor de Epsilon Reticuli con una separación media de 1,16 UA. La excentricidad del planeta es extremadamente baja (0,06) y completa una órbita cada 418 días (o 1,13 años).

El análisis de estabilidad muestra que los puntos lagrangianos del planeta serían lo suficientemente estables como para albergar planetas del tamaño de la Tierra, aunque hasta ahora no se han detectado planetas troyanos en este sistema. [15]

Referencias

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  2. ^ abc Johnson, HL; et al. (1966), "Fotometría UBVRIJKL de las estrellas brillantes", Comunicaciones del Laboratorio Lunar y Planetario , 4 (99): 99, Bibcode :1966CoLPL...4...99J.
  3. ^ abcdefghi Farihi, J.; Burleigh, MR; Holberg, JB; Casewell, SL; Barstow, MA (noviembre de 2011). "Restricciones evolutivas en la subgigante ε Reticulum que alberga planetas desde su compañera enana blanca". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 417 (3): 1735–1741. arXiv : 1104.0925 . Bibcode :2011MNRAS.417.1735F. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19354.x . S2CID  119248128.
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  5. ^ Elgarøy, Øystein; Engvold, Oddbjørn; Lund, Niels (marzo de 1999), "El efecto Wilson-Bappu de la línea K de MgII: dependencia de la temperatura estelar, la actividad y la metalicidad", Astronomy and Astrophysics , 343 : 222–228, Bibcode :1999A&A...343..222E.
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  12. ^ ab Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Udry, S.; Fusco, T.; Galland, F.; Naef, D.; Beuzit, J.-L.; Mayor, M. (2006). "Investigación de compañeros de largo período a anfitriones planetarios. Sondeos de imágenes coronográficas de infrarrojo cercano del VLT y CFHT". Astronomía y Astrofísica . 456 (3): 1165–1172. arXiv : astro-ph/0606166 . Código Bibliográfico :2006A&A...456.1165C. doi :10.1051/0004-6361:20054709. S2CID  15611548.
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