stringtranslate.com

Épsilon Indi

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 anaranjado y es apenas visible a simple vista con una magnitud visual aparente de 4,674. [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. [14] 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 UA de su estrella primaria.

ε Indi A tiene un planeta conocido, ε Indi Ab , con una masa de 6,31 masas de Júpiter en una órbita elíptica con un período de aproximadamente 171,3 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. [11]

Observación

Epsilon Indi con SkyMapper y una imagen NICMOS del Hubble del sistema binario de enanas marrones

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 sostenidas en la mano izquierda del Indio. [15]

En 1847, Heinrich Louis d'Arrest comparó la posición de esta estrella en varios catálogos que databan de 1750 y descubrió que poseía un movimiento propio medible . Es decir, descubrió que la estrella había cambiado de posición a lo largo de la esfera celeste con el tiempo. [16] 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 . [17] En 1923, Harlow Shapley del Observatorio de Harvard derivó una paralaje de 0,45 segundos de arco. [18]

En 1972, el satélite Copernicus se utilizó para examinar esta estrella en busca de la emisión de señales láser ultravioleta . Una vez más, el resultado fue negativo. [19] ε Indi encabeza una lista , compilada por Margaret Turnbull y Jill Tarter de la Carnegie Institution en Washington , de 17.129 estrellas cercanas con más probabilidades de tener planetas que podrían albergar vida compleja. [20]

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 para la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA . [21]

Características

ε Indi A es una estrella de la secuencia principal de tipo espectral K5V. La estrella tiene sólo tres cuartas partes de la masa del Sol [22] y el 71% del radio del Sol . [9] Su gravedad superficial es ligeramente superior a la del Sol. [4] La metalicidad de una estrella es la proporción de elementos con números atómicos superiores al helio, que se representa normalmente por la relación de hierro a hidrógeno en comparación con la misma relación para el Sol; se ha descubierto que ε Indi A tiene alrededor del 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 UA . Aguas abajo del arco, el choque de terminación llega hasta 140 UA de la estrella. [23]

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 , [24] y el noveno más alto en general. [25] Este movimiento moverá a la estrella hacia la constelación de Tucana alrededor del 2640 d.C. [26] 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. [27] Se cree que es un miembro del grupo en movimiento ε Indi de al menos dieciséis estrellas de población I. [28] Esta es una asociación de estrellas que tienen vectores de velocidad espacial similares y, por lo tanto, lo más probable es que se formaron en el mismo momento y lugar. [29] ε Indi hará su aproximación más cercana al Sol en aproximadamente 17.500 años cuando haga un paso de perihelio a una distancia de alrededor de 10,58 años luz (3,245 pc). [30]

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

Enanas marrones

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

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  UA . [31] [32] 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. [12] [33] 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. [12] Mediciones de paralaje más recientes con la nave espacial Gaia ubican al sistema binario ε Indi B a aproximadamente 11.600 UA (0,183 años luz) de distancia de ε Indi A, a lo largo de la línea de visión desde la Tierra. [7]

Se han utilizado modelos evolutivos [34] para estimar las propiedades físicas de estas enanas marrones a partir de mediciones espectroscópicas y fotométricas . Estos arrojan 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. [35] 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 la luminosidad del Sol . Tienen una metalicidad estimada de [M/H] = –0,2. [12]

Sistema planetario

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

La existencia de un compañero planetario de Epsilon Indi A se sospechaba desde 2002 basándose en observaciones de velocidad radial . [37] El planeta Epsilon Indi Ab se confirmó en 2018 [38] y se publicó formalmente en 2019 junto con su detección mediante astrometría . [11]

En 2023 se realizó un intento de obtener una imagen directa de este planeta utilizando el telescopio espacial James Webb [39] y la imagen se publicó en 2024. La masa y la órbita del planeta detectado son diferentes de lo que se predijo en función de las observaciones de velocidad radial y astrometría. [40] Tiene una masa de 6,31 masas de Júpiter y una órbita elíptica con un período de aproximadamente 171,3 años. [36]

No se ha detectado ningún exceso de radiación infrarroja que indique la presencia de un disco de escombros alrededor de ε Indi. [41] Un disco de escombros de este tipo podría formarse a partir de las colisiones de planetesimales que sobreviven del período temprano del disco protoplanetario de la estrella .

Véase también

Notas

  1. ^ Los componentes de la velocidad espacial son: U = −77; V = −38 y W = +4. Esto da como resultado 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 parsecs, el Sol tendría una magnitud aparente .
  3. ^ Calculado utilizando un semieje mayor de 28,4 UA y una masa de estrella anfitriona de 0,78  M ☉
  1. ^ Calculado, utilizando la ley de Stefan-Boltzmann y la temperatura efectiva y luminosidad del planeta , con respecto a la temperatura efectiva nominal  solar de 5.772 K :

Referencias

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ ab Paunzen, E. (1 de agosto de 2015). "Un nuevo catálogo de fotometría uvbyβ de Strömgren-Crawford". Astronomía y Astrofísica . 580 : A23. arXiv : 1506.04568 . Código Bibliográfico :2015A&A...580A..23P. doi :10.1051/0004-6361/201526413. ISSN  0004-6361.
  3. ^ ab Demory, Brice-Olivier; Ségransan, Damien; Forveille, Thierry; Queloz, Didier; Beuzit, Jean-Luc; Delfosse, Xavier; Di Folco, Emmanuel; Kervella, Pierre; Le Bouquin, Jean-Baptiste; Perrier, cristiano; Benisty, Myriam; Duvert, Gilles; Hofmann, Karl-Heinz; López, Bruno; Petrov, Romain (octubre de 2009). "Relación masa-radio de estrellas de baja y muy baja masa revisada con el VLTI". Astronomía y Astrofísica . 505 (1): 205–215. arXiv : 0906.0602 . Código Bib : 2009A y A...505..205D. doi :10.1051/0004-6361/200911976. S2CID  14786643.
  4. ^ abc Kollatschny, W. (1980). "Una atmósfera modelo de la enana de tipo tardío Epsilon INDI". Astronomía y Astrofísica . 86 (3): 308–314. Bibcode :1980A&A....86..308K.
  5. ^ van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  6. ^ Jiménez, Raúl; Flynn, Chris; MacDonald, James; Gibson, Brad K. (marzo de 2003). "La producción cósmica de helio". Science . 299 (5612): 1552–1555. arXiv : astro-ph/0303179 . Bibcode :2003Sci...299.1552J. doi :10.1126/science.1080866. PMID  12624260. S2CID  1424666.
  7. ^ ab Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  8. ^ abcd Chen, Minghan; Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Dupuy, Trent J.; Cardoso, Cátia V.; McCaughrean, Mark J. (2022). "Masas dinámicas precisas de ε Indi Ba y Bb: evidencia de enfriamiento más lento en la transición L/T". The Astronomical Journal . 163 (6): 288. arXiv : 2205.08077 . Código Bibliográfico :2022AJ....163..288C. doi : 10.3847/1538-3881/ac66d2 . S2CID  248834536.
  9. ^ ab Rains, Adam D.; et al. (abril de 2020). "Diámetros angulares de precisión para 16 estrellas del sur con VLTI/PIONIER". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 493 (2): 2377–2394. arXiv : 2004.02343 . Código Bibliográfico :2020MNRAS.493.2377R. doi : 10.1093/mnras/staa282 .
  10. ^ Lundkvist, Mia S.; Kjeldsen, Hans; Ropa de cama, Timothy R.; McCaughrean, Mark J.; Mayordomo, R. Paul; Slumstrup, Ditte; Campante, Tiago L.; Aerts, Conny; Arentoft, Torben; Bruntt, Hans; Cardoso, Catia V.; Portador, Fabien; Cerca, Laird M.; da Silva, João Gomes; Kallinger, Thomas; Rey, Robert R.; Li 李, Yaguang 亚光; Murphy, Simón J.; Rørsted, Jakob L.; Stello, Dennis (1 de abril de 2024). "Oscilaciones de tipo solar de baja amplitud en la estrella K5 V ϵ Indi A". La revista astrofísica . 964 (2): 110. arXiv : 2403.04509 . Código Bibliográfico :2024ApJ...964..110L. doi : 10.3847/1538-4357/ad25f2 . ISSN  0004-637X.
  11. ^ abc Feng, Fabo; Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh RA; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (14 de octubre de 2019), "Detección del análogo de Júpiter más cercano en datos de velocidad radial y astrometría", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 490 (4): 5002–5016, arXiv : 1910.06804 , Bibcode :2019MNRAS.490.5002F, doi : 10.1093/mnras/stz2912 , S2CID  204575783
  12. ^ abcdef King, RR; et al. (febrero de 2010), "ɛ Indi Ba, Bb: un estudio detallado de las enanas marrones conocidas más cercanas" (PDF) , Astronomy and Astrophysics , 510 : A99, arXiv : 0911.3143 , Bibcode :2010A&A...510A..99K, doi :10.1051/0004-6361/200912981, S2CID  53550866, Sin embargo, parece que las derivaciones de la masa de las enanas marrones frías son inciertas incluso cuando existen estimaciones de la temperatura efectiva, la gravedad superficial y la luminosidad.[ enlace muerto permanente ]
  13. ^ "Resultado de la consulta SIMBAD: LHS 67 - Estrella de alto movimiento propio". Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 11 de julio de 2007 .
  14. ^ Smith, Verne V.; Tsuji, Takashi; Hinkle, Kenneth H.; Cunha, Katia; Blum, Robert D.; Valenti, Jeff A.; Ridgway, Stephen T.; Joyce, Richard R.; Bernath, Peter (2003). "Espectroscopia infrarroja de alta resolución de la enana marrón ε Indi Ba". The Astrophysical Journal Letters . 599 (2): L107–L110. arXiv : astro-ph/0311237 . Código Bibliográfico :2003ApJ...599L.107S. doi :10.1086/381248. S2CID  117133193.
  15. ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (13 de enero de 2003). «Descubrimiento de la enana marrón más cercana conocida». ESO. Archivado desde el original el 20 de septiembre de 2008. Consultado el 2 de julio de 2008 .
  16. ^ D'Arrest, M. (1847). "Sobre el movimiento propio de ε Indi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 8 : 16. Bibcode :1847MNRAS...8...16D. doi : 10.1093/mnras/8.1.16 .
  17. ^ Callandreau, O. (1886). "Revue des publications astronomiques. Determinaciones heliométricas de la paralaje estelar, en el hemisferio sur, por David Gill y WL Elkin". Bulletin Astronomique (en francés). 2 (1): 42–44. Bibcode :1885BuAsI...2...42C.
  18. ^ Shapley, Harlow (1923). "Epsilon Indi". Boletín del Observatorio de la Universidad de Harvard . 789 (789): 2. Código Bibliográfico :1923BHarO.789Q...2S.
  19. ^ Lawton, AT (1975). "CETI de Copérnico". Vuelos espaciales . 17 : 328–330. Código Bibliográfico :1975SpFl...17..328L.
  20. ^ Stahl, Jason (enero de 2007). "20 cosas que no sabías sobre... los extraterrestres". Discover. Archivado desde el original el 21 de febrero de 2007. Consultado el 2 de marzo de 2007 .
  21. ^ Bill Steigerwald (22 de febrero de 2019). "Las estrellas "Goldilocks" pueden ser "justas" para encontrar mundos habitables". NASA . " Creo que ciertas estrellas K cercanas como 61 Cyg A/B, Epsilon Indi, Groombridge 1618 y HD 156026 pueden ser objetivos particularmente buenos para futuras búsquedas de biofirmas " , dijo Arney.
  22. ^ "Los 100 sistemas estelares más cercanos". Consorcio de investigación sobre estrellas cercanas . Universidad Estatal de Georgia . 1 de enero de 2012. Consultado el 11 de junio de 2012 .
  23. ^ Müller, Hans-Reinhard; Zank, Gary P. (2001). "Modelado de las interacciones entre el medio interestelar y el viento estelar de λ Andromedae y ε Indi". The Astrophysical Journal . 551 (1): 495–506. Bibcode :2001ApJ...551..495M. doi : 10.1086/320070 .
  24. ^ Weaver, Harold F. (1947). "La visibilidad de las estrellas sin ayuda óptica". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 59 (350): 232–243. Bibcode :1947PASP...59..232W. doi : 10.1086/125956 .
  25. ^ Staff (4 de mayo de 2007). "Estrellas de alto movimiento propio: áreas interesantes para observar". ESA . ​​Consultado el 10 de agosto de 2006 .
  26. ^ Moore, Patrick; Rees, Robin (2014). Libro de datos astronómicos de Patrick Moore. Cambridge: Cambridge University Press. pág. 296. ISBN 978-1-139-49522-6.
  27. ^ Rocha-Pinto, Helio J.; Maciel, Walter J.; Castilho, Bruno V. (2001). "Estrellas cromosféricamente jóvenes, cinemáticamente viejas". Astronomía y astrofísica . 384 (3): 912–924. arXiv : astro-ph/0112452 . Código Bibliográfico :2002A&A...384..912R. doi :10.1051/0004-6361:20011815. S2CID  16982360.
  28. ^ Eggen, OJ (1971). "Los grupos de estrellas de población de discos antiguos zeta Herculis, sigma Puppis, ε Indi y eta Cephei". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 83 (493): 251–270. Bibcode :1971PASP...83..251E. doi : 10.1086/129119 .
  29. ^ Kollatschny, W. (1980). "Una atmósfera modelo de la enana de tipo tardío Epsilon INDI". Astronomía y Astrofísica . 86 (3): 308–314. Código Bibliográfico :1980A&A....86..308K.
  30. ^ Bailer-Jones, CAL (marzo de 2015), "Encuentros cercanos de tipo estelar", Astronomy & Astrophysics , 575 : 13, arXiv : 1412.3648 , Bibcode :2015A&A...575A..35B, doi :10.1051/0004-6361/201425221, S2CID  59039482, A35.
  31. ^ Scholz, Ralf-Dieter; McCaughrean, Mark (13 de enero de 2003). «Descubrimiento de la enana marrón más cercana conocida: la brillante estrella austral Epsilon Indi tiene una compañera subestelar fría». Observatorio Europeo Austral. Archivado desde el original el 14 de octubre de 2007. Consultado el 24 de mayo de 2006 .
  32. ^ Scholz, R.-D.; McCaughrean, MJ; Lodieu, N.; Kuhlbrodt, B. (febrero de 2003). "ε Indi B: una nueva enana T de referencia". Astronomía y astrofísica . 398 (3): L29–L33. arXiv : astro-ph/0212487 . Código Bibliográfico :2003A&A...398L..29S. doi :10.1051/0004-6361:20021847. S2CID  119474823.
  33. ^ Volk, K.; Blum, R.; Walker, G.; Puxley, P. (2003). "epsilon Indi B". Circular de la IAU . 8188 (8188). IAU: 2. Código Bibliográfico :2003IAUC.8188....2V.
  34. ^ Por ejemplo, Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T.; Allard, F.; Hauschildt, PH (mayo de 2003). "Modelos evolutivos para enanas marrones frías y planetas gigantes extrasolares. El caso de HD 209458". Astronomía y astrofísica . 402 (2): 701–712. arXiv : astro-ph/0302293 . Bibcode :2003A&A...402..701B. doi :10.1051/0004-6361:20030252. S2CID  15838318.
  35. ^ McCaughrean, MJ; et al. (enero de 2004). "ε Indi Ba, Bb: La enana marrón binaria más cercana". Astronomía y astrofísica . 413 (3): 1029–1036. arXiv : astro-ph/0309256 . Bibcode :2004A&A...413.1029M. doi :10.1051/0004-6361:20034292. S2CID  15407249.
  36. ^ ab Matthews, EC; Carter, AL; et al. (julio de 2024). "Un superjúpiter templado fotografiado con el JWST en el infrarrojo medio". Nature . 633 (8031): 789–792. Bibcode :2024Natur.633..789M. doi : 10.1038/s41586-024-07837-8 . PMID  39048015.
  37. ^ Endl, M.; Kürster, M.; Els, S.; Hatzes, AP; Cochran, WD; Dennerl, K.; Döbereiner, S. (2002). "El programa de búsqueda de planetas en el espectrómetro Coudé Echelle de ESO. III. Resultados completos del sondeo Long Camera". Astronomía y Astrofísica . 392 (2): 671–690. arXiv : astro -ph/0207512 . doi :10.1051/ 0004-6361 :20020937. S2CID  17393347.
  38. ^ Feng, Fabo; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh RA (23 de marzo de 2018). "Detección del exoplaneta joviano más cercano en el sistema triple Epsilon Indi". arXiv : 1803.08163 [astro-ph.EP].
  39. ^ "Detección directa del análogo más cercano de Júpiter con JWST/MIRI". stsci.edu . STScI . Consultado el 31 de julio de 2022 . Recopilaremos las primeras imágenes directas de un planeta de velocidad radial, apuntando a Eps Indi Ab con JWST/MIRI. [...] Nuestras simulaciones confirman que detectaremos la emisión térmica de Eps Indi Ab con un alto nivel de confianza, independientemente de sus propiedades de nubes o su evolución térmica.
  40. ^ "Webb de la NASA capta imágenes de un exoplaneta frío a 12 años luz de distancia". nasa.gov . Equipo de la misión Webb de la NASA . Consultado el 24 de julio de 2024 .
  41. ^ Trilling, DE; et al. (febrero de 2008). "Discos de escombros alrededor de estrellas similares al Sol". The Astrophysical Journal . 674 (2): 1086–1105. arXiv : 0710.5498 . Código Bibliográfico :2008ApJ...674.1086T. doi :10.1086/525514. S2CID  54940779.

Enlaces externos