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40 Eridani

40 Eridani es un sistema estelar triple en la constelación de Eridanus , abreviado 40 Eri . Tiene la designación Bayer Omicron 2 Eridani , que es latinización de ο 2 Eridani y se abrevia Omicron 2 Eri o ο 2 Eri . Según las mediciones de paralaje tomadas por la misión Gaia , se encuentra a unos 16,3 años luz del Sol .

La estrella primaria del sistema, designada 40 Eridani A y bautizada como Keid , [24] es fácilmente visible a simple vista. Está orbitada por un par binario cuyos dos componentes se designan 40 Eridani B y C, y que fueron descubiertos el 31 de enero de 1783 por William Herschel . [25] : p73  Fue observada nuevamente por Friedrich Struve en 1825 y por Otto Struve en 1851. [11] [26]

En 1910 se descubrió que, aunque el componente B era una estrella débil, era de color blanco. Esto significaba que tenía que ser una estrella pequeña; de hecho, era una enana blanca , la primera descubierta. [27] Aunque no es la enana blanca más cercana ni la más brillante del cielo nocturno, es de lejos la más fácil de observar; es casi tres magnitudes más brillante que la estrella de Van Maanen , la enana blanca solitaria más cercana, y a diferencia de las compañeras de Proción y Sirio, no está inundada por el resplandor de una primaria mucho más brillante. [18]

Nomenclatura

40 Eridani es la designación Flamsteed del sistema y ο² Eridani ( latinizado a Omicron 2  Eridani) su designación Bayer . Las designaciones de los subcomponentes – 40 Eridani A, B y C – derivan de la convención utilizada por el Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples , y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [28] 40 Eridani C también lleva la designación de estrella variable DY Eridani.

El sistema llevaba el nombre tradicional Keid, derivado de la palabra árabe قيض ( alqayḍ ), que significa "las cáscaras de huevo ", en alusión a su vecino Beid (en árabe "huevo"). [29] En 2016, la UAI organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [30] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de a sistemas múltiples completos . [31] Aprobó el nombre Keid para el componente 40 Eridani A el 12 de septiembre de 2016 y ahora está incluido en la Lista de Nombres de Estrellas aprobados por la UAI. [24]

Propiedades

Fotografía amateur de 40 Eridani

40 Eridani A es una enana de la secuencia principal de tipo espectral K1, 40 Eridani B es una enana blanca de magnitud 9 de tipo espectral DA4, y 40 Eridani C es una estrella enana roja de magnitud 11 de tipo espectral M4.5e. Cuando el componente B era una estrella de la secuencia principal, se cree que fue el miembro más masivo del sistema, pero expulsó la mayor parte de su masa antes de convertirse en una enana blanca. [23] B y C orbitan entre sí aproximadamente a 400 UA de la estrella primaria, A. [12] Su órbita tiene un semieje mayor de 35 UA y es más bien elíptica con una excentricidad orbital de 0,410). [11]

Visto desde el sistema 40 Eridani, el Sol es una estrella de magnitud 3,4 en Hércules , cerca del límite con Serpens Caput . [nota 1]

Potencial de vida

La zona habitable de 40 Eridani A, donde podría existir un planeta con agua líquida, está cerca de 0,68  UA de A. A esta distancia, un planeta completaría una revolución en 223 días terrestres (según la tercera de las leyes de Kepler ) y 40 Eridani A parecería casi un 20% [nota 2] más ancho que el Sol en la Tierra. Un observador en un planeta en el sistema 40 Eridani A vería el par BC como estrellas blancas y naranjas rojizas inusualmente brillantes en el cielo nocturno: magnitudes −8 y −6, ligeramente más brillantes que la apariencia de Venus vista desde la Tierra como la estrella vespertina .

Es poco probable que existan planetas habitables alrededor de 40 Eridani B , ya que se habrían esterilizado al evolucionar hacia una enana blanca. En cuanto a 40 Eridani C , es propensa a las llamaradas, que causan grandes aumentos momentáneos en la emisión de rayos X, así como de luz visible. Esto sería letal para la vida de tipo terrestre en planetas cercanos a la estrella en llamarada. [12]

Búsqueda de planetas

40 Eridani A muestra variaciones periódicas de la velocidad radial , que se sugirió que eran causadas por un compañero planetario. El período de 42 días está cerca del período de rotación estelar, lo que hizo que la posible naturaleza planetaria de la señal fuera difícil de confirmar. [16] Un estudio de 2018 encontró que la mayoría de las pruebas respaldan un origen planetario de la señal, [14] pero esto ha seguido siendo controvertido, con un estudio de 2021 que caracteriza la señal como un falso positivo. [32] A partir de 2022, la causa de las variaciones de la velocidad radial seguía sin ser concluyente. [33]

Estudios posteriores realizados en 2023 [34] : 23-24, 44  y 2024 concluyeron que es muy probable que la señal de velocidad radial se origine en la actividad estelar y no en un planeta. [35]

El planeta candidato habría tenido una masa mínima de8,47 ± 0,47  M 🜨 , y se encuentran considerablemente en el interior de la zona habitable, recibiendo nueve veces más flujo estelar que la Tierra, que es una cantidad incluso mayor que la que Mercurio , el planeta más interno del Sistema Solar, recibe en promedio del Sol . [14]

En la ficción

En la franquicia Star Trek , el planeta Vulcano orbita alrededor de 40 Eridani A. [36] Se ha hecho referencia a Vulcano en relación con la búsqueda real de exoplanetas en este sistema. [37] [35] El hipotético planeta 40 Eridani A b también se menciona en el libro Proyecto Hail Mary como el hogar de la especie homónima Eridian. [38]

Notas

  1. ^ Desde 40 Eridani el Sol aparecería en el lado diametralmente opuesto del cielo en las coordenadas RA= 16 h 15 m 16.32 s , Dec=07° 39′ 10.34″, que se encuentra cerca del límite de Hércules (constelación) y Serpens Caput , siendo la estrella brillante más cercana Alpha Serpentis . La magnitud absoluta del Sol es 4,85, por lo que, a una distancia de 5,04 parsecs, el Sol tendría una magnitud aparente .
  2. ^ Donde h es la altura aparente, d es la distancia del objeto y a es el tamaño real del objeto.

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 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.
  3. ^ abcd 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 .
  4. ^ abcdefgh Catálogo Gliese de estrellas cercanas , 3.ª ed. preliminar, 1991. CDS ID V/70A.
  5. ^ 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 .
  6. ^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Bubar, EJ; McGahee, CE; O'Donoghue, AA; Knox, ER (2006). "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro del 40 pc-La muestra del sur". The Astronomical Journal . 132 (1): 161–170. arXiv : astro-ph/0603770 . Código Bibliográfico :2006AJ....132..161G. doi :10.1086/504637. S2CID  119476992.
  7. ^ Catálogo general de paralajes trigonométricos , 4ª ed., 1995. CDS ID I/238A.
  8. ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 : B/gcvs. Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
  9. ^ Holmberg, J.; et al. (julio de 2009), "El estudio Ginebra-Copenhague del vecindario solar. III. Distancias, edades y cinemática mejoradas", Astronomy and Astrophysics , 501 (3): 941–947, arXiv : 0811.3982 , Bibcode :2009A&A...501..941H, doi :10.1051/0004-6361/200811191, S2CID  118577511.
  10. ^ Evans, D. S (1967). "La revisión del catálogo general de velocidades radiales". Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones . 30 : 57. Bibcode :1967IAUS...30...57E.
  11. ^ abc Heintz, WD (1974). "Estudio astrométrico de cuatro sistemas binarios visuales". Astronomical Journal . 79 : 819. Bibcode :1974AJ.....79..819H. doi :10.1086/111614.
  12. ^ abc «40 Eridani 3 (Omicron² Eridani)». solstation.com . Archivado desde el original el 30 de septiembre de 2023. Consultado el 6 de febrero de 2018 .
  13. ^ ab Mason, Brian D.; et al. (noviembre de 2017), "Órbitas de estrellas binarias. V. El par de enanas blancas y enanas rojas cercano 40 Eri a. C.", The Astronomical Journal , 154 (5): 9, arXiv : 1707.03635 , Bibcode :2017AJ....154..200M, doi : 10.3847/1538-3881/aa803e , S2CID  119080080, 200.
  14. ^ abcd Ma, Bo; et al. (2018). "La primera detección de una supertierra a partir del sondeo de precisión de alta cadencia y alta velocidad radial Dharma Planet Survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (2): 2411. arXiv : 1807.07098 . Bibcode :2018MNRAS.480.2411M. doi : 10.1093/mnras/sty1933 .
  15. ^ abcde 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 .
  16. ^ abc Díaz, Matías R.; Jenkins, James S.; Tuomi, Mikko; Butler, R. Paul; Soto, Maritza G.; Teske, Johanna K.; Feng, Fabo; Shectman, Stephen A.; Arriagada, Pamela; Crane, Jeffrey D.; Thompson, Ian B.; Vogt, Steven S. (2018). "El caso de prueba de HD26965: dificultades para desenredar señales Doppler débiles de la actividad estelar". The Astronomical Journal . 155 (3): 126. arXiv : 1801.03970 . Código Bibliográfico :2018AJ....155..126D. doi : 10.3847/1538-3881/aaa896 . S2CID  119404519.
  17. ^ Provencal, JL; Shipman, HL; Høg, Erik; Thejll, P. (1998). "Prueba de la relación masa-radio de las enanas blancas con HIPPARCOS". The Astrophysical Journal . 494 (2): 759. Bibcode :1998ApJ...494..759P. CiteSeerX 10.1.1.44.7051 . doi :10.1086/305238. S2CID  122724497. 
  18. ^ ab Keid Archivado el 14 de mayo de 2007 en Wayback Machine , Jim Kaler, página web de STARS, consultado el 15/5/2007, 10/12/2011.
  19. ^ Finley, David S.; Koester, Detlev; Basri, Gibor (1997). "La escala de temperatura y la distribución de masa de las enanas blancas DA calientes". The Astrophysical Journal . 488 (1): 375–396. Bibcode :1997ApJ...488..375F. doi : 10.1086/304668 . S2CID  120006763.
  20. ^ abcd Cifuentes, C.; Caballero, JA; Cortés-Contreras, M.; Montes, D.; Abellán, FJ; Dorda, R.; Holgado, G.; Zapatero Osorio, MR; Morales, JC; Amado, PJ; Pasajero, VM; Quirrenbach, A.; Reiners, A.; Ribas, I.; Sanz-Forcada, J. (2020-10-01), "Catálogo de entrada CARMENES de enanas M. V. Luminosidades, colores y distribuciones espectrales de energía", Astronomy and Astrophysics , 642 : A115, arXiv : 2007.15077 , Bibcode :2020A&A. ..642A.115C, doi :10.1051/0004-6361/202038295, ISSN  0004-6361
  21. ^ Johnson, HM; Wright, CD (1983). "Brillo infrarrojo predicho de estrellas a 25 parsecs del Sol". Astrophysical Journal Supplement Series . 53 : 643. Bibcode :1983ApJS...53..643J. doi : 10.1086/190905 .
  22. ^ Mamajek, Eric E.; Hillenbrand, Lynne A. (noviembre de 2008). "Mejora de la estimación de la edad de las estrellas enanas de tipo solar mediante diagnósticos de actividad-rotación". The Astrophysical Journal . 687 (2): 1264–1293. arXiv : 0807.1686 . Código Bibliográfico :2008ApJ...687.1264M. doi :10.1086/591785. S2CID  27151456.
  23. ^ ab Bond, Howard E.; Bergeron, P.; Bédard, A. (octubre de 2017). "Implicaciones astrofísicas de una nueva masa dinámica para la enana blanca cercana 40 Eridani B". The Astrophysical Journal . 848 (1): 16. arXiv : 1709.00478 . Bibcode :2017ApJ...848...16B. doi : 10.3847/1538-4357/aa8a63 . S2CID  119257982. 16.
  24. ^ abc "Naming Stars". IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  25. ^ Herschel, William (1785). "Catálogo de estrellas dobles. Por William Herschel, Esq. FR S". Philosophical Transactions of the Royal Society of London . 75 : 40–126. Bibcode :1785RSPT...75...40H. doi :10.1098/rstl.1785.0006. JSTOR  106749. S2CID  186209747.
  26. ^ Van Den Bos, WH (1926). "La órbita y las masas de 40 Eridani a. C." Boletín de los Institutos Astronómicos de los Países Bajos . 3 : 128. Bibcode :1926BAN.....3..128V.
  27. ^ Enanas blancas , E. Schatzman, Amsterdam: Holanda Septentrional, 1958 , pág. 1
  28. ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; et al. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para sistemas estelares múltiples y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  29. ^ "Beid". estrellas.astro.illinois.edu .
  30. ^ "Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas (WGSN)". Grupos de trabajo. Unión Astronómica Internacional . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  31. ^ Informe trienal del Grupo de trabajo sobre nombres de estrellas (2015-2018) (PDF) (Informe). Unión Astronómica Internacional . 2018. p. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  32. ^ Rosenthal, Lee J.; Fulton, Benjamin J.; Hirsch, Lea A.; Isaacson, Howard T.; Howard, Andrew W.; Dedrick, Cayla M.; Sherstyuk, Ilya A.; Blunt, Sarah C.; Petigura, Erik A.; Knutson, Heather A.; Behmard, Aida; Chontos, Ashley; Crepp, Justin R.; Crossfield, Ian JM; Dalba, Paul A.; Fischer, Debra A.; Henry, Gregory W.; Kane, Stephen R.; Kosiarek, Molly; Marcy, Geoffrey W.; Rubenzahl, Ryan A.; Weiss, Lauren M.; Wright, Jason T. (2021). "El sondeo del legado de California. I. Un catálogo de 178 planetas a partir del seguimiento de precisión de la velocidad radial de 719 estrellas cercanas durante tres décadas". Serie de suplementos de la revista Astrophysical Journal . 255 (1): 8. arXiv : 2105.11583 . Código Bib : 2021ApJS..255....8R. doi : 10.3847/1538-4365/abe23c . S2CID  235186973.
  33. ^ Zhao, Lily L.; et al. (2022). "El Proyecto de Señales Estelares EXPRES II. Estado del campo en el desenredo de las velocidades fotosféricas". The Astronomical Journal . 163 (4): 171. arXiv : 2201.10639 . Código Bibliográfico :2022AJ....163..171Z. doi : 10.3847/1538-3881/ac5176 . S2CID  246285610.
  34. ^ Laliotis, Katherine; Burt, Jennifer A.; et al. (febrero de 2023). "Restricciones Doppler en compañeros planetarios de estrellas cercanas similares al Sol: un estudio de velocidad radial de archivo de objetivos australes para las misiones de imágenes directas propuestas por la NASA". The Astronomical Journal . 165 (4): 176. arXiv : 2302.10310 . Código Bibliográfico :2023AJ....165..176L. doi : 10.3847/1538-3881/acc067 .
  35. ^ ab Burrows, Abigail; Halverson, Samuel; et al. (abril de 2024). "La muerte de Vulcano: NEID revela que el candidato a planeta que orbita HD 26965 es actividad estelar". The Astronomical Journal . 167 (5): 243. arXiv : 2404.17494 . Bibcode :2024AJ....167..243B. doi : 10.3847/1538-3881/ad34d5 .
  36. ^ Sallie Baliunas ; Gene Roddenberry ; et al. "El sol de Vulcano". Archivado desde el original el 29 de agosto de 2009 . Consultado el 21 de abril de 2011 .
  37. ^ Clery, Daniel (18 de septiembre de 2018). «Se ha descubierto (o algo así) el mundo natal de Spock». Science . doi :10.1126/science.aav4653 . Consultado el 20 de septiembre de 2018 .
  38. ^ Weir, Andy (2021). Proyecto Ave María . Nueva York: Ballantine Books. pág. 238. ISBN 978-0-593-13520-4.

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