Épsilon Eridani

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Epsilon Eridani
View epsilon eridani c.png
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Eridanus
Ascensión recta (α) 03h 32m 55.8442s[1]
Declinación (δ) -09° 27′ 29.744 ″[1]
Mag. aparente (V) 3.73[1]
Características físicas
Clasificación estelar K2V[1]
Masa solar 0.85[2] M
Radio (0.84[3] R)
Índice de color +0.88[4] (B-V)
+0.58[4] (U-B)
Magnitud absoluta 6.19[2]
Gravedad superficial 4.57[5] (log g)
Luminosidad 0.28 L
Temperatura superficial 5073±42[6] K
Metalicidad [Fe/H]=-0.13±0.04[6]
Periodo de rotación 11.1 días
Variabilidad BY Draconis
Edad 5 × 108
Astrometría
Mov. propio en α -976.36[1] mas/año
Mov. propio en δ 17.98[1] mas/año
Velocidad radial +15.5±0.9[1] km/s
Paralaje 310.74 ± 0.85[1] mas
Otras designaciones
18 Eri, GJ 144, HD 22049, HR 1084, BD-09°697, GCTP 742.00, WDS 03330-0928, SAO 130564, LHS 1557, HIP 16537.[1]

Épsilon Eridani es una estrella de la constelación de Eridanus. Está situada a unos 10,5 años luz de la Tierra, siendo una de las más próximas al Sistema Solar y la cuarta más próxima visible a simple vista. Es una estrella de la secuencia principal, de tipo espectral K2, muy parecida al Sol, con una masa de 0,83 masas solares, un radio de 0,895 radios solares y una luminosidad estelar de 0,28 veces la solar.

Su espectro óptico es muy variable, con muchas líneas espectrales de emisión. Tiene un campo magnético muy fuerte que gira aproximadamente cada 11 días. Su período de rotación es de 12 días. La razón para todo ello es su juventud: tiene sólo 600 millones de años cuando nuestro Sol tiene 4600 millones.

Sistema planetario[editar]

Tiene un planeta extrasolar que orbita a su alrededor, Épsilon Eridani b, descubierto en 2000 por un equipo de astrónomos dirigido por Artie Hatzes. Tiene una masa de 1,2 ± 0,33 la de Júpiter y está a una distancia de 3,3 UA de su estrella. Otros observadores, incluyendo Geoffrey Marcy requirieron más información sobre el efecto Doppler producido por el planeta sobre la estrella, al producir un campo magnético grande y que variaba. Su existencia había sido sospechada previamente por un equipo canadiense conducido por Bruce Campbell y Walker Gordon a comienzos de la década de 1990. Recientemente, en 2006, fue confirmada su existencia por el Telescopio Hubble. En su órbita emplea 6,9 años y gira con una órbita muy excéntrica de e=0,702 que le hace acercarse a la estrella hasta 1,01 UA cosa que ocurrió en 2007, cuando se esperaba que el telescopio Hubble lo fotografiase, y se aleja hasta 5,77 UA.

Tiene dos nubes de polvo, descubiertas en 1988 y 2004, a una distancia similar a la del cinturón de asteroides y del cinturón de Kuiper del Sistema Solar, están en el mismo plano que Épsilon Eridani b por lo que se dice que Hubble ha confirmado que los planetas se forman del disco de polvo. Las perturbaciones en la nube hacen sospechar la existencia de otros nuevos planetas Épsilon Eridani c y Épsilon Endriani e de masa 0,1 masa de Jupiter y que orbitan a 40 UA y 25 UA respectivamente pero que hasta la fecha no han sido confirmados.

Épsilon Eridani fue la estrella más cercana conocida a la Tierra con un planeta orbitando, hasta que en octubre de 2012 el ESO anunció el hallazgo de Alfa Centauri Bb.

El sistema
Planeta Masa Semieje mayor
(UA)
Periodo orbital
(días)
Excentricidad Inclinación Radioque


Cinturón de asteroides 3 UA


b (no confirmado) 1.55 ± 0.24 MJ 3.38–3.50 2,502–2,630 0.25–0.702  ?  ?


Cinturón de asteroides 20 UA


c (no confirmado) 0.1 MJ ¿40? 102,270 0.3  ?  ?


Disco de polvo 35 — 100 UA

Enlaces externos[editar]

Véase también[editar]

Referencias[editar]

  1. a b c d e f g h i «HD 22049 -- Variable of BY Dra type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado el 29-11-2007.
  2. a b Staff (8 de Junio de 2007). «The One Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium on Nearby Stars. Consultado el 29-11-2007.
  3. Johnson, H. M.; Wright, C. D. (1983). «Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun». Astrophysical Journal Supplement Series 53:  pp. 643-711. http://adsbit.harvard.edu/abs/1983ApJS...53..643J. —see p. 653.
  4. a b Mendoza, E. E.; Gomez, V. T.; Gonzalez, S. (1978). «UBVRI photometry of 225 Am stars.». Astronomical Journal 83:  pp. 606-614. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1978AJ.....83..606M. 
  5. Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Qiu, H. M.; Li, Z. W. (2002). «Chemical Abundances of 15 Extrasolar Planet Host Stars». The Astronomical Journal 124 (4):  pp. 2224 - 2232. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/342862. 
  6. a b Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (2004). «Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-solar planet-host stars: Exploring the probability of planet formation». Astronomy & Astrophysics 415:  pp. 1153-1166. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0311541. —the percentage of iron is given by \begin{smallmatrix}10^{-0.13} = 0.74\end{smallmatrix}, or 74%