Épsilon Eridani
| Epsilon Eridani | ||
|---|---|---|
 | ||
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Eridanus | |
| Ascensión recta (α) | 03 h 32 m 55.8442 s[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
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.
| 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
- ε Eridani a SolStation. Información muy completa sobre la estrella y su sistema planetario. (en inglés)
- Animación en java del sistema ε Eridani. (en inglés)
Véase también
- Lista de estrellas más cercanas
- Lista de estrellas brillantes más cercanas
- Lista de planetas extrasolares
Referencias
- ↑ 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 de noviembre de 2007.
- ↑ a b Staff (8 de Junio de 2007). «The One Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium on Nearby Stars. Consultado el 29 de noviembre de 2007.
- ↑ Johnson, H. M.; Wright, C. D. (1983). «Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun». Astrophysical Journal Supplement Series 53: 643-711. Parámetro desconocido
|fechaaceso=ignorado (se sugiere|fechaacceso=) (ayuda); —see p. 653. - ↑ a b Mendoza, E. E.; Gomez, V. T.; Gonzalez, S. (1978). «UBVRI photometry of 225 Am stars.». Astronomical Journal 83: 606-614. Parámetro desconocido
|fechaaceso=ignorado (se sugiere|fechaacceso=) (ayuda); - ↑ 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): 2224 - 2232. Parámetro desconocido
|fechaaceso=ignorado (se sugiere|fechaacceso=) (ayuda) - ↑ 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: 1153-1166. Parámetro desconocido
|fechaaceso=ignorado (se sugiere|fechaacceso=) (ayuda); —the percentage of iron is given by , or 74%
- Sallie Baliunas, Dmitry Sokoloff, y Willie Soon (1996 February 1). «Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation?». Astrophysical Journal 457 (Number 2, Part 2): L99 - L102.
- «Astronomers discover a nearby star system just like our own Solar System». JAC/UCLA. Consultado el March 24
|fechaacceso=y|Añoacceso=redundantes (ayuda). - Bruce Campbell, G.A.H. Walker, S. Yang (1988). «A search for substellar companions to solar-type stars». Astrophysical Journal 331 (Part 1): 902 - 921.
- A.C. Quillen, Stephen Thorndike (2002). «Structure in the ε Eridani Dusty Disk Caused by Mean Motion Resonances with a 0.3 Eccentricity Planet at Periastron». Astrophysical Journal 578 (2): L149 - L142.