Épsilon Eridani
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 Posición de {Épsilon Eridani (en el círculo rojo). |
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| Datos de la Observación Época J2000.0 |
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|---|---|
| Constelación | Eridanus |
| Ascensión recta | 03h 32m 55.8442s[1] |
| Declinación | −09° 27′ 29.744 ″[1] |
| Magnitud aparente (V) | 3.73[1] |
| Características | |
| Clasificación estelar | K2V[1] |
| Índice de color U-B | +0.58[2] |
| Índice de color B-V | +0.88[2] |
| Tipo variable | BY Draconis |
| Astrometría | |
| Velocidad radial (VR) | +15.5±0.9[1] km/s |
| Movimiento propio (μ) | AR: −976.36[1] mas/año Dec: 17.98[1] mas/año |
| Paralaje (π) | 310.74 ± 0.85[1] mas |
| Distancia | 10.5 ± 0.03 años luz (3.218 ± 0.009 pc) |
| Magnitud absoluta (MV) | 6.19[3] |
| Detalles | |
| Masa | 0.85[3] MSol |
| Radio | 0.84[4] RSol |
| Gravedad superficial (log g) | 4.57[5] |
| Luminosidad | 0.28 LSol |
| Temperatura | 5073±42[6] K |
| Metalicidad | [Fe/H]=−0.13±0.04[6] |
| Rotación | 11.1 days |
| Edad | 5 × 108 años |
| Otras Designaciones | |
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 tercera 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. Por esta razón, es improbable que exista vida inteligente en su sistema. Tau Ceti es un mucho mejor candidato, y como Epsilon Eridani, también es deficiente en hierro. Imagen:Epsilon Eridani.jpg
Tabla de contenidos |
[editar] 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 ocurrio en 2007, cuando se esperaba que el telescopio Hubble lo fotografiase, y se aleja hasta 5,77 UA
Tiene una nube de polvo, descubierta en 1988, a una distancia similar a la del cinturón de Kuiper del Sistema Solar, que se extiende más allá de las 40 UA y que está 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 un nuevo planeta Épsilon Eridani c de masa 0,1 masas solares y que orbita a 40 UA pero que hasta la fecha no ha sido confirmado.
[editar] 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)
[editar] Véase también
- Epsilon Eridani en la fiction
- Lista de estrellas cercanas
[editar] 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 2007-11-29.
- ↑ a b Mendoza, E. E., Gomez, V. T.; Gonzalez, S. (1978). "UBVRI photometry of 225 Am stars.". Astronomical Journal 83: 606-614. Consultado el 2007-11-29.
- ↑ a b Staff (June 8, 2007). The One Hundred Nearest Star Systems. Research Consortium on Nearby Stars. Consultado el 2007-11-29.
- ↑ 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. Consultado el 2007-11-29.—see p. 653.
- ↑ 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. Consultado el 2007-06-01.
- ↑ 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. Consultado el 2007-11-29.—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 24de 2005.
- 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.
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