Epsilon 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 de Indus . La estrella tiene un tono naranja y es débilmente 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. ^{[ 15 ]} 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. ^{[ 12 ]}

La constelación Indus (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 , sitúa a ε Indi como una de las flechas que sostiene el Indio en su mano izquierda. ^{[ 16 ]}

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, encontró que la estrella había cambiado de posición en la esfera celeste con el tiempo. ^{[ 17 ]} En 1882-3, los astrónomos David Gill y William L. Elkin midieron la paralaje de ε Indi en el Cabo de Buena Esperanza . Obtuvieron una estimación de paralaje de 0,22 ± 0,03 segundos de arco . ^{[ 18 ]} En 1923, Harlow Shapley del Observatorio de Harvard obtuvo una paralaje de 0,45 segundos de arco. ^{[ 19 ]}

En 1972, el satélite Copérnico se utilizó para examinar esta estrella en busca de la emisión de señales láser ultravioleta . Nuevamente, el resultado fue negativo. ^{[ 20 ]} ε Indi encabeza una lista , compilada por Margaret Turnbull y Jill Tarter de la Institución Carnegie en Washington , de 17.129 estrellas cercanas con mayor probabilidad de tener planetas que podrían albergar vida compleja. ^{[ 21 ]}

La estrella se encuentra entre cinco paradigmas cercanos como estrellas de tipo K, un tipo que se ubica en un "punto óptimo" entre las estrellas análogas al Sol y las estrellas M en cuanto a la probabilidad de vida evolucionada, según el análisis de Giada Arney del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA . ^{[ 22 ]}

ε Indi A es una estrella de secuencia principal de tipo espectral K5V. La estrella tiene aproximadamente tres cuartas partes de la masa del Sol ^{[ 23 ]} y el 71% del radio del Sol . ^{[ 11 ]} 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, representada típicamente por la relación hierro/hidrógeno en comparación con la misma relación para el Sol; se ha descubierto que ε Indi A tiene aproximadamente el 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  erg 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 una onda de choque en arco a una distancia de 63 UA . Aguas abajo del arco, la onda de choque de terminación llega hasta 140 UA de la estrella. ^{[ 24 ]}

Esta estrella tiene el tercer movimiento propio más alto de cualquier estrella visible a simple vista, después de Groombridge 1830 y 61 Cygni , ^{[ 25 ]} y el noveno más alto en general. ^{[ 26 ]} Este movimiento llevará a la estrella a la constelación de Tucana alrededor del 2640 d. C. ^{[ 27 ]} 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. ^{[ 28 ]} Se cree que es un miembro del grupo móvil ε Indi de al menos dieciséis estrellas de población I. ^{[ 29 ]} Esta es una asociación de estrellas que tienen vectores de velocidad espacial similares y, por lo tanto, muy probablemente se formaron al mismo tiempo y en el mismo lugar. ^{[ 30 ]} ε Indi hará su máximo acercamiento al Sol en unos 17.500 años cuando haga el paso del perihelio a una distancia de alrededor de 10,58 años luz (3,245 pc) . ^{[ 31 ]}  

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

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 1500 UA . ^{[ 33 ] [ 34 ]} 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. ^{[ 13 ] [ 35 ]} 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. ^{[ 13 ]} Mediciones de paralaje más recientes con la nave espacial Gaia sitúan al sistema binario ε Indi B a unos 11.600 UA (0,183 años luz) de ε Indi A, en línea de visión desde la Tierra. ^{[ 8 ]}  

Se han utilizado modelos evolutivos ^{[ 36 ]} 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. ^{[ 37 ]} 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. ^{[ 13 ]}  

La existencia de un compañero planetario de Epsilon Indi A se sospechaba desde 2002 basándose en observaciones de velocidad radial . ^{[ 39 ]} El planeta Epsilon Indi Ab fue confirmado en 2018 ^{[ 40 ]} y publicado formalmente en 2019 junto con su detección mediante astrometría . ^{[ 12 ]}

En 2023 se realizó un intento de imagen directa de este planeta utilizando el Telescopio Espacial James Webb , ^{[ 41 ]} y la imagen se publicó en 2024. La masa y la órbita del planeta detectado son diferentes de lo que se predijo basándose en observaciones de velocidad radial y astrometría. ^{[ 42 ]} Se encontró que tenía una masa de 6,31 masas de Júpiter y una órbita elíptica con un período de aproximadamente 171,3 años. ^{[ 43 ]} Observaciones posteriores encontraron que la órbita era más corta y más cercana a circular, con un período de70 +12 −9 ^{[ 6 ] : 34} a108 +49 −25 años. ^{[ 38 ] : 12} Esta diferencia se atribuye a un tratamiento más cuidadoso de los datos. ^{[ 6 ] [ 38 ]}

No se ha detectado radiación infrarroja excesiva que indique un disco de escombros alrededor de ε Indi. ^{[ 44 ]} Dicho disco de escombros podría formarse a partir de las colisiones de planetesimales que sobreviven del período temprano del disco protoplanetario de la estrella .

• Lista de estrellas más cercanas
• Lista de estrellas de tipo K más cercanas

• Descubrimiento de la enana marrón conocida más cercana (eso0303  : 13 de enero de 2003)
• "La enana marrón conocida más cercana tiene una compañera" . SpaceRef.ca . 19 de septiembre de 2003. Consultado el 28 de junio de 2008 .{{cite web}}: CS1 maint: servicio de archivado obsoleto ( enlace )
• Kaler, Jim. "EPS IND" . STARS . Archivado del original el 6 de diciembre de 2006. Consultado el 28 de junio de 2008 .
• Epsilon Indi Ab en la Enciclopedia de Planetas Extrasolares . Consultado el 2 de julio de 2018.