Épsilon Eridani

Epsilon Eridani
Datos d'observación; (Dómina J2000.0)
Constelación	Eridanus
Ascensión reuta (α)	03h 32m 55.8442s
Declinación (δ)	-09° 27′ 29.744 ″
Mag. aparente (V)	3.73
Carauterístiques físiques
Clasificación estelar	K2V
Masa solar	0.85 M☉
Radiu	(0.84 R☉)
Índiz de color	+0.88 (B-V); +0.58 (U-B)
Magnitú absoluta	6.19
Lluminosidá	0.28 L☉
Temperatura superficial	5073±42 K
Metalicidá	[Fe/H]=-0.13±0.04
Periodu de rotación	11.1 díes
Variabilidá	BY Draconis
Astrometría
Mov. propiu n'α	-976.36 mas/añu
Mov. propiu en δ	17.98 mas/añu
Velocidá radial	+15.5±0.9 km/s
Paralax	310.74 ± 0.85 mas
Otres designaciones
	18 Eri, GJ 144, HD 22049, HR 1084, BD-09°697, GCTP 742.00, WDS 03330-0928, SAO 130564, LHS 1557, HIP 16537.
	[editar datos en Wikidata]

Épsilon Eridani ye una estrella de la constelación d'Eridanus. Ta asitiada a unos 10,5 años lluz de la Tierra, siendo una de les más próximes al Sistema Solar y la cuarta más próxima visible a güeyu. Ye una estrella de la secuencia principal, de tipu espectral K2, bien paecida al Sol, con una masa de 0,83 mases solares, un radiu de 0,895 radios solares y una lluminosidá estelar de 0,28 vegaes la solar.

El so espectro ópticu ye bien variable, con munches llinies espectrales d'emisión. Tien un campu magnéticu bien fuerte que xira aproximao cada 11 díes. El so periodu de rotación ye de 12 díes. La razón pa tou ello ye la so mocedá: tien namái 600 millones d'años cuando'l nuesu Sol tien 4600 millones.

Sistema planetariu

Tien un planeta estrasolar que orbita al so alredor, Épsilon Eridani b, afayáu en 2000 por un equipu d'astrónomos empobináu por Artie Hatzes. Tien una masa de 1,2 ± 0,33 la de Xúpiter y ta a una distancia de 3,3 UA de la so estrella. Otru observadores, incluyendo Geoffrey Marcy riquieron más información sobre'l efeutu Doppler producíu pol planeta sobre la estrella, al producir un campu magnéticu grande y que variaba. La so esistencia fuera abarruntada primeramente por un equipu canadiense conducíu por Bruce Campbell y Walker Gordon a empiezos de la década de 1990. Apocayá, en 2006, foi confirmada la so esistencia pol Telescopiu Hubble. Na so órbita emplega 6,9 años y xira con una órbita bien escéntrica de y=0,702 que-y fai averar se a la estrella hasta 1,01 UA cosa qu'asocedió en 2007, cuando s'esperaba que'l telescopiu Hubble fotografiar, y allóñase hasta 5,77 UA.

Tien dos nubes de polvu, afayaes en 1988 y 2004, a una distancia similar a la del cinturón d'asteroides y del cinturón de Kuiper del Sistema Solar, tán nel mesmu planu que Épsilon Eridani b polo que se diz que Hubble confirmó que los planetes formar del discu de polvu. Les perturbaciones na nube faen abarruntar la esistencia d'otros nuevos planetes Épsilon Eridani c y Épsilon Endriani y de masa 0,1 masa de Jupiter y qu'orbiten a 40 UA y 25 UA respeutivamente pero qu'hasta la fecha nun fueron confirmaos.

Épsilon Eridani foi la estrella más cercana conocida a la Tierra con un planeta orbitando, hasta que n'ochobre de 2012 l'ESO anunció l'afayu d'Alfa Centauri Bb.

Plantía:Entamu Ficha d'Órbita Planetaque.

Plantía:Ficha d'Órbita Disco Planeta

Plantía:Ficha d'Órbita Planeta Hipotéticu

Plantía:Ficha d'Órbita Disco Planeta

Plantía:Ficha d'Órbita Planeta Hipotéticu

Plantía:Ficha d'Órbita Disco Planeta |}

Enllaces esternos

ε Eridani a SolStation. Información bien completa sobre la estrella y el so sistema planetariu. (n'inglés)
Animación en java del sistema ε Eridani. (n'inglés)

Ver tamién

Referencies

↑ ^1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 ^1,4 ^1,5 ^1,6 ^1,7 ^1,8 «HD 22049 -- Variable of BY Dra type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultáu'l 29 de payares de 2007.
↑ ^2,0 ^2,1 Staff (8 de xunu de 2007). «The One Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium on Nearby Stars. Consultáu'l 29 de payares 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: páxs. 643-711. http://adsbit.harvard.edu/abs/1983ApJS...53..643J. Consultáu'l 29 de payares de 2007. —see p. 653.
↑ ^4,0 ^4,1 Mendoza, Y. Y.; Gomez, V. T.; Gonzalez, S. (1978). «UBVRI photometry of 225 Am stars.». Astronomical Journal 83: páxs. 606-614. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1978AJ.....83..606M. Consultáu'l 29 de payares de 2007.
↑ ^5,0 ^5,1 Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (2004). «Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-cortil planet-host stars: Exploring the probability of planet formation». Astronomy & Astrophysics 415: páxs. 1153-1166. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0311541. Consultáu'l 29 de payares de 2007. —the percentage of iron is given by ${\begin{smallmatrix}10^{-0.13}=0.74\end{smallmatrix}}$ , or 74%

Magnetic Field and Rotation in Lower Main-Sequence Stars: An Empirical Time-Dependent Magnetic Bode's Relation? (enllaz rotu disponible n'Internet Archive; ver l'historial y la última versión).
«Astronomers discover a nearby star system just like our own Solar System». JAC/UCLA. Consultáu'l March 24 de 2005.
Bruce Campbell, G.A.H. Walker, S. Yang (1988). «A search for substellar companions to solar-type stars». Astrophysical Journal 331 (Part 1): páxs. 902 - 921. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1988ApJ...331..902C&db_key=AST&high=38y0b7728702919.
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 Periastrun». Astrophysical Journal 578 (2): páxs. L149 - L142. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...578L.149Q&db_key=AST&high=3da354230f12032.

Coordenaes: 3^h 32^m 55.844^s, -9^° 27^′ 29.739^″

[SIMBAD-1] 1,0 ^1,1 ^1,2 ^1,3 ^1,4 ^1,5 ^1,6 ^1,7 ^1,8 «HD 22049 -- Variable of BY Dra type». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultáu'l 29 de payares de 2007.

[RECONS-2] 2,0 ^2,1 Staff (8 de xunu de 2007). «The One Hundred Nearest Star Systems». Research Consortium on Nearby Stars. Consultáu'l 29 de payares de 2007.

[apjss53-3] Johnson, H. M.; Wright, C. D. (1983). «Predicted infrared brightness of stars within 25 parsecs of the sun». Astrophysical Journal Supplement Series 53: páxs. 643-711. http://adsbit.harvard.edu/abs/1983ApJS...53..643J. Consultáu'l 29 de payares de 2007. —see p. 653.

[apj83-4] 4,0 ^4,1 Mendoza, Y. Y.; Gomez, V. T.; Gonzalez, S. (1978). «UBVRI photometry of 225 Am stars.». Astronomical Journal 83: páxs. 606-614. http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1978AJ.....83..606M. Consultáu'l 29 de payares de 2007.

[aaa415-5] 5,0 ^5,1 Santos, N. C.; Israelian, G.; Mayor, M. (2004). «Spectroscopic [Fe/H] for 98 extra-cortil planet-host stars: Exploring the probability of planet formation». Astronomy & Astrophysics 415: páxs. 1153-1166. http://arxiv.org/abs/astru-ph/0311541. Consultáu'l 29 de payares de 2007. —the percentage of iron is given by ${\begin{smallmatrix}10^{-0.13}=0.74\end{smallmatrix}}$ , or 74%

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]