Epsilon Indi - Epsilon Indi
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| Données d'observation Époque J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) |
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|---|---|
| Constellation | Indus |
| Ascension droite | 22 h 03 m 21.65423 s |
| Déclinaison | −56° 47′ 09.5370″ |
| Magnitude apparente (V) | 4,8310 ± 0,0005 |
| Caractéristiques | |
| Type spectral | K5V + T1 + T6 |
| Indice de couleur U−B | 1,00 |
| Indice de couleur B−V | 1,056 ± 0,016 |
| Astrométrie | |
| Inde A | |
| Vitesse radiale (R v ) | −40,4 km/s |
| Mouvement correct (μ) | RA : 3 967 0,039 ± 0,380 mas / an Déc. : -2 535 0,758 ± 0,415 mas / an |
| Parallaxe (π) | 274,8431 ± 0,0956 mas |
| Distance | 11,867 ± 0,004 ly (3,638 ± 0,001 pc ) |
| Magnitude absolue (M V ) | 6,89 |
| Ind Ba/Sib | |
| Parallaxe (π) | 270.6580 ± 0.6896 mas |
| Distance | 12,05 ± 0,03 ly (3,695 ± 0,009 pc ) |
| Des détails | |
| Inde A | |
| Masse | 0,754 ± 0,038 M ☉ |
| Rayon | 0,711 ± 0,005 R ☉ |
| Luminosité | 0,21 ± 0,02 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | 4,63 ± 0,01 cg |
| Température | 4 649 ± 84 K |
| Metallicité [Fe/H] | −0,13 ± 0,06 dex |
| Rotation | 23 jours |
| Vitesse de rotation ( v sin i ) | 2,00 km/s |
| Âge | 1,3 3,7-5,7 Gyr |
| Ind Ba/Sib | |
| Masse | Ba : ≈67,6–69,1 M Jup Sib : ≈50,0–54,5 M Jup |
| Rayon | Ba : ~0,080–0,081 R ☉ Bb : ~0,082–0,083 R ☉ |
| Luminosité | Ba : 0,000002000 L ☉ Bb : 0,000005861 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | Ba : 5,43 - 5,45 Sib : 5,27 - 5,33 cg |
| Température | Ba : 1 352 - 1 385 K Sib : 976 - 1 011 K |
| Autres désignations | |
| Références de la base de données | |
| SIMBAD | Le système |
| UNE | |
| Bab | |
| Bab (comme source de rayons X) | |
Epsilon Indi , latinisé de ε Indi, est un système stellaire situé à une distance d'environ 12 années-lumière de la Terre dans la constellation australe de l' Indus . L'étoile a une teinte orange et est faiblement visible à l'œil nu avec une magnitude visuelle apparente de 4,83. Il se compose d'une étoile de séquence principale de type K , Indi A, et de deux naines brunes , Indi Ba et Indi Bb, sur une large orbite autour d'elle. Les naines brunes ont été découvertes en 2003. ε Indi Ba est une naine T précoce (T1) et ε Indi Bb une naine T tardive (T6) séparées de 0,6 seconde d'arc, avec une distance projetée de 1460 UA de leur étoile primaire.
Indi A a une planète connue, Indi Ab, avec une masse de 3,3 masses de Jupiter sur une orbite presque circulaire avec une période d'environ 45 ans. Indi Ab est l' exoplanète jovienne la plus proche . Le système ε Indi fournit un cas de référence pour l'étude de la formation des géantes gazeuses et des naines brunes.
Observation
La constellation Indus (l'Indien) est apparue pour la première fois dans l' atlas céleste de Johann Bayer Uranometria en 1603. L'atlas stellaire Uranographia de 1801 , de l'astronome allemand Johann Elert Bode , place ε Indi comme l'une des flèches tenues dans la main gauche de l'Indien .
En 1847, Heinrich Louis d'Arrest compara la position de cette étoile dans plusieurs catalogues datant de 1750, et découvrit qu'elle possédait un mouvement propre mesurable . C'est-à-dire qu'il a découvert que l'étoile avait changé de position à travers la sphère céleste au fil du temps. En 1882-1882, la parallaxe de ε Indi a été mesurée par les astronomes David Gill et William L. Elkin au cap de Bonne-Espérance . Ils ont dérivé une estimation de parallaxe de 0,22 ± 0,03 secondes d'arc . En 1923, Harlow Shapley de l'Observatoire de Harvard a calculé une parallaxe de 0,45 seconde d'arc.
En 1972, le satellite Copernicus a été utilisé pour examiner cette étoile pour l'émission de signaux laser ultraviolets . Encore une fois, le résultat a été négatif. ε Indi est en tête d'une liste , compilée par Margaret Turnbull et Jill Tarter de la Carnegie Institution à Washington , de 17 129 étoiles proches les plus susceptibles d'avoir des planètes qui pourraient abriter une vie complexe.
L'étoile fait partie des cinq paradigmes proches en tant qu'étoiles de type K d'un type situé dans un "point idéal" entre les étoiles analogues au Soleil et les étoiles M pour la probabilité d'une vie évoluée, selon l'analyse de Giada Arney du Goddard Space Flight Center de la NASA .
Caractéristiques
Indi A est une étoile de la séquence principale de type spectral K5V. L'étoile n'a qu'environ les trois quarts de la masse du Soleil et 71% du rayon du Soleil . Sa gravité de surface est légèrement supérieure à celle du Soleil. La métallicité d'une étoile est la proportion d'éléments avec des numéros atomiques plus élevés que l'hélium, étant typiquement représenté par le rapport fer/hydrogène par rapport au même rapport pour le Soleil ; Indi A possède environ 87% de la proportion de fer du Soleil dans sa photosphère .
La couronne de ε Indi A est similaire au Soleil, avec une luminosité aux rayons X de 2 × 10 27 ergs s −1 (2 × 10 20 W) et une température coronale estimée de 2 × 10 6 K. Le vent stellaire de cette étoile s'étend vers l'extérieur, produisant un choc d'arc à une distance de 63 UA . En aval de l'arc, le choc de terminaison atteint jusqu'à 140 UA de l'étoile.
Cette étoile a le troisième mouvement propre le plus élevé de toutes les étoiles visibles à l'œil nu, après Groombridge 1830 et 61 Cygni , et le neuvième au total. Ce mouvement déplacera l'étoile dans la constellation de Tucana vers 2640 après JC. Indi A a une vitesse spatiale par rapport au Soleil de 86 km/s , ce qui est inhabituellement élevé pour ce qui est considéré comme une jeune étoile. On pense qu'il fait partie du groupe en mouvement ε Indi d'au moins seize étoiles de population I. Il s'agit d'une association d'étoiles qui ont des vecteurs de vitesse spatiale similaires , et donc très probablement formées au même moment et au même endroit. Indi se rapprochera le plus du Soleil dans environ 17 500 ans lorsqu'il fera son passage au périhélie à une distance d'environ 10,58 années-lumière (3,245 pc).
Vu de ε Indi, le Soleil est une étoile de magnitude 2,6 dans la Grande Ourse , près de la cuvette de la Grande Ourse .
Compagnons
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En janvier 2003, des astronomes ont annoncé la découverte d'une naine brune d'une masse de 40 à 60 masses jupiteriennes en orbite autour de ε Indi A à une distance d'au moins 1 500 UA . En août 2003, les astronomes ont découvert que cette naine brune était en fait une naine brune binaire, avec une séparation apparente de 2,1 UA et une période orbitale d'environ 15 ans. Les deux naines brunes sont de classe spectrale T ; la composante la plus massive, Indi Ba, est de type spectral T1–T1.5 et la composante la moins massive, Indi Bb, de type spectral T6.
Des modèles évolutifs ont été utilisés pour estimer les propriétés physiques de ces naines brunes à partir de mesures spectroscopiques et photométriques . Ceux-ci donnent des masses de 47 ± 10 et 28 ± 7 fois la masse de Jupiter, et des rayons de 0,091 ± 0,005 et 0,096 ± 0,005 rayons solaires , pour ε Indi Ba et ε Indi Bb, respectivement. Les températures effectives sont de 1300–1340 K et 880–940 K , tandis que les gravités de surface log g (cm s −1 ) sont de 5,50 et 5,25, et leurs luminosités sont de 1,9 × 10 −5 et 4,5 × 10 −6 la luminosité de la Soleil . Ils ont une métallicité estimée de [M/H] = –0,2.
Les mesures de la vitesse radiale d'Epsilon Indi par Endl et al. (2002) semblent montrer une tendance qui indique un compagnon planétaire avec une période orbitale de plus de 20 ans. Un objet substellaire avec une masse minimale de 1,6 masse de Jupiter et une séparation orbitale d'environ 6,5 UA (un analogue de Jupiter) était dans les paramètres des données très approximatives.
Une recherche visuelle utilisant le Very Large Telescope de l' ESO a trouvé un candidat potentiel. Cependant, un examen ultérieur par le télescope spatial Hubble NICMOS a montré qu'il s'agissait d'un objet d'arrière-plan. En 2009, la recherche d'un compagnon invisible à 4 m n'a pas permis de détecter un objet en orbite. Ces observations ont en outre contraint l'objet hypothétique à être 5 à 20 fois la masse de Jupiter, orbitant entre 10 et 20 UA et ayant une inclinaison de plus de 20°. Alternativement, il peut s'agir d'un vestige stellaire exotique.
Une étude plus longue de la vitesse radiale (vers ou depuis la Terre), utilisant le spectromètre Echelle sur le télescope HARPS, pour faire suite aux découvertes d'Endl, a été publiée dans un article de M. Zechmeister et al. en 2013. Les résultats confirment que, citant le document, "Epsilon Ind A a une tendance stable à long terme toujours expliquée par un compagnon planétaire". Cela a affiné la tendance de la vitesse radiale observée et indique un compagnon planétaire avec une période orbitale de 45 ans. Une géante gazeuse avec une masse minimale de 0,97 masse de Jupiter et une séparation orbitale minimale d'environ 9,0 UA pourrait expliquer la tendance observée. 9,0 UA est à peu près à la même distance que Saturne . Cela ne qualifie pas tout à fait la planète comme un véritable analogue de Jupiter car elle orbite considérablement plus loin que 5,0 UA. Non seulement il orbite plus loin, mais ε Indi A est également plus faible que le Soleil, de sorte qu'il ne recevrait que la même quantité d'énergie par mètre carré qu'Uranus du Soleil. La tendance de la vitesse radiale a été observée à travers toutes les observations effectuées jusqu'à présent à l'aide du télescope HARPS, mais en raison de la longue période de temps prévue pour une seule orbite de l'objet autour de ε Indi A, plus de 30 ans, la couverture de phase astrométrique n'est pas encore Achevée.
En mars 2018, l'existence de la planète a été confirmée à l'aide de mesures de vitesse radiale. À une séparation de 3,3 secondes d' arc de son étoile hôte, Indi Ab est candidat à l'imagerie directe par le télescope spatial James Webb .
En octobre 2019, Feng et al. a publié une mise à jour de l'orbite de la planète. Ils montrent que l'orbite est légèrement excentrique, avec une excentricité d'environ 0,26. La masse de la planète est de 3,25 masses de Jupiter, et elle orbite à une distance de 11,6 UA, avec une période de 45 ans.
| Compagnon (dans l'ordre de l'étoile) |
Masse |
Demi-grand axe ( AU ) |
Période orbitale ( années ) |
Excentricité | Inclination | Rayon |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b |
3,250,39 -0,65 M J |
11.550,98 -0,86 |
45.20+5.74 −4.77 |
0,26+0,07 -0,03 |
64,25+13,80 -6,09° |
~ 0,95 (~ 0,098 R ☉ ) R J |
Aucun rayonnement infrarouge excessif qui indiquerait un disque de débris n'a été détecté autour de ε Indi. Un tel disque de débris pourrait être formé à partir des collisions de planétésimaux qui survivent depuis la première période du disque protoplanétaire de l'étoile .
Voir également
Remarques
Les références
Liens externes
- Découverte de la naine brune la plus proche connue (eso0303 : 13 janvier 2003)
- "La naine brune la plus connue a un compagnon" . EspaceRef.ca . 2003-09-19 . Récupéré le 2008-06-28 .
- "Epsilon Indi" . SolStation . Récupéré le 2008-06-28 .
- Kaler, Jim. "EPS IND" . ÉTOILES . Archivé de l'original le 2006-12-06 . Récupéré le 2008-06-28 .
- Epsilon Indi Ab à l' Encyclopédie des planètes extrasolaires . Récupéré le 02/07/2018.
