Epsilon Reticuli
| ε Reticuli | |
|---|---|
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Reticulum |
| ε Reticuli A | |
| Asc. reta | 04h 16m 29,03s[1] |
| Declinação | -59° 18′ 07,76″[1] |
| Magnitude aparente | 4,44[1] |
| ε Reticuli B | |
| Asc. reta | 04h 16m 30,03s[2] |
| Declinação | -59° 17′ 57,4″[2] |
| Magnitude aparente | 12,5[3] |
| Características | |
| Tipo espectral | K2IV + DA3.3[3] |
| Cor (U-B) | 1,07[1] |
| Cor (B-V) | 1,08[1] |
| Astrometria | |
| ε Reticuli A | |
| Velocidade radial | 29,30 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -48,302 ± 0,278 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -167,799 ± 0,297 mas/a[4] |
| Paralaxe | 54,7051 ± 0,1620 mas[4] |
| Distância | 59,62 ± 0,18 anos-luz 18,280 ± 0,054 pc |
| Magnitude absoluta | 3,13 |
| ε Reticuli B | |
| Mov. próprio (AR) | -45,098 ± 0,083 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | -175,249 ± 0,092 mas/a[4] |
| Paralaxe | 54,4826 ± 0,0514 mas[4] |
| Distância | 59,864 ± 0,056 anos-luz 18,3545 ± 0,0173 pc |
| Magnitude absoluta | 11,18 |
| Detalhes | |
| ε Reticuli A | |
| Massa | 1,46 ± 0,01[5] M☉ |
| Raio | 3,18 ± 0,08[5] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 3,76 ± 0,05 cgs[5] |
| Luminosidade | 6,2 ± 0,6[5] L☉ |
| Temperatura | 4961 ± 28[5] K |
| Metalicidade | [Fe/H] = 0,26 ± 0,07[5] |
| Rotação | v sin i = 2,07 ± 0,42 km/s[5] |
| Idade | 2,89 ± 0,06 bilhões[5] de anos |
| ε Reticuli B | |
| Massa | 0,60 ± 0,02[3] M☉ |
| Raio | 0,0132 ± 0,0002[3] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = 7,98 ± 0,02 cgs[3] |
| Temperatura | 15310 ± 350[3] K |
| Idade | 1,5 bilhões[3] de anos |
| Outras denominações | |
| ε Reticulum, BD-59 324, GJ 167.3, HR 1355, HD 27442, HIP 19921, SAO 233463.[1] | |
  | |
Epsilon Reticuli (ε Reticuli, HD 27442) é uma estrela na constelação de Reticulum. Com uma magnitude aparente visual de 4,44,[1] é visível a olho nu em locais escuros no hemisfério sul. Medições de paralaxe pela sonda Gaia indicam que está localizada a uma distância de 59,6 anos-luz (18,3 parsecs) da Terra.[4]
Este é um sistema binário em que a estrela primária é uma subgigante de classe K, e a secundária é uma anã branca. Em 2000, foi confirmada a existência de um planeta extrassolar orbitando a estrela primária do sistema.
Sistema estelar
[editar | editar código-fonte]A estrela primária do sistema, Epsilon Reticuli A, é uma subgigante de classe K com um tipo espectral de K2IV, o que indica que já cessou a fusão de hidrogênio em seu núcleo e abandonou a sequência principal, estando no processo de evoluir para uma estrela gigante. Com uma massa estimada em cerca de 1,5 vezes a massa solar, a estrela tinha originalmente um tipo espectral de F0 enquanto estava na sequência principal.[3] A estrela expandiu-se para um raio de 3,18 vezes o raio solar e está brilhando com 6,2 vezes a luminosidade solar. Sua fotosfera está irradiando essa energia com uma temperatura efetiva de 4 961 K. Como é comum entre estrelas com planetas gigantes, sua metalicidade é alta, com uma concentração de ferro 82% superior à solar.[5]
A estrela secundária, Epsilon Reticuli B, é conhecida como uma companheira visual desde 1930, e em 2006 foi confirmada como uma companheira física com base em seu movimento próprio comum.[6][7] Foi notado que os índices fotométricos dessa estrela são incompatíveis com um objeto da sequência principal, mas que são consistentes com uma anã branca quente.[7] Isso foi confirmado em 2007 por observações espectroscópicas, que mostraram o perfil de absorção típico de uma anã branca rica em hidrogênio (tipo espectral DA).[8][9] Essa estrela é observada com uma magnitude aparente visual de 12,5 a uma separação de aproximadamente 13 segundos de arco da primária, correspondendo a uma separação física projetada de 240 UA e um período orbital de mais de 2700 anos.[3]
Estima-se que Epsilon Reticuli B tenha uma massa de cerca de 60% da massa solar e um raio de 1,32% do raio solar (144% do raio terrestre). Originalmente, enquanto estava na sequência principal, a estrela provavelmente tinha um tipo espectral de A5 e uma massa de 1,9 vezes a massa solar, tendo passado 1,3 bilhões de anos nessa fase. Com base em uma temperatura efetiva de 15 310 K, medida por espectroscopia, é estimado que ela já passou 200 milhões de anos como uma anã branca, correspondendo a uma idade total de 1,5 bilhões de anos. Essa idade é inconsistente com a idade estimada da estrela primária, 2,8 bilhões de anos, o que pode indicar uma massa menor para a anã branca ou maior para a primária.[3]
Assim como a maioria das estrelas da vizinhança do Sol, o sistema Epsilon Reticuli pertence ao disco fino da Via Láctea, composto por estrelas mais jovens e com uma metalicidade maior do que as do disco espesso. Sua velocidade espacial, em relação ao sistema local de repouso, é representada pelo vetor (U, V, W) = (-24,7, -16,9, -12,3) km/s.[5] Atualmente se afastado do Sistema Solar com uma velocidade radial de 29,3 km/s,[1] o sistema fez sua maior aproximação ao Sol há cerca de 480 mil anos, quando chegou a uma distância mínima de 27,1 anos-luz (8,3 parsecs) do Sol.[10]
Sistema planetário
[editar | editar código-fonte]Em 2000 foi descoberto um planeta extrassolar orbitando Epsilon Reticuli A, denominado Epsilon Reticuli b. Sua detecção foi feita pelo método da velocidade radial a partir de 14 observações da estrela entre janeiro de 1998 e janeiro de 2001, como parte do Anglo-Australian Planet Search.[11] Em 2006 foi publicada uma solução orbital atualizada, criada com base em 55 observações. Esse planeta tem uma massa mínima de 1,56 vezes a massa de Júpiter e orbita a estrela a uma distância média de 1,27 UA com um período de 428 dias. Sua órbita é praticamente circular, com uma excentricidade de 0,06.[12]
| Planeta | Massa |
Semieixo maior (UA) |
Período orbital (dias) |
Excentricidade |
|---|---|---|---|---|
| b | >1,56 ± 0,14 MJ |
1,271 ± 0,073 |
428,1 ± 1,1 |
0,060 ± 0,043 |
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
- ↑ a b c d e f g h i «* eps Ret -- High proper-motion Star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de janeiro de 2018
- ↑ a b «* eps Ret B -- White Dwarf». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de janeiro de 2018
- ↑ a b c d e f g h i j Farihi, J.; Burleigh, M. R.; Holberg, J. B.; Casewell, S. L.; Barstow, M. A. (novembro de 2011). «Evolutionary constraints on the planet-hosting subgiant ε Reticulum from its white dwarf companion». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 417 (3): 1735-1741. Bibcode:2011MNRAS.417.1735F. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19354.x
- ↑ a b c d e f g Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365
. doi:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c d e f g h i j Jofré, E.; et al. (fevereiro de 2015). «Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets». Astronomy & Astrophysics. 574: A50, 46. Bibcode:2015A&A...574A..50J. doi:10.1051/0004-6361/201424474
- ↑ Raghavan, Deepak; et al. (julho de 2006). «Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems». The Astrophysical Journal. 646 (1): 523-542. Bibcode:2006ApJ...646..523R. doi:10.1086/504823
- ↑ a b Chauvin, G.; (setembro de 2006). «Probing long-period companions to planetary hosts. VLT and CFHT near infrared coronographic imaging surveys». Astronomy and Astrophysics. 456 (3): 1165-1172. Bibcode:2006A&A...456.1165C. doi:10.1051/0004-6361:20054709
- ↑ Mugrauer, M.; Neuhäuser, R.; Mazeh, T. (julho de 2007). «The multiplicity of exoplanet host stars. Spectroscopic confirmation of the companions GJ 3021 B and HD 27442 B, one new planet host triple-star system, and global statistics». Astronomy and Astrophysics. 469 (2): 755-770. Bibcode:2007A&A...469..755M. doi:10.1051/0004-6361:20065883
- ↑ Chauvin, G.; Lagrange, A.-M.; Udry, S.; Mayor, M. (novembro de 2007). «Characterization of the long-period companions of the exoplanet host stars: HD 196885, HD 1237 and HD 27442. VLT/NACO and SINFONI near-infrared, follow-up imaging and spectroscopy». Astronomy and Astrophysics. 475 (2): 723-727. Bibcode:2007A&A...475..723C. doi:10.1051/0004-6361:20067046
- ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (março de 2015). «Close encounters of the stellar kind». Astronomy & Astrophysics. 575: A35, 13. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221
- ↑ Butler, R. Paul; et al. (julho de 2001). «Two New Planets from the Anglo-Australian Planet Search». The Astrophysical Journal. 555 (1): 410-417. Bibcode:2001ApJ...555..410B. doi:10.1086/321467
- ↑ a b Butler, R. P.; et al. (julho de 2006). «Catalog of Nearby Exoplanets». The Astrophysical Journal. 646 (1): 505-522. Bibcode:2006ApJ...646..505B. doi:10.1086/504701
Ligações externas
[editar | editar código-fonte]- HD 27442 The Extrasolar Planets Encyclopaedia
- Epsilon Reticuli b Exoplanet Data Explorer
- Epsilon Reticuli SolStation