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

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

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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

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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]

O sistema Epsilon Reticuli [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

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Referências

  1. ↑ 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 
  2. ↑ a b «* eps Ret B -- White Dwarf». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de janeiro de 2018 
  3. ↑ 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 
  4. ↑ 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:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  5. ↑ 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 
  6. ↑ 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 
  7. ↑ 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 
  8. ↑ 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 
  9. ↑ 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 
  10. ↑ 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 
  11. ↑ 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 
  12. ↑ 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

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