Epsilon Indi
| Doppelstern Epsilon Indi | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
  | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Indus | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 22h 03m 21,6s[1] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination | −56° 47′ 09″[1] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Bekannte Exoplaneten |
1 [4] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | −40,4 km/s[2][3] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 274,84 ± 0,10 270,66 ± 0,69 mas[2][3] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung | 11,86 ± 0,01 12,04 ± 0,04 Lj (3,64 ± 0,01 3,69 ± 0,01 pc) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszensionsanteil: | 3966,66 ± 0,09 3981,98 ± 0,60 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklinationsanteil: | −2536,19 ± 0,09 −2466,83 ± 0,63 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; Ba / Bb | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension[1] | A | 22h 03m 21.654s | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | 22h 04m 10.52s | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination[1] | A | −56° 47′ 09.523″ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | −56° 46′ 57.7″ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | A | 4,69[2] mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | 23,6 / 31,3 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[2][3] | A | K5 V | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | T1 V / T6 V | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex[2] | A | 1,06 | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | A | 1,00 | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Absolute vis. Helligkeit Mvis |
A | 6,89 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | 25,8 / 33,5 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[5][6] | A | (0,778 ± 0,039) M☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | (0,045 / 0,027) M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radius[5][6] | A | (0,707 ± 0,035) R☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | (0,091 / 0,096) R☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft[7][6] | A | (0,24) L☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | (1.9×10−5 / 4.5×10−6) L☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur[6] | A | (4620) K | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | (1276 / 854) K | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Metallizität [Fe/H][8] | A | (−0,23 ± 0,15 (ca. 40 % bis 80 % der Sonne)) | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rotationsdauer[7] | A | 36 d | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Ba / Bb | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Alter | 4 Mrd.[7] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||
Epsilon Indi (ε Indi) ist ein Sternsystem im Sternbild Indus (Indianer). Er ist ein Stern des Südhimmels und kann erst südlich des 33. Breitengrades nördlicher Breite beobachtet werden. Bei einer scheinbaren Helligkeit von +4,69 mag ist der Stern noch gerade freiäugig zu erkennen.
Die mit Abstand hellste und bis ins Jahr 2002 einzig bekannte Komponente Epsilon Indi A gehört zur Spektralklasse K4-5V. Das Alter des Systems ist unklar, Messungen von 2019 deuten jedoch auf ein Alter von etwa 4 Mrd. Jahren hin.[7] Er hat eine mit der Sonne vergleichbare Größe, ist aber kälter.
Von Epsilon Indi aus gesehen ist die Sonne ein Stern 2. Größenklasse im Sternbild Großer Bär.
In den Jahren 2002 und 2003 wurde Epsilon Indi als Sternsystem erkannt. Auf der Suche nach Planeten außerhalb unseres Sonnensystems fanden Astronomen zwei sich gegenseitig umkreisende Braune Zwerge in 1200 Astronomischen Einheiten Abstand von Epsilon Indi A. 2002 wurde der etwas hellere Epsilon Indi B gefunden,[9][10] ein Brauner Zwerg der Spektralklasse T1 mit einer Oberflächentemperatur von 1200 K und einer Masse von etwa 50 Jupitermassen.[11] Ein Jahr später wurde ein leuchtschwächere Braune Zwerg gefunden, welcher mit dem anderen braunen Zwerg verbunden ist.[12][13] Daraufhin bekamen die beiden br. Zwerge die Bezeichner Ba und Bb. Bb gehört der Spektralklasse T6 an, hat eine Oberflächentemperatur von nur 850 K und eine Masse von etwa 30 Jupitermassen.[11] Der Abstand der beiden Komponenten Ba und Bb beträgt nur etwa 2,1 AE. Beide umkreisen einander in 15 Jahren und haben einen Durchmesser, der etwa dem des Planeten Jupiter entspricht.
Eigenbewegung
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Epsilon Indi ist nur 11,8 Lichtjahre von uns entfernt und ist nach Barnards Pfeilstern und Kapteyns Stern der Fixstern mit der drittgrößten Eigenbewegung. Seine Eigenbewegung am Nachthimmel beträgt 4,7 Bogensekunden pro Jahr – das entspricht etwa einem Monddurchmesser in 400 Jahren. In ca. 1000 Jahren wird das Sternsystem ins benachbarte Sternbild Tukan hinüberwechseln.
Planet
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]_(weic2421a).jpg)
Im Jahre 2018 wurde nach den Braunen Zwergen auch ein Jupiter analog mit der 6-fachen Jupitermasse entdeckt. Folgeuntersuchungen durch das James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) zeigten, dass Epsilon Indi A b den Zentralstern Epsilon Indi A in einer stark elliptischen Bahn mit einem Abstand von 20 bis 40 AE umkreist. Die Umlaufzeit liegt bei etwa 200 Jahren.[14][15][16] Mit Hilfe des JWST wurde eine mittlere Oberflächentemperatur von 275 Kelvin (2 °C) gemessen. Eine Besonderheit des Planeten ist, dass er zwar mit der Radialgeschwindigkeitsmethode entdeckt wurde, jedoch durch Kombination mit Astrometrischen Messungen der Satelliten Gaia und Hipparcos wesentlich genauer charakterisiert werden konnte.[7] Weitere Nachfolgebeobachtungen mit dem JWST präzisieren die Masse des Planeten auf 7.6 ± 0.7 Jupitermassen.[17] Dieselbe Studie findet Hinweise auf Zirruswolken, also Wolken aus Eiskristallen. Das folgt insbesondere aus der Diskrepanz zu Modellrechnungen zum Gehalt an Ammoniakgas, das dort in zu geringer Menge gefunden wurde.[18]
Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- 1 2 3 4 SOZ 1. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 31. Mai 2022 (englisch).
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 eps Ind. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 31. Mai 2022 (englisch).
- 1 2 3 4 5 6 7 eps Ind B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 31. Mai 2022 (englisch).
- ↑ eps Ind A Overview. NASA Exoplanet Archive, abgerufen am 31. Mai 2022.
- 1 2 P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin: Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly. In: Astronomy & Astrophysics. Band 623, März 2019, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/201834371, arxiv:1811.08902, bibcode:2019A&A...623A..72K (englisch).
- 1 2 3 4 EPS IND. Jim Kaler, abgerufen am 14. April 2019 (englisch).
- 1 2 3 4 5 Fabo Feng, Guillem Anglada-Escudé, Mikko Tuomi, Hugh R. A. Jones, Julio Chanamé, Paul R. Butler, Markus Janson: Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data. In: MNRAS. Band 490, Nr. 4, 14. Oktober 2019, S. 5002–5016, doi:10.1093/mnras/stz2912, arxiv:1910.06804 (englisch).
- ↑ Abia et al.: Abundances of light metals and Ni in a sample of disc stars, Astronomy and Astrophysics 206 (Nr. 1, Nov. 1988), S. 100ff. bibcode:1988A&A...206..100A.
- ↑ Discovery of Nearest Known Brown Dwarf: Bright Southern Star Epsilon Indi Has Cool, Substellar Companion, press release 01/03, European Southern Observatory, 13. Januar 2003. Gefunden am 18. September 2007.
- ↑ R.-D. Scholz, M. J. McCaughrean, N. Lodieu, and B. Kuhlbrodt: ε Indi B: A new benchmark T dwarf, Astronomy and Astrophysics 398 (February 2003), pp. L29–L33. bibcode:2003A&A...398L..29S
- 1 2 I. Baraffe, G. Chabrier, T. Barman, F. Allard, and P. H. Hauschildt: Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458, Astronomy and Astrophysics 402 (May 2003), S. 701–712. bibcode:2003A&A...402..701B
- ↑ Verne V. Smith, Takashi Tsuji, Kenneth H. Hinkle, Katia Cunha, Robert D. Blum, Jeff A. Valenti, Stephen T. Ridgway, Richard R. Joyce, Peter Bernath: High-resolution infrared spectroscopy of the brown dwarf ε Indi Ba. In: The Astrophysical Journal Letters. 599. Jahrgang, Nr. 2, 2003, S. L107–L110, doi:10.1086/381248 (englisch).
- ↑ K. Volk, R. Blum, G. Walker, P. Puxley: epsilon Indi B. In: International Astronomical Union Circular. Nr. 8188. IAU, 27. August 2003, bibcode:2003IAUC.8188....2V (englisch).
- ↑ E. C. Matthews, A. L. Carter, P. Pathak, C. V. Morley, M. W. Phillips, S. Krishanth P. M., F. Feng, M. J. Bonse, L. A. Boogaard, J. A. Burt, I. J. M. Crossfield, E. S. Douglas, Th. Henning, J. Hom, C.-L. Ko, M. Kasper, A.-M. Lagrange, D. Petit dit de la Roche, F. Philipot: A temperate super-Jupiter imaged with JWST in the mid-infrared. In: Nature. Band 633, Nr. 8031, 26. September 2024, ISSN 0028-0836, S. 789–792, doi:10.1038/s41586-024-07837-8, arxiv:2503.01599 [astro-ph] (englisch, Online [abgerufen am 22. April 2026]).
- ↑ Nadja Podbregar: Erstes Foto eines kalten „Super-Jupiters“. In: scinexx.de. 25. Juli 2024, abgerufen am 25. Juli 2024.
- ↑ Kühler Exo-Jupiter um Epsilon Indi direkt abgebildet. In: spektrum.de. Abgerufen am 24. Juli 2024.
- ↑ Elisabeth C. Matthews, James Mang, Aarynn L. Carter, Mathlide Mâlin, Caroline V. Morley, Bhavesh Rajpoot, Leindert A. Boogaard, Jennifer A. Burt, Ian J. M. Crossfield, Fabo Feng, Anne-Marie Lagrange, Mark W. Phillips: A Second Visit to Eps Ind Ab with JWST: New Photometry Confirms Ammonia and Suggests Thick Clouds in the Exoplanet Atmosphere of the Closest Super-Jupiter. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 1002, Nr. 1, 1. Mai 2026, ISSN 2041-8205, S. L5, doi:10.3847/2041-8213/ae5823, arxiv:2603.08780 [astro-ph] (englisch).
- ↑ Markus Pössel: Astronomen entdecken einen Exo-Jupiter, der offenbar Wolken besitzt. In: Pressemitteilung. MPIA, 22. April 2026, abgerufen am 22. April 2026.