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2026-04-26T10:26:37Z

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{{Infobox Doppelstern
| Name = Epsilon Indi
| Bild =
| Bildtext =
| Sternbild = Ind
| Visuell-gesamt =
| Gr = 4.69
| Rek = 22/03/21.6
| Dek = -/56/47/09
| Size = 1
| Caption = Epsilon Indi
| Planeten = 1
| V-Radial = −40,4
| Parallaxe = 274,84 ± 0,10 270,66 ± 0,69
| LJ = 11,86 ± 0,01 12,04 ± 0,04
| PC = 3,64 ± 0,01 3,69 ± 0,01
| Absolut-vis =
| Absolut-bol =
| Periode =
| GroßeHalbachse =
| Exzentrizität =
| Bahnneigung =
| Alter = 4 Mrd.
| V-RA = 3966,66 ± 0,09 3981,98 ± 0,60
| V-DE = −2536,19 ± 0,09 −2466,83 ± 0,63
| Anmerkung =

| Rektaszension1 = {{Rektaszension|22|03|21.654}}
| Deklination1 = {{Deklination|−56|47|09.523}}
| Name1 = ''A''
| Visuell1 = 4,69<ref name="Simbad2" />
| Spektralklasse1 = K5 V
| U-B-Index1 = 1,00
| B-V-Index1 = 1,06
| Absolut-vis1 = 6,89
| Absolut-bol1 =
| Masse1 = (0,778 ± 0,039)
| Radius1 = (0,707 ± 0,035)
| Leuchtkraft1 = (0,24)
| Temperatur1 = (4620)
| Metallizität1 = (−0,23 ± 0,15 (ca. 40 % bis 80 % der Sonne))
| Rotation1 = 36

| Name2 = ''Ba'' / ''Bb''
| Rektaszension2 = {{Rektaszension|22|04|10.52}}
| Deklination2 = {{Deklination|−56|46|57.7}}
| Visuell2 = 23,6 / 31,3
| Spektralklasse2 = T1 V / T6 V
| U-B-Index2 =
| B-V-Index2 =
| Absolut-vis2 = 25,8 / 33,5
| Absolut-bol2 =
| Masse2 = (0,045 / 0,027)
| Radius2 = (0,091 / 0,096)
| Leuchtkraft2 = (1.9×10−5 / 4.5×10−6)
| Temperatur2 = (1276 / 854)
| Metallizität2 =
| Rotation2 =

| Bayer = ϵ Indi
| CD = −57° 8464
| GJ = 845
| HD = 209100
| HIP = 108870
| HR = 8387
| SAO = 247287
| TYC =
| TYC1 = 8817-984-1
| TYC2 =
| WDS = J22034-5647
| ADS =
| Weitere =
| Weitere1 = [[FK5]] 825
| Weitere2 = CI Ind

| RekDekRef = <ref name="Simbad">{{Internetquelle |url=https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=**+SOZ+1 |titel=SOZ 1 |werk=[[SIMBAD]] |hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |sprache=en |abruf=2022-05-31}}</ref>
<ref name="Simbad2">{{Internetquelle |url=https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%403387848&Name=*%20eps%20Ind&submit=submit |titel=eps Ind |werk=SIMBAD |hrsg=Centre de Données astronomiques de Strasbourg |sprache=en |abruf=2022-05-31}}</ref>
<ref name="Simbad3">{{Internetquelle |url=https://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%403387843&Name=*%20eps%20Ind%20B&submit=submit |titel=eps Ind B |werk=SIMBAD |hrsg=Centre de Données astronomiques de Strasbourg |sprache=en |abruf=2022-05-31}}</ref>
| V-RadRef = <ref name="Simbad2" /><ref name="Simbad3" />
| ParallaxeRef = <ref name="Simbad2" /><ref name="Simbad3" />
| PlanetRef = <ref name="Nasa">{{NasaExoplanet | name=eps Ind A | suffix=b | abruf=2022-05-31}}</ref>
| LJPCRef =
| OrbitRef =
| VisRef =
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| UBRef =
| BVRef = <ref name="Simbad2" />
| AbsRef =
| MasseRef = <ref name="Kervella2019">{{Literatur |Autor=P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin |Titel=Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=623 |Datum=2019-03 |Sprache=en |Seiten=A72 |arXiv=1811.08902 |bibcode=2019A&A...623A..72K |DOI=10.1051/0004-6361/201834371}}
</ref><ref name="Kaler">{{Internetquelle |url=http://stars.astro.illinois.edu/Sow/epsind.html |titel=EPS IND |hrsg=Jim Kaler |sprache=en |abruf=2019-04-14}}</ref>
| RadiusRef = <ref name="Kervella2019" /><ref name="Kaler" />
| LkRef = <ref name="Feng2019" /><ref name="Kaler" />
| TempRef = <ref name="Kaler" />
| MetallRef = <ref name="Abia1988">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}}.</ref>
| RotRef = <ref name="Feng2019" />
| AlterRef = <ref name="Feng2019" />
}}

'''Epsilon Indi''' (ε Indi) ist ein Sternsystem im Sternbild [[Indianer (Sternbild)|Indus (Indianer)]]. Er ist ein Stern des Südhimmels und kann erst südlich des 33. Breitengrades nördlicher Breite beobachtet werden. Bei einer [[Scheinbare Helligkeit|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 [[Hauptreihenstern der Spektralklasse K|Spektralklasse K4-5V]]. Das Alter des Systems ist unklar, Messungen von 2019 deuten jedoch auf ein Alter von etwa 4 Mrd. Jahren hin.<ref name="Feng2019" /> 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 [[Brauner Zwerg|Braune Zwerge]] in 1200 Astronomischen Einheiten Abstand von ''Epsilon Indi A''. 2002 wurde der etwas hellere '''Epsilon Indi B''' gefunden,<ref>[https://www.eso.org/public/germany/news/eso0303/ 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.</ref><ref>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}} </ref> ein Brauner Zwerg der Spektralklasse T1 mit einer Oberflächentemperatur von 1200 K und einer Masse von etwa 50 Jupitermassen.<ref name="model">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}}</ref>
Ein Jahr später wurde ein leuchtschwächere Braune Zwerg gefunden, welcher mit dem anderen braunen Zwerg verbunden ist.<ref name="Smith2003">{{cite journal |first1=Verne V. |last1=Smith |first2=Takashi |last2=Tsuji |first3=Kenneth H. |last3=Hinkle |first4=Katia |last4=Cunha |first5=Robert D. |last5=Blum |first6=Jeff A. |last6=Valenti |first7=Stephen T. |last7=Ridgway |first8=Richard R. |last8=Joyce |first9=Peter |last9=Bernath |title=High-resolution infrared spectroscopy of the brown dwarf ε Indi Ba |journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=599 |issue=2 |pages=L107–L110 |doi=10.1086/381248 |date=2003 |language=en}}</ref><ref name="Volk2003">{{Literatur |Autor=K. Volk, R. Blum, G. Walker, P. Puxley |Titel=epsilon Indi B |Sammelwerk=International Astronomical Union Circular |Nummer=8188 |Verlag=IAU |Datum=2003-08-27 |Sprache=en |bibcode=2003IAUC.8188....2V}}</ref> 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.<ref name="model"/> 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 ==
Epsilon Indi ist nur 11,8 [[Lichtjahr]]e von uns entfernt und ist nach [[Barnards Pfeilstern]] und [[Kapteyns Stern]] der Fixstern mit der drittgrößten [[Eigenbewegung (Astronomie)|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 (Sternbild)|Tukan]] hinüberwechseln.

== Planet ==
[[Datei:Exoplanet Epsilon Indi Ab (MIRI image) (weic2421a).jpg|links|mini|Aufnahme von Epsilon Indi A b mittels dem JWST]]

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 [[Astronomische Einheit|AE]] umkreist. Die Umlaufzeit liegt bei etwa 200 Jahren.<ref>{{Literatur |Autor=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 |Titel=A temperate super-Jupiter imaged with JWST in the mid-infrared |Sammelwerk=Nature |Band=633 |Nummer=8031 |Datum=2024-09-26 |Seiten=789–792 |ISSN=0028-0836 |arXiv=astro-ph/2503.01599 |DOI=10.1038/s41586-024-07837-8 |Online=[https://www.nature.com/articles/s41586-024-07837-8 Online] |Abruf=2026-04-22 |Sprache=en}}</ref><ref>{{Internetquelle |autor=Nadja Podbregar |url=https://scinexx.de/news/kosmos/erstes-foto-eines-kalten-super-jupiters/ |titel=Erstes Foto eines kalten „Super-Jupiters“ |werk=scinexx.de |datum=2024-07-25 |sprache=de |abruf=2024-07-25}}</ref><ref name="SPEKTRUM">{{Internetquelle |url=https://www.spektrum.de/news/exoplaneten-kuehler-exo-jupiter-um-epsilon-indi-fotografiert/2225711 |titel=Kühler Exo-Jupiter um Epsilon Indi direkt abgebildet |werk=[[spektrum.de]] |sprache=de |abruf=2024-07-24}}</ref> 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 (Weltraumteleskop)|Gaia]] und [[Hipparcos]] wesentlich genauer charakterisiert werden konnte.<ref name="Feng2019">{{Literatur |Autor=Fabo Feng, Guillem Anglada-Escudé, Mikko Tuomi, Hugh R. A. Jones, Julio Chanamé, Paul R. Butler, Markus Janson |Titel=Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data |Sammelwerk=[[MNRAS]] |Band=490 |Nummer=4 |Datum=2019-10-14 |Sprache=en |Seiten=5002-5016 |arXiv=1910.06804 |DOI=10.1093/mnras/stz2912}}</ref> Weitere Nachfolgebeobachtungen mit dem JWST präzisieren die Masse des Planeten auf 7.6{{+-|0.7}} Jupitermassen.<ref>{{Literatur |Autor=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 |Titel=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 |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Letters |Band=1002 |Nummer=1 |Datum=2026-05-01 |Seiten=L5 |ISSN=2041-8205 |arXiv=astro-ph/2603.08780 |DOI=10.3847/2041-8213/ae5823 |Sprache=en}}</ref> Dieselbe Studie findet Hinweise auf [[Cirrus (Wolke)|Zirruswolken]], also Wolken aus Eiskristallen. Das folgt insbesondere aus der Diskrepanz zu Modellrechnungen zum Gehalt an [[Ammoniak|Ammoniakgas]], das dort in zu geringer Menge gefunden wurde.<ref>{{Internetquelle |autor=Markus Pössel |url=https://www.mpia.de/aktuelles/wissenschaft/2026-02-exo-jupiter |titel=Astronomen entdecken einen Exo-Jupiter, der offenbar Wolken besitzt |werk=Pressemitteilung |hrsg=[[MPIA]] |datum=2026-04-22 |sprache=de |abruf=2026-04-22}}</ref>

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* [https://www.astronews.com/news/artikel/2003/01/0301-008.shtml Epsilon Indi Ba gefunden]
* [https://www.astronews.com/news/artikel/2003/09/0309-018.shtml Epsilon Indi Bb gefunden]

== Einzelnachweise ==
<references responsive/>

[[Kategorie:Hauptreihenstern]]
[[Kategorie:Brauner Zwerg der Spektralklasse T]]

Epsilon Indi - Versionsgeschichte

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