Lalande 21185 - Lalande 21185
 | |
| Data pozorování Epocha J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
|---|---|
| Souhvězdí | Ursa Major |
| Pravý vzestup | 11 h 03 m 20,19400 s |
| Deklinace | +35 ° 58 ′ 11,5682 ″ |
| Zdánlivá velikost (V) | 7,520 |
| Charakteristika | |
| Spektrální typ | M2V |
| Zdánlivá velikost (B) | 8,960 ± 0,007 |
| Zdánlivá velikost (V) | 7,520 ± 0,009 |
| Zdánlivá velikost (R) | ~ 6,6 |
| Zdánlivá velikost (I) | ~ 5.8 |
| Zdánlivá velikost (J) | 4,203 ± 0,242 |
| Zdánlivá velikost (H) | 3,640 ± 0,202 |
| Zdánlivá velikost (K) | 3,254 ± 0,306 |
| Barevný index U -B | +1,074 |
| Index barev B - V | +1,444 |
| Variabilní typ | PODLE |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R v ) | −85,6 ± 1,0 km/s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −580,27 mas / rok Prosinec: −4765,85 mas / rok |
| Paralaxa (π) | 392,7529 ± 0,0321 mas |
| Vzdálenost | 8,3044 ± 0,0007 ly (2,5461 ± 0,0002 ks ) |
| Absolutní velikost (M V ) | 10,48 |
| Podrobnosti | |
| Hmotnost | 0,390 ± 0,011 M ☉ |
| Poloměr | 0,392 ± 0,004 R ☉ |
| Svítivost (bolometrická) | 0,0195 ± 0,0013 L ☉ |
| Svítivost (vizuální, L V ) | 0,0055 l ☉ |
| Povrchová gravitace (log g ) | 4,87 ± 0,07 cgs |
| Teplota | 3 601 ± 51 K. |
| Metallicity [Fe/H] | −0,09 ± 0,16 dex |
| Otáčení | 56,15 ± 0,27 d |
| Stáří | 5-10 Gyr |
| Další označení | |
| Odkazy na databázi | |
| SIMBAD | data |
| Archiv Exoplanety | data |
| ARICNS | data |
Lalande 21185 je hvězda na jihu Velké medvědice . Je to zdánlivě nejjasnější červený trpaslík na severní polokouli. Navzdory tomu, a protože je relativně blízko, je (jako všichni červení trpaslíci) velmi slabý, ve viditelném světle má pouze velikost 7,5 a je tedy příliš slabý na to, aby byl viděn pouhým okem. Hvězda je vidět i malým dalekohledem nebo dalekohledem.
Ve vzdálenosti přibližně 8,31 světelných let (2,55 parsek ) je jednou z nejbližších hvězd sluneční soustavy; bližší je znám pouze systém Alpha Centauri , Barnardova hvězda a Vlk 359 a hnědí trpaslíci Luhman 16 a WISE 0855-0714 . Vzhledem ke své blízkosti je častým předmětem astronomických průzkumů a dalších výzkumů, a proto je známý mnoha dalšími označeními. Výzkumné práce nejčastěji pro označení této hvězdy používají označení BD+36 2147 , Gliese 411 a HD 95735 . Přibližně za 19 900 let bude na svém nejbližším místě, asi 4,65 ly (1,43 pc ) od Slunce, tedy o něco více než polovinu své současné vzdálenosti.
Dějiny
Tyto nebeské souřadnice z Lalande 21185 byla poprvé zveřejněna v roce 1801 francouzský astronom Jérôme Lalande z pařížské observatoře v hvězda katalogu Histoire céleste française . Katalogová pořadová čísla pro většinu pozorovaných hvězd, včetně této, představil ve svém vydání z roku 1847 Francis Baily . Dnes je tato hvězda jednou z mála, které jsou stále běžně označovány jejich katalogovým číslem Lalande.
V květnu 1857 objevil Friedrich Wilhelm Argelander vysoký vlastní pohyb hvězdy. Někdy se mu říkalo „Argelanderova druhá hvězda“. („První Argelanderova hvězda“ je Groombridge 1830 , jejíž vysoký vlastní pohyb objevil Argelander dříve - v roce 1842).
Friedrich August Theodor Winnecke údajně provedl první měření paralaxy hvězdy 0,511 obloukových sekund v letech 1857–58, a tak poprvé identifikoval Lalande 21185 jako druhou nejbližší hvězdu Slunce po systému Alpha Centauri . Od té doby lepší měření umístila hvězdu dále, ale zůstala druhým nejbližším známým hvězdným systémem až do astrofotografického objevu dvou tlumených červených trpaslíků, Vlka 359 a Barnardovy hvězdy, na počátku 20. století.
Vlastnosti
Lalande 21185 je typická hvězda hlavní sekvence typu M ( červený trpaslík ) s asi 46% hmotnosti Slunce a je mnohem chladnější než Slunce při 3828 K. Je vnitřně slabá s absolutní velikostí 10,48 a vyzařuje většinu její energie v infračerveném spektru . Podíl prvků jiných než vodík a helium se odhaduje na základě poměru železa k vodíku ve hvězdě ve srovnání se Sluncem. Logaritmus tohoto poměru je -0,20, což znamená, že podíl železa je asi 10 -0,20 , neboli 63% Slunce. Povrchová gravitace této relativně kompaktní hvězdy je přibližně 65krát větší než gravitace na zemském povrchu (log g = 4,8 cgs), což je více než dvojnásobek povrchové gravitace našeho Slunce.
Lalande 21185 je uvedena jako proměnná hvězda typu BY Draconis v Obecném katalogu proměnných hvězd . Je identifikován proměnným označením hvězdy NSV 18593. Několik hvězdných katalogů, včetně SIMBAD , jej také klasifikuje jako světlici . Tento závěr není podporován primární referencí, kterou všechny tyto katalogy používají. Pozorování provedená v tomto odkazu ukazují, že je ve srovnání s jinými hvězdami svého proměnného typu poměrně tichá.
Lalande 21185 vyzařuje rentgenové paprsky.
Je to nejjasnější hvězda mezi proměnnou CO Ursae Maj a srovnatelně jasnou hvězdou HD 95129 na jejím západě ( konkrétně na jihu ) a je o něco blíže k té druhé.
Nároky planetárního systému
Nizozemský astronom Peter van de Kamp v roce 1945 napsal, že Lalande 21185 vlastnila „neviditelného společníka“ 0,06 M ☉ (asi 60 M J ). V roce 1951 Van de Kamp a jeho žáka Sarah Lippincott prohlásil astrometrické odhalení planetární soustavy pomocí fotografických desek pořízených pomocí 24-inch (610 mm) refraktoru dalekohled na Swarthmore College ‚s Sproul observatoře . V létě roku 1960 změnila Sarah Lippincottová tvrzení z roku 1951 na planetu 0,01 M ☉ (tj. 10 M J ), 8leté oběžné období, výstřednost 0,3, poloviční hlavní osu0,083 AU . Použila původní fotografické desky a nové desky pořízené stejným dalekohledem. Fotografické desky z této hvězdárny, pořízené ve stejnou dobu, použil Van de Kamp pro své chybné tvrzení o planetárním systému pro Barnardovu hvězdu . Destičky vyrobené z 24palcového refraktoru Sproul a použité pro tyto a další studie byly v roce 1973 ukázány jako vadné; jak byli příští rok s astrometrickými měřeními provedenými Georgem Gatewoodem z Allegheny Observatory .
V roce 1996 tentýž Gatewood prominentně oznámil na setkání AAS a v populárním tisku objev více planet v tomto systému, detekovaných astrometrií. Počáteční zpráva byla založena na velmi jemné analýze polohy hvězdy v průběhu let, která naznačovala reflexní orbitální pohyb kvůli jednomu nebo více společníkům. Gatewood tvrdil, že takoví společníci se obvykle objeví více než 0,8 arcsekundy od samotného červeného trpaslíka. Ačkoli dokument od Gatewooda publikoval jen o několik let dříve a pozdější vyhledávání jinými pomocí koronografů a vícefiltrových technik ke snížení problémů s rozptýleným světlem z hvězdy, žádné takové společníky pozitivně neidentifikoval, a tak jeho tvrzení zůstává nepotvrzené a je nyní na pochybách.
Před osmdesátými léty nebylo zjišťování radiální rychlosti červených trpaslíků ani příliš přesné, ani konzistentní, a proto vzhledem ke své zjevné jasnosti a protože nemá společníka, byla tato hvězda spolu s jedenácti dalšími podobnými hvězdami červeného trpaslíka vybrána jako jejich radiální rychlost změřila, s nebývalou vysokou přesností, lovec planet Geoff Marcy . V tomto ani v jiných současných průzkumech nebyl kolem této hvězdy detekován žádný společník a takové rané vybavení by zachytilo jakoukoli planetu přesahující 0,7 M J na extrémně blízké oběžné dráze 5 dní nebo méně; nebo přesahující 10 M J přibližně na oběžnou vzdálenost Jupitera.
Data publikovaná v roce 2017 ze systému HIRES na observatoři Keck na Mauna Kea podporují existenci planety mnohem blíže s oběžnou dobou pouhých 9,8693 ± 0,0016 dne, což je nejméně 3,8 M 🜨 .
Další výzkum radiální rychlosti pomocí spektrografu SOPHIE échelle a přezkoumání původního signálu zjistily, že období 9,9 dne bylo nezjistitelné, a místo toho s využitím obou datových souborů navrhlo, že exoplaneta obíhající kolem hvězdy s periodou buď 12,95 nebo 1,08 dne, mnohem více pravděpodobně 12,95, protože exoplanety s 1denním obdobím se v systémech zdají být vzácné. To by planetě dalo minimální hmotnost 2,99 hmotnosti Země. Je příliš blízko hvězdy, a proto příliš horká, než aby byla v obyvatelné zóně, ve všech bodech její excentrické dráhy. Navrhovaná planeta na 12denní oběžné dráze byla potvrzena projektem CARMENES (Calar Alto s vysokým rozlišením hledá trpaslíky M s Exoearthy s blízkým infračerveným a optickým Echelle Spectrographs) v roce 2020.
Druhou planetu na mnohem větší oběžné dráze zpočátku zaznamenala SOPHIE, ale základní linie nebyla dost dlouhá na to, aby potvrdila několik let dlouhý signál. V roce 2021 byl signál potvrzen jako planeta s hmotností minimálně 18.0+2,9
-2,6 M 🜨 , dolní mez odhad později revidován na14,2 ± 1,8 M 🜨 .
Třetí planeta, Gliese 411 d, je podezřelá na oběžnou dráhu mezi Gliese 411 b a Gliese 411 c s periodou 215 dní.
| Společník (v pořadí od hvězdy) |
Hmotnost |
Osa semimajoru ( AU ) |
Oběžná doba ( dny ) |
Excentricita | Sklon | Poloměr |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥ 2,64 ± 0,19 M ⊕ | 0,0788+0,00056 −0,00057 |
12,946 ± 0,005 | 0,052+0,057 -0,037 |
- | - |
| d (nepotvrzeno) | ≥4,1 ± 0,6 M ⊕ | 0,5141+0,0038 −0,0039 |
215 | 0,15+0,16 −0,11 |
- | - |
| C | ≥14,2 ± 1,8 M ⊕ | 2,845+0,077 --0,067 |
2806+110 −94 |
0,08+0,1 --0,06 |
- | - |
Obytná zóna na této hvězdy, definované jako místa, kde by mohly být přítomny voda v kapalném skupenství na Zemi podobné planetě, je v okruhu 0.11-0.24 AU , kde 1 AU je průměrná vzdálenost od Země ke Slunci Planeta b má rovnovážnou teplotu 370,15,8
-6,8 K . Jiné známé planety jsou také mimo hranice HZ, ale v této oblasti tohoto systému mohou obíhat i nezjištěné planety s nízkou hmotností.
Viz také
Reference
Poznámky
externí odkazy
- „Nejbližší exoplaneta?“ . Fórum o špatné astronomii a vesmíru dnes . Citováno 2009-05-29 .
- „Lalande 21185“ . Davidovy astronomické stránky . Citováno 2008-06-22 .
- Extrasolar Planets Encyclopaedia : Confirated ( planet planet ) super-Earth planet Lalande 21185 b. Citováno 2017-02-15
