Vlk 359 - Wolf 359
Souřadnice : 10 h 56 m 28,99 s , +07 ° 00 ′ 52 ″
Data pozorování Epocha J2000 Equinox J2000 |
|
---|---|
Souhvězdí | Lev |
Pravý vzestup | 10 h 56 m 28,99 s |
Deklinace | +07 ° 00 '52,0' ' |
Zdánlivá velikost (V) | 13,54 |
Charakteristika | |
Spektrální typ | M6,5 Ve |
Zdánlivá velikost (J) | 7.1 |
Barevný index U -B | +1,165 |
Index barev B - V | +2,034 |
Variabilní typ | UV Ceti |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R v ) | +19 ± 1 km/s |
Správný pohyb (μ) | RA: –3842 mas / rok Prosinec: –2725 mas / rok |
Paralaxa (π) | 415,1794 ± 0,0684 mas |
Vzdálenost | 7 856 ± 0,001 ly (2,4086 ± 0,0004 ks ) |
Absolutní velikost (M V ) | 16,65 |
Podrobnosti | |
Hmotnost | 0,09 M ☉ |
Poloměr | 0,16 R ☉ |
Svítivost (bolometrická) | 0,0014 l ☉ |
Svítivost (vizuální, L V ) | 0,00002 l ☉ |
Vnitřní hranice obytné zóny | 0,024 AU |
Vnější hranice obytné zóny | 0,052 AU |
Povrchová gravitace (log g ) | 5,5 cgs |
Teplota | 2 800 ± 100 K. |
Metallicity [Fe/H] | +0,18 ± 0,17 dex |
Rychlost otáčení ( v sin i ) | <3,0 km/s |
Stáří | 100–350 Myr |
Další označení | |
Odkazy na databázi | |
SIMBAD | data |
Vlk 359 je hvězda červeného trpaslíka, která se nachází v souhvězdí Lva , poblíž ekliptiky . Ve vzdálenosti přibližně 7,9 světelných let od Země má zdánlivou velikost 13,54 a lze ji vidět pouze velkým dalekohledem . Vlk 359 je jednou z nejbližších hvězd ke Slunci ; bližší je znám pouze systém Alpha Centauri (včetně Proxima Centauri ), Barnardova hvězda , hnědí trpaslíci Luhman 16 (WISE 1049-5319) a WISE 0855-0714 . Jeho blízkost k Zemi vedla k jeho zmínce v několika beletristických dílech .
Vlk 359 je jednou z nejslabších známých hvězd s nejnižší hmotností. Ve vrstvě emitující světlo zvané fotosféra má teplotu asi 2 800 K , což je dostatečně nízko na to, aby se vytvořily a přežily chemické sloučeniny . Tyto absorpční čáry sloučenin, jako je voda a oxid titaničitý (II) byly pozorovány ve spektru . Povrch má magnetické pole, které je silnější než průměrné magnetické pole na Slunci . V důsledku magnetické aktivity způsobené konvekcí je Wolf 359 světlice, která může několik minut procházet náhlým zvýšením svítivosti. Tyto světlice vyzařují silné výboje rentgenového a gama záření, které byly pozorovány vesmírnými teleskopy . Vlk 359 je relativně mladá hvězda s věkem necelou miliardu let. Podezřelí jsou dva planetární společníci, ale dosud nebyly odhaleny žádné disky .
Historie pozorování a jméno
Vlk 359 se poprvé dostal do pozornosti astronomů kvůli relativně vysoké rychlosti příčného pohybu na pozadí, známém jako vlastní pohyb . Vysoká míra správného pohybu může naznačovat, že se hvězda nachází poblíž, protože vzdálenější hvězdy se musí pohybovat vyššími rychlostmi, aby bylo dosaženo stejné rychlosti úhlového pohybu napříč nebeskou sférou . Správný pohyb Wolfa 359 byl poprvé změřen v roce 1917 německým astronomem Maxem Wolfem pomocí astrofotografie . V roce 1919 vydal katalog více než tisíce hvězd s vysokými vlastními pohyby , včetně této, které jsou stále identifikovány jeho jménem. Uvedl tuto hvězdu jako vstupní číslo 359 a od té doby je hvězda v katalogu Maxe Wolfa označována jako Wolf 359.
První měření paralaxy Vlka 359 bylo hlášeno v roce 1928 z observatoře Mount Wilson , což přineslo roční posun pozice hvězdy o 0,407 ± 0,009 arcsekundy . Z této změny polohy a známé velikosti oběžné dráhy Země lze odhadnout vzdálenost k hvězdě. Byla to hvězda s nejnižší hmotností a nejslabší známou až do objevu VB 10 v roce 1944. Infračervená velikost hvězdy byla změřena v roce 1957. V roce 1969 byla pozorována krátká erupce svítivosti vlka 359, která ji spojila se třídou z proměnných hvězd známých jako světlice hvězd .
Vlastnosti
Vlk 359 má hvězdnou klasifikaci M6,5, přestože různé zdroje uvádějí spektrální třídu M5,5, M6 nebo M8. Většina hvězd typu M jsou červení trpaslíci : říká se jim červená, protože emise energie hvězdy dosahuje vrcholu v červených a infračervených částech spektra. Vlk 359 má velmi nízkou svítivost a vyzařuje asi 0,1% sluneční energie . Pokud by byl přesunut na místo Slunce, vypadalo by to desetkrát jasněji než úplněk .
V odhadovaných 9% hmotnosti Slunce je Vlk 359 těsně nad nejnižší hranicí, při které může hvězda provádět fúzi vodíku prostřednictvím řetězové reakce proton – proton : 8% hmotnosti Slunce. ( Substelární objekty pod touto hranicí jsou známé jako hnědí trpaslíci .) Poloměr Vlka 359 je odhadem 16% poloměru Slunce , tedy asi 110 000 km. Pro srovnání, rovníkový poloměr planety Jupiter je 71 492 km, což je o 65% více než u Vlka 359.
Celá hvězda prochází konvekcí , přičemž energie generovaná v jádru je transportována směrem k povrchu konvekčním pohybem plazmy , nikoli přenosem prostřednictvím záření . Tato cirkulace přerozděluje veškerou akumulaci helia, která je generována hvězdnou nukleosyntézou v jádru v celé hvězdě. Tento proces umožní, aby hvězda zůstala v hlavní sekvenci jako hvězda spojující vodík úměrně delší než hvězda, jako je Slunce, kde se v jádru stabilně hromadí helium. V kombinaci s nižší mírou spotřeby vodíku díky jeho nízké hmotnosti umožní konvekce Wolfu 359 zůstat hvězdou hlavní sekvence zhruba osm bilionů let.
Hledání této hvězdy Hubbleovým vesmírným teleskopem neodhalilo žádné hvězdné společníky, ale od té doby byly detekovány dvě kandidátské planety. Nebyly zjištěny žádné přebytečné infračervené emise , což může naznačovat nedostatek disku s troskami na oběžné dráze kolem něj. Měření radiální rychlosti této hvězdy pomocí nástroje NIRSPEC (Near Infrared Spectrometer) na observatoři Keck II neodhalilo žádné variace, které by jinak mohly naznačovat přítomnost obíhajícího společníka. Tato instrumentace je dostatečně citlivá na to, aby detekovala gravitační odchylky masivních, krátkodobých společníků s hmotností Neptunu nebo větší.
Vnější atmosféra
Vnější, světlo vyzařující vrstva hvězdy je známá jako fotosféra . Teplotní odhady fotosféry Wolfa 359 se pohybují od 2 500 K do 2 900 K, což je dostatečně chladné, aby mohlo dojít k rovnovážné chemii . Výsledné chemické sloučeniny přežijí dostatečně dlouho na to, aby mohly být pozorovány skrz jejich spektrální čáry . Četné molekulární pruhy ve spektru Wolf 359, včetně těch, oxidu uhelnatého (CO), železa hydrid (FEH), chrom hydrid (CrH), vodou (H 2 O), hořčík hydrid (MGH), vanadu (II), oxidu (VO), oxid titaničitý (TiO) a případně molekula CaOH. Protože ve spektru nejsou žádné linie lithia , tento prvek již musel být spotřebován fúzí v jádru. To naznačuje, že hvězda musí být alespoň 100 milionů let stará.
Za fotosférou leží mlhavá oblast s vysokou teplotou známá jako hvězdná koróna . V roce 2001 se Wolf 359 stal první hvězdou kromě Slunce, která sledovala spektrum své koróny z pozemského dalekohledu. Spektrum ukázalo emisní čáry Fe XIII, což je silně ionizované železo, které bylo zbaveno dvanácti elektronů. Síla této linie se může v průběhu několika hodin lišit, což může být důkazem zahřívání mikrovlákny .
Vlk 359 je klasifikován jako hvězda světlice typu UV Ceti , což je hvězda , která díky magnetické aktivitě ve fotosféře prochází krátkým energetickým zvýšením svítivosti. Jeho variabilní označení hvězdy je CN Leonis . Wolf 359 má relativně vysokou míru vzplanutí. Pozorování pomocí Hubblova kosmického dalekohledu odhalilo 32 událostí vzplanutí během dvou hodin s energií 10 27 ergů (10 20 joulů ) a vyšší. Průměrné magnetické pole na povrchu Wolf 359 má sílu asi 2,2 kG (0,22 teslas ), ale to se výrazně liší v časových měřítcích krátkých až šest hodin. Pro srovnání, magnetické pole Slunce má průměr 1 gauss (100 μT ), i když v aktivních oblastech slunečních skvrn může stoupnout až na 3 kG (0,3 T) . Během aktivity světlice byl pozorován vlk 359 vyzařující rentgenové a gama záření .
Pohyb
Rotace hvězdy způsobí Dopplerův posun do spektra. V průměru to má za následek rozšíření absorpčních čar v jeho spektru, přičemž linie se zvětšují do šířky s vyšší rychlostí otáčení. Tímto způsobem však lze měřit pouze rotační pohyb ve směru pozorovatele, takže výsledná data poskytují dolní mez otáčení hvězdy. Tato předpokládaná rychlost otáčení rovníku Wolf 359 je menší než 3 km/s, což je pod prahem detekce prostřednictvím rozšíření spektrálních čar . Tato nízká rychlost otáčení může být způsobeno ztrátou hybnosti prostřednictvím hvězdného větru . Časový rozsah spinu hvězdy ve spektrální třídě M6 je obvykle zhruba 10 miliard let, protože plně konvektivní hvězdy, jako je tato, ztrácejí rotaci pomaleji než jiné hvězdy. Evoluční modely však naznačují, že Wolf 359 je relativně mladá hvězda s věkem necelou miliardu let.
Správný pohyb Vlka 359 na pozadí je 4,696 arcsekund za rok a vzdaluje se od Slunce rychlostí 19 km/s. Když se přeloží do galaktických souřadnicového systému , tento pohyb odpovídá prostorové rychlosti z (U, V, W) = (-26, -44, -18) km / s . Vesmírná rychlost Vlka 359 naznačuje, že patří do populace hvězd na starém disku . Sleduje oběžnou dráhu Mléčné dráhy, která ji přiblíží na vzdálenost 20,5 kly (6,3 kpc) a až 28 kly (8,6 kpc) od galaktického centra . Galaktická oběžná dráha má excentricitu 0,156 a hvězda se může od galaktické roviny dostat až na 444 světelných let (136 ks) . Nejbližším hvězdným sousedem Vlka 359 je červený trpaslík Ross 128 ve vzdálenosti 3,79 ly (1,16 ks ). Přibližně před 13 850 lety byl Wolf 359 ve své minimální vzdálenosti asi 7,35 ly (2,25 ks) od Slunce.
Planetární systém
V červnu 2019 mezinárodní tým astronomů pod vedením Mikka Tuomiho z University of Hertfordshire ve Velké Británii předložil příspěvek do publikace k peer-review s výsledky první hlášené detekce dvou kandidátských exoplanet obíhajících kolem Wolf 359 pomocí radiální rychlostní metoda z pozorování pomocí HARPS v Chile a HIRES na Havaji. Nastavení systému je podobné, ale extrémnější než u blízkého červeného trpaslíka Proxima Centauri , oba mají blízkou planetu s nízkou hmotností a mnohem dál planetu s vyšší hmotností. Vnitřní planeta, Vlk 359 c, přijímá asi třikrát více hvězdného záření než Země, takže je velmi nepravděpodobné, že by byla obyvatelnou planetou.
Společník (v pořadí od hvězdy) |
Hmotnost |
Osa semimajoru ( AU ) |
Oběžná doba ( dny ) |
Excentricita | Sklon | Poloměr |
---|---|---|---|---|---|---|
C |
3.8+2,0 -1,6 M ⊕ |
0,018 ± 0,002 |
2,686 87+0,000 39 −0,000 31 |
0,15+0,20 −0,15 |
- | - |
b |
43,9+29,5 - 23,9 M ⊕ |
1,845+0,289 - 0,258 |
2938 ± 436 |
0,04+0,27 −0,04 |
- | - |
Viz také
Reference
externí odkazy
- The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
- Reiners, Ansgar (květen 2009). "Aktivita indukovaná radiální rychlost chvění v hořícím trpaslíkovi". Astronomie a astrofyzika . 498 (3): 853–861. arXiv : 0903.2661 . Bibcode : 2009A & A ... 498..853R . doi : 10,1051/0004-6361/200810257 . S2CID 576604 .
- Dittmann, Jason A .; Irwin, Jonathan M .; Charbonneau, David; Berta-Thompson, Zachory K. (2014). „Trigonometrické paralaxy pro 1507 blízkých mid-to-late M trpaslíků“. Astrofyzikální časopis . 784 (2): 156. arXiv : 1312.3241 . Bibcode : 2014ApJ ... 784..156D . doi : 10,1088/0004-637X/784/2/156 . S2CID 18789867 . Tabulka s paralaxy .
- Henry, Todd J .; a kol. (Listopad 2004). "Sluneční sousedství. X. nové blízké hvězdy na jižní obloze a přesné fotometrické odhady vzdálenosti pro červené trpaslíky". Astronomický časopis . 128 (5): 2460–2473. arXiv : astro-ph/0408240 . Bibcode : 2004AJ .... 128.2460H . doi : 10,1086/425052 . S2CID 15759789 .