Wolf 359

Tọa độ: 10h 56m 28.99s, +07° 00′ 52″ Wolf 359 là một ngôi sao lùn đỏ nằm trong chòm sao Sư Tử, nằm gần Hoàng đạo. Ở khoảng cách khoảng 7,9 năm ánh sáng từ Trái Đất, nó có cấp sao biểu kiến 13,54 và chỉ có thể nhìn thấy bằng kính thiên văn lớn. Wolf 359 là một trong những ngôi sao gần Mặt Trời nhất; chỉ có hệ thống Alpha Centauri (bao gồm Proxima Centauri), Sao Barnard và các sao lùn nâu Luhman 16 và WISE 0855−0714 được biết đến có cự ly gần hơn. Sự gần gũi của nó với Trái Đất đã dẫn đến đề cập đến nó trong một số tác phẩm hư cấu. Wolf 359 là một trong những ngôi sao có khối lượng nhỏ nhất và thấp nhất được biết đến. Ở lớp phát sáng được gọi là quang quyển, nó có nhiệt độ khoảng 2.800 K, đủ thấp cho các hợp chất hóa học hình thành và tồn tại. Các đường hấp thụ của các hợp chất như nước và titan (II) oxit đã được quan sát thấy trong quang phổ. Bề mặt có từ trường mạnh hơn từ trường trung bình trên Mặt Trời. Là kết quả của hoạt động từ tính gây ra bởi sự đối lưu, Wolf 359 là một ngôi sao bùng phát có thể trải qua sự tăng độ sáng bất ngờ trong vài phút. Những tia sáng này phát ra các vụ nổ tia X và tia gamma mạnh đã được quan sát bằng kính thiên văn vũ trụ. Wolf 359 là một ngôi sao tương đối trẻ với độ tuổi dưới một tỷ năm. Không có đồng hành hoặc đĩa rác nào được phát hiện trong quỹ đạo xung quanh nó. Wolf 359 lần đầu tiên thu hút sự chú ý của các nhà thiên văn chú ý vì tỷ lệ chuyển động ngang tương đối cao so với nền, được gọi là chuyển động thích hợp. Tốc độ chuyển động thích hợp cao có thể chỉ ra rằng một ngôi sao nằm gần đó, vì các ngôi sao xa hơn phải di chuyển với vận tốc cao hơn để đạt được cùng tốc độ di chuyển góc trên thiên cầu. Chuyển động thích hợp của Wolf 359 lần đầu tiên được đo vào năm 1917 bởi nhà thiên văn người Đức Max Wolf, với sự trợ giúp của astrophotography. Năm 1919, ông xuất bản một danh mục của hơn một nghìn ngôi sao với những chuyển động thích hợp cao, bao gồm cả chuyển động này, vẫn được xác định bằng tên của ông. Ông đã liệt kê ngôi sao này là số entry 359, và ngôi sao này được gọi là Wolf 359 trong danh mục của Max Wolf. Phép đo thị sai đầu tiên của Wolf 359 được báo cáo vào năm 1928 từ Đài quan sát Thiên văn núi Wilson, cho ra một sự dịch chuyển hàng năm ở vị trí của ngôi sao là 0,407 ± 0,999 giây. Từ thay đổi vị trí này, và kích thước đã biết của quỹ đạo của Trái Đất, khoảng cách tới ngôi sao có thể được ước tính. Nó là ngôi sao nhỏ nhất và mờ nhất được biết đến cho đến khi phát hiện VB 10 vào năm 1944. Độ lớn hồng ngoại của ngôi sao được đo vào năm 1957. Năm 1969, một sự bùng nổ ngắn về độ sáng của Wolf 359 đã được quan sát, liên kết nó với lớp sao biến được gọi là các ngôi sao bùng phát. Wolf 359 có phân loại sao M6.5, mặc dù các nguồn khác nhau liệt kê một lớp phổ của M5.5, hoặc M8. Một ngôi sao loại M được gọi là sao lùn đỏ: nó được gọi là màu đỏ bởi vì phát xạ năng lượng của ngôi sao đạt đến đỉnh trong các phần đỏ và hồng ngoại của quang phổ. Wolf 359 có độ sáng rất thấp, phát ra khoảng 0,1% năng lượng của mặt trời. Nếu nó được di chuyển đến vị trí của Mặt trời, nó sẽ xuất hiện mười lần sáng như Trăng tròn. Theo ước tính khoảng 9% khối lượng của Mặt Trời, Wolf 359 nằm ngay trên giới hạn thấp nhất mà tại đó một ngôi sao có thể thực hiện phản ứng tổng hợp hydro thông qua phản ứng chuỗi proton-proton: 8% khối lượng Mặt Trời. (Các vật thể bên dưới giới hạn này được gọi là sao lùn nâu.) Bán kính của Wolf 359 là khoảng 16% bán kính của Mặt trời, hay khoảng 110.000 km. Để so sánh, bán kính xích đạo của hành tinh Mộc tinh là 71.492 km, lớn hơn 65% so với Wolf 359. Toàn bộ ngôi sao đang trải qua sự đối lưu, nhờ đó năng lượng sinh ra ở lõi được vận chuyển về phía bề mặt bằng chuyển động đối lưu của plasma, thay vì truyền qua bức xạ. Sự lưu thông này phân phối lại bất kỳ sự tích lũy heli nào được sinh ra thông qua quá trình nhân lên sao ở lõi trong suốt ngôi sao. Quá trình này sẽ cho phép ngôi sao duy trì trên trình tự chính như một ngôi sao nung chảy hydro tương ứng dài hơn một ngôi sao như Mặt trời, nơi helium tích tụ đều đặn ở lõi. Kết hợp với tỷ lệ tiêu thụ hydro thấp hơn do khối lượng thấp, sự đối lưu sẽ cho phép Wolf 359 giữ nguyên ngôi sao chuỗi chính trong khoảng 8 nghìn tỷ năm. ^ a b c d e f g h “V* CN Leo -- Flare Star”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 16 tháng 7 năm 2007. ^ a b Landolt, Arlo U. (tháng 5 năm 2009). “UBVRI photometric standard stars around the celestial equator: Updates and Additions”. The Astronomical Journal. 137 (5): 4186–4269. arXiv:0904.0638. Bibcode:2009AJ....137.4186L. doi:10.1088/0004-6256/137/5/4186. See table II. ^ Gershberg, R. E.; và đồng nghiệp (1983). “Characteristics of activity energetics of the UV Cet-type flare stars”. Astrophysics and Space Science. 95 (2): 235–253. Bibcode:1983Ap&SS..95..235G. doi:10.1007/BF00653631. ^ a b Mohanty, Subhanjoy; và đồng nghiệp (2003). “Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs”. The Astrophysical Journal. 583 (1): 451–472. arXiv:astro-ph/0201455. Bibcode:2002astro.ph..1455M. doi:10.1086/345097. ^ Davison, Cassy L.; White, Russel J.; Henry, Todd J.; Riedel, Adric R.; Jao, Wei-Chun; Bailey III, John I.; Quinn, Samuel N.; Justin R., Cantrell; John P., Subasavage; Jen G., Winters (2015). “A 3D Search for Companions to 12 Nearby M-Dwarfs”. The Astronomical Journal. 149: 106. arXiv:1501.05012. Bibcode:2015AJ....149..106D. doi:10.1088/0004-6256/149/3/106. Đã bỏ qua tham số không rõ |class= (trợ giúp) ^ Assuming negligible extinction at this distance, the absolute magnitude M is determined as follows: where m is the apparent magnitude, D is the distance in parsecs and log10 is the base-10 logarithm. See: Lang, Kenneth R. (2006). Astrophysical formulae. Astronomy and Astrophysics Library. 1 (ấn bản 3). Birkhäuser. tr. 31. ISBN 3-540-29692-1. ^ a b Staff (ngày 8 tháng 6 năm 2007). “List of the nearest 100 stellar systems”. Research Consortium on Nearby Stars. Truy cập ngày 16 tháng 7 năm 2007. ^ Doyle, J. G.; và đồng nghiệp (1990). “Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars”. Astronomy and Astrophysics. 235 (1–2): 335–339. Bibcode:1990A&A...235..335D. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên aaa555_A104 ^ Fuhrmeister, B.; và đồng nghiệp (tháng 9 năm 2005). “PHOENIX model chromospheres of mid- to late-type M dwarfs”. Astronomy and Astrophysics. 439 (3): 1137–1148. arXiv:astro-ph/0505375. Bibcode:2005A&A...439.1137F. doi:10.1051/0004-6361:20042338. ^ a b c Pavlenko, Ya. V.; và đồng nghiệp (2006). “Spectral energy distribution for GJ406”. Astronomy and Astrophysics. 447 (2): 709–717. arXiv:astro-ph/0510570. Bibcode:2006A&A...447..709P. doi:10.1051/0004-6361:20052979. ^ Rojas-Ayala, Bárbara; và đồng nghiệp (tháng 4 năm 2012). “Metallicity and temperature indicators in M dwarf K-band spectra: testing new and updated calibrations with observations of 133 solar neighborhood M dwarfs”. The Astrophysical Journal. 748 (2): 93. arXiv:1112.4567. Bibcode:2012ApJ...748...93R. doi:10.1088/0004-637X/748/2/93. ^ McLean, Ian S.; và đồng nghiệp (tháng 10 năm 2003). “The NIRSPEC brown dwarf spectroscopic survey. I. low-resolution near-infrared spectra”. The Astrophysical Journal. 596 (1): 561–586. arXiv:astro-ph/0309257. Bibcode:2003ApJ...596..561M. doi:10.1086/377636. ^ Wolf, M. (1919). “Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen”. Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219, 206. Bibcode:1919VeHei...7..195W. ^ Wolf, M. (tháng 7 năm 1917). “Eigenbewegungssterne”. Astronomische Nachrichten. 204: 345–350. Bibcode:1917AN....204..345W. doi:10.1002/asna.19172042002. ^ van Maanen, Adriaan (1928). “The photographic determination of stellar parallaxes with the 60- and 100-inch reflectors. Fifteenth Series”. Contributions from the Mount Wilson Observatory. 356: 1–27. Bibcode:1928CMWCI.356....1V. ^ van Biesbroeck, G. (tháng 8 năm 1944). “The star of lowest known luminosity”. The Astronomical Journal. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ.....51...61V. doi:10.1086/105801. ^ Kron, G. E.; và đồng nghiệp (1957). “Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes”. Astronomical Journal. 62: 205–220. Bibcode:1957AJ.....62..205K. doi:10.1086/107521. ^ Greenstein, Jesse L.; và đồng nghiệp (tháng 8 năm 1970). “The faint end of the main sequence”. Astrophysical Journal. 161: 519. Bibcode:1970ApJ...161..519G. doi:10.1086/150556. ^ Mukai, K.; và đồng nghiệp (tháng 8 năm 1990). “Spectroscopy of faint, high latitude cataclysmic variable candidates”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 245 (3): 385–391. Bibcode:1990MNRAS.245..385M. ^ Reiners, A.; và đồng nghiệp (2007). “Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis”. Astronomy and Astrophysics. 466 (2): L13–L16. arXiv:astro-ph/0703172. Bibcode:2007A&A...466L..13R. doi:10.1051/0004-6361:20077095. ^ Robinson, R. D.; và đồng nghiệp (1995). “A search for microflaring activity on dMe flare stars. I. Observations of the dM8e Star CN Leonis”. Astrophysical Journal. 451: 795–805. Bibcode:1995ApJ...451..795R. doi:10.1086/176266. ^ Jones, Lauren V. (2009). Stars and galaxies. Greenwood Guides to the Universe. ABC-CLIO. tr. 50. ISBN 0-313-34075-7. ^ West, Frederick R. (2002). “Letter to the Editor: the corona of CN Leonis (Gliese 406) and its possible detection at radio frequencies”. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 30 (2): 149–150. Bibcode:2002JAVSO..30..149W. ^ a b Harvey, Samantha (ngày 4 tháng 3 năm 2010). “Jupiter: facts & figures”. Solar System Exploration. NASA. Bản gốc lưu trữ ngày 16 tháng 12 năm 2002. Truy cập ngày 28 tháng 5 năm 2010. ^ Dantona, F.; và đồng nghiệp (ngày 15 tháng 9 năm 1985). “Evolution of very low mass stars and brown dwarfs. I - The minimum main-sequence mass and luminosity”. Astrophysical Journal, Part 1. 296: 502–513. Bibcode:1985ApJ...296..502D. doi:10.1086/163470. ^ Brown, T. M.; và đồng nghiệp (1998). “Accurate determination of the solar photospheric radius”. Astrophysical Journal Letters. 500 (2): L195. arXiv:astro-ph/9803131. Bibcode:1998ApJ...500L.195B. doi:10.1086/311416. The radius of the Sun is 695.5 Mm. 16% of this is 111 Mm. ^ McCook, G. P.; và đồng nghiệp (1995). “Fully convective M dwarfs”. Villanova University. Bản gốc lưu trữ ngày 15 tháng 6 năm 2011. Truy cập ngày 17 tháng 5 năm 2010. ^ Adams, Fred C.; và đồng nghiệp (tháng 12 năm 2004). “Red dwarfs and the end of the main sequence”. Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. tr. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight Reiners, Ansgar (tháng 5 năm 2009). “Activity-induced radial velocity jitter in a flaring M dwarf”. Astronomy and Astrophysics. 498 (3): 853–861. arXiv:0903.2661. Bibcode:2009A&A...498..853R. doi:10.1051/0004-6361/200810257. Dittmann, Jason A.; Irwin, Jonathan M.; Charbonneau, David; Berta-Thompson, Zachory K. (2014). “Trigonometric Parallaxes for 1507 Nearby Mid-to-late M Dwarfs”. The Astrophysical Journal. 784 (2): 156. arXiv:1312.3241. Bibcode:2014ApJ...784..156D. doi:10.1088/0004-637X/784/2/156. Table with parallaxes. Henry, Todd J.; và đồng nghiệp (tháng 11 năm 2004). “The solar neighborhood. X. new nearby stars in the southern sky and accurate photometric distance estimates for red dwarfs”. The Astronomical Journal. 128 (5): 2460–2473. arXiv:astro-ph/0408240. Bibcode:2004AJ....128.2460H. doi:10.1086/425052.