Wolf 359

Dari Wikipedia bahasa Indonesia, ensiklopedia bebas
Loncat ke navigasi Loncat ke pencarian
Wolf 359
Leo constellation map.svg
Data pengamatan
Epos J2000
Rasi bintang Leo
Asensio rekta  10j 56m 28.99d[1]
Deklinasi  +07° 00′ 52.0″[1]
Magnitudo semu (V) 13.54[1]
Ciri-ciri
Kelas spektrumM6.5 Ve[1]
Magnitudo semu (J)7.1[1]
Indeks warna U-B+1.165[2]
Indeks warna B-V+2.034[2]
Jenis variabelUV Ceti[3]
Astrometri
Kecepatan radial (Rv)+19 ± 1[4] km/s
Gerak diri (μ) RA: –3842[1] mas/thn
Dek.: –2725[1] mas/thn
Paralaks (π)415.16 ± 1.62[5] mas
Jarak7,86 ± 0,03 tc
(2,409 ± 0,009 pc)
Magnitudo mutlak (MV)16.65[6]
Detail
Massa0.09[7] M
Radius0.16[8] R
Gravitasi permukaan (log g)5.5[9]
Luminositas (bolometrik)0.0014 L
Luminositas (visual, LV)0.00002 L
Suhu2,800 ± 100[10] K
Kecepatan rotasi (v sin i)< 3.0[4] km/s
Penamaan lain
CN Leonis, CN Leo, GJ 406, G 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36,[1] GCTP 2553.
Referensi basis data
SIMBAD data

Koordinat: Peta langit 10j 56m 28.99d, +07° 00′ 52″Wolf 359 adalah bintang katai merah yang terletak di rasi bintang Leo, dekat ekliptika. Pada jarak sekitar 7,9 tahun cahaya dari Bumi, bintang ini memiliki magnitudo 13,54 dan hanya dapat dilihat dengan teleskop besar. Wolf 359 adalah salah satu bintang terdekat dengan Matahari. Kedekatannya dengan Bumi telah menyebabkannya bintang ini disebutkan dalam beberapa karya fiksi.

Wolf 359 adalah salah satu bintang yang paling redup dan bermassa paling rendah. Pada lapisan pemancar cahaya yang disebut fotosfer, bintang ini memiliki suhu sekitar 2.800 K, yang cukup rendah untuk membentuk senyawa kimia dan bertahan. Garis absorpsi senyawa seperti air dan titanium (II) oksida telah diamati dalam spektrum.[11] Permukaannya memiliki medan magnet yang lebih kuat dari rata-rata medan magnet di Matahari. Akibat aktivitas magnetik yang disebabkan oleh konveksi, Wolf 359 adalah bintang suar yang dapat mengalami peningkatan luminositas mendadak selama beberapa menit. Suar ini memancarkan ledakan kuat sinar-X dan radiasi sinar gamma yang telah diamati oleh teleskop ruang angkasa. Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun. Tidak ada pendamping atau piringan puing yang terdeteksi mengorbit di bintang ini.

Sejarah pengamatan dan Nama[sunting | sunting sumber]

Wolf 359 pertama kali menjadi perhatian para astronom karena laju gerak yang relatif tinggi terhadap latar belakang, yang dikenal sebagai gerak diri. Laju gerak yang tinggi dapat menunjukkan bahwa sebuah bintang terletak di dekatnya, karena bintang yang lebih jauh harus bergerak pada kecepatan yang lebih tinggi untuk mencapai laju perjalanan sudut yang sama di seluruh ruang angkasa. Gerak diri dari Wolf 359 pertama kali diukur pada tahun 1917 oleh astronom Jerman Max Wolf, dengan bantuan astrofotografi. Pada tahun 1919, ia menerbitkan katalog yang berisi lebih dari seribu bintang dengan gerak diri, termasuk bintang ini, yang masih diidentifikasi dengan namanya.[12] Dia mendaftarkan bintang ini sebagai nomor 359, dan sejak itu bintang itu telah disebut sebagai Wolf 359 yang mengacu pada katalog Max Wolf.[13]

Pengukuran paralaks pertama dari Wolf 359 dilaporkan pada tahun 1928 dari Mount Wilson Observatory, menghasilkan perubahan tahunan pada posisi bintang sebesar 0.407 ± 0.009 detik ark. Dari perubahan posisi ini, dan ukuran orbit Bumi yang diketahui, jarak ke bintang dapat diperkirakan. Bintang ini adalah bintang dengan massa terendah dan paling samar yang diketahui sampai penemuan VB 10 pada tahun 1944.[14][15] Magnitudo inframerah bintang diukur pada tahun 1957.[16] Pada tahun 1969, suar singkat pada luminositas Wolf 359 diamati, menghubungkannya ke kelas bintang variabel yang dikenal sebagai bintang suar.[17]

Properti[sunting | sunting sumber]

Wolf 359 memiliki klasifikasi bintang M6.5,[18] meskipun berbagai sumber mencantumkan kelas spektral M5.5,[19] M6 [7] atau M8.[20] Bintang tipe M dikenal sebagai katai merah : disebut merah karena emisi energi bintang mencapai puncak di bagian spektrum merah dan inframerah.[21] Wolf 359 memiliki luminositas yang sangat rendah, memancarkan sekitar 0,1% dari energi Matahari.[10][22] Jika dipindahkan ke lokasi Matahari, bintang akan muncul sepuluh kali seterang bulan purnama.[23]

Wolf 359 adalah bintang berwarna oranye yang terletak tepat di atas pusat astrophotograph 2009 ini.

Dengan perkiraan 9% massa Matahari, Wolf 359 tepat berada di atas batas terendah di mana bintang dapat melakukan fusi hidrogen melalui reaksi rantai proton-proton : 8% dari massa Matahari.[24] Jari-jari Wolf 359 diperkirakan 16% dari jari-jari Matahari, atau sekitar 110.000 km [25] Sebagai perbandingan, jari-jari khatulistiwa planet Jupiter adalah 71.492 km, yang berarti Wolf 359 memiliki radius 65% lebih besar.[26]

Seluruh bintang sedang mengalami konveksi, di mana energi yang dihasilkan pada inti diangkut ke permukaan oleh gerakan konvektif plasma, bukan melalui transmisi melalui radiasi. Sirkulasi ini mendistribusikan kembali akumulasi helium yang dihasilkan melalui nukleosintesis bintang pada inti di seluruh bintang.[27] Proses ini akan memungkinkan bintang untuk tetap berada di deret utama sebagai bintang sekering hidrogen secara proporsional lebih lama daripada bintang seperti Matahari di mana helium terus menumpuk di inti. Dalam kombinasi dengan tingkat konsumsi hidrogen yang lebih rendah karena massanya yang rendah, konveksi akan memungkinkan Wolf 359 untuk tetap menjadi bintang urutan utama selama sekitar delapan triliun tahun.[28]

Pencarian bintang ini oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble mengungkapkan tidak ada pendamping bintang, meskipun ini tidak menghalangi kehadiran pendamping kecil yang berada di bawah batas deteksi teleskop, seperti planet yang mengorbit dalam satu unit astronomi bintang.[29] Tidak ada emisi infra merah berlebih yang terdeteksi, yang mungkin mengindikasikan kurangnya piringan puing di orbit di sekitarnya.[30][31] Pengukuran kecepatan radial bintang ini menggunakan instrumen Near Infrared Spectrometer (NIRSPEC) di observatorium Keck II belum mengungkapkan variasi yang mungkin mengindikasikan adanya pendamping yang mengorbit. Instrumentasi ini cukup sensitif untuk mendeteksi gangguan gravitasi dari massa yang pendek dan besar dengan massa Neptunus atau lebih besar.[32]

Atmosfer Terluar[sunting | sunting sumber]

Lapisan luar, pemancar cahaya dari sebuah bintang dikenal sebagai fotosfer. Perkiraan suhu fotosfer dari Wolf 359 berkisar 2.500 K hingga 2.900 K,[33] yang cukup dingin untuk terjadi keseimbangan kimia. Senyawa kimia yang dihasilkan bertahan cukup lama untuk diamati melalui garis spektralnya.[34] Sejumlah pita molekul muncul dalam spektrum Wolf 359, yang termasuk karbon monoksida (CO),[35] besi hidrida (FeH), kromium hidrida (CrH), air (H 2 O),[11] magnesium hidrida (MgH), vanadium (II) oksida (VO),[10] titanium (II) oksida (TiO) dan mungkin molekul CaOH.[36] Karena tidak ada garis litium dalam spektrum, elemen ini pasti telah dikonsumsi oleh fusi pada intinya. Ini menandakan bintang itu harus berusia minimal 100 juta tahun.[10]

Di luar fotosfer terdapat wilayah bersuhu rendah yang dikenal sebagai korona. Pada tahun 2001, Wolf 359 menjadi bintang pertama selain Matahari yang memiliki spektrum korona yang diamati dari teleskop berbasis darat. Spektrum menunjukkan garis emisi Fe XIII, yang merupakan besi terionisasi berat yang telah dilucuti dari dua belas elektronnya.[37] Kekuatan garis ini dapat bervariasi selama periode waktu beberapa jam, yang mungkin merupakan bukti pemanasan mikrosuar.[10]

Wolf 359 diklasifikasikan sebagai bintang suar tipe UV Ceti,[3] yang merupakan bintang yang mengalami peningkatan luminositas singkat dan enerjik karena aktivitas magnetik di fotosfer. Wolf 359 memiliki laju suar yang relatif tinggi. Pengamatan dengan Hubble Space Telescope mendeteksi 32 peristiwa flare dalam periode dua jam, dengan energi 10 27 erg (10 20 joule ) dan lebih tinggi.[20] Medan magnet rata-rata pada permukaan Wolf 359 memiliki kekuatan sekitar 2,2 kG (0,22 teslas ), tetapi ini bervariasi secara signifikan pada skala waktu sesingkat enam jam.[19] Sebagai perbandingan, medan magnet Matahari rata-rata 1 gauss (100 μT ), meskipun bisa naik setinggi 3 kG (0,3 T) di daerah bintik matahari.[38] Selama aktivitas suar, Wolf 359 telah diamati memancarkan sinar-X dan sinar gamma.[39][40]

Gerakan[sunting | sunting sumber]

Jarak bintang terdekat dari 20.000 tahun yang lalu hingga 80.000 tahun di masa depan.

Rotasi bintang menyebabkan pergeseran Doppler ke spektrum. Rata-rata, ini menghasilkan perluasan garis spektrum dalam spektrumnya, dengan garis-garis bertambah lebar dengan laju rotasi yang lebih tinggi. Namun, hanya gerakan rotasi ke arah pengamat yang dapat diukur dengan cara ini, sehingga data yang dihasilkan memberikan batas yang lebih rendah pada rotasi bintang. Kecepatan rotasi proyeksi khatulistiwa Wolf 359 kurang dari 3 km / s, yang berada di bawah ambang batas pendeteksian melalui perluasan garis spektrum.[4] Laju rotasi yang rendah ini mungkin disebabkan oleh hilangnya momentum sudut melalui angin bintang. Biasanya, skala waktu untuk putaran ke bawah bintang di kelas spektral M6 kira-kira 10 miliar tahun, karena bintang yang sepenuhnya konvektif seperti ini kehilangan rotasi lebih lambat daripada bintang lainnya.[41] Namun, model evolusi menunjukkan bahwa Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun.[10]

Gerak diri Wolf 359 terhadap latar belakang adalah 4.696 detik ark per tahun, dan itu bergerak menjauh dari Matahari dengan kecepatan 19 km / s.[4][7] Ketika diterjemahkan ke dalam sistem koordinat galaksi, gerakan ini sesuai dengan kecepatan ruang (U, V, W) = (−26, −44, −18) km/s.[42] Kecepatan ruang Wolf 359 menyiratkan bahwa itu adalah bintang populasi puing bintang lama. Bintang ini mengikuti orbit melalui Bima Sakti yang akan membawanya sedekat 20,5 kly (6,3 kpc) dan sejauh 28 kly (8,6 kpc) dari Pusat Galaksi. Orbit bintang memiliki eksentrisitas 0,156, dan bintang itu dapat melakukan perjalanan sejauh 444 tahun cahaya (136 pc) jauh dari bidang galaksi .[43] Tetangga bintang terdekat terdekat dengan Wolf 359 adalah katai merah Ross 128 di 3,79 ly (1,16 pc).[44] Sekitar 13.850 tahun yang lalu, Wolf 359 berada pada jarak minimal sekitar 7,35 ly (2,25 pc) dari Matahari [45]

Sistem keplanetan[sunting | sunting sumber]

Pada bulan Juni 2019 dua planet kandidat dilaporkan di orbit sekitar Wolf 359 (GJ 406). Mereka dideteksi menggunakan kecepatan radial dari pengamatan dengan HARPS di Chili dan HIRES di Hawaii.[46]

Sistem planet Wolf 359
Pendamping
(sesuai bintang)
Massa Sumbu semimayor
(AU)
Periode orbit
(hari)
Eksentrisitas Inklinasi Radius
b 3,8+2,0
−1,6
 M
0,018±0,002 2,68687+0,00039
−0,00031
0,15+0,20
−0,15
c 43,9+29,5
−23,9
 M
1,845+0,289
−0,258
2,938±436 0,04+0,27
−0,04

Lihat Juga[sunting | sunting sumber]

Referensi[sunting | sunting sumber]

  1. ^ a b c d e f g h Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama SIMBAD
  2. ^ a b Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aj137_5
  3. ^ a b Gershberg, R. E.; et al. (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.
  4. ^ a b c d Mohanty, Subhanjoy; et al. (2003). "Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs". The Astrophysical Journal. 583 (1): 451–472. arXiv:astro-ph/0201455. Bibcode:2003ApJ...583..451M. doi:10.1086/345097.
  5. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Davison2015
  6. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Mv
  7. ^ a b c Staff (June 8, 2007). "List of the nearest 100 stellar systems". Research Consortium on Nearby Stars. Retrieved 2007-07-16.
  8. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa235_1_2
  9. ^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa439_3
  10. ^ a b c d e f Pavlenko, Ya. V.; et al. (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.
  11. ^ a b McLean, Ian S.; et al. (October 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.
  12. ^ Wolf, M. (1919). "Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen". Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219, 206. Bibcode:1919VeHei...7..195W.
  13. ^ Wolf, M. (July 1917). "Eigenbewegungssterne". Astronomische Nachrichten. 204 (20): 345–350. Bibcode:1917AN....204..345W. doi:10.1002/asna.19172042002.
  14. ^ 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.
  15. ^ van Biesbroeck, G. (August 1944). "The star of lowest known luminosity". The Astronomical Journal. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ.....51...61V. doi:10.1086/105801.
  16. ^ Kron, G. E.; et al. (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.
  17. ^ Greenstein, Jesse L.; et al. (August 1970). "The faint end of the main sequence". Astrophysical Journal. 161: 519. Bibcode:1970ApJ...161..519G. doi:10.1086/150556.
  18. ^ Mukai, K.; et al. (August 1990). "Spectroscopy of faint, high latitude cataclysmic variable candidates". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 245 (3): 385–391. Bibcode:1990MNRAS.245..385M.
  19. ^ a b Reiners, A.; et al. (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.
  20. ^ a b Robinson, R. D.; et al. (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.
  21. ^ Jones, Lauren V. (2009). Stars and galaxies. Greenwood Guides to the Universe. ABC-CLIO. p. 50. ISBN 978-0-313-34075-8.
  22. ^ 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.
  23. ^ Borgia, Michael P. (2006). Human vision and the night sky: hot [i.e. how] to improve your observing skills. Patrick Moore's practical astronomy series. Springer. p. 208. ISBN 978-0-387-30776-3.
  24. ^ Dantona, F.; et al. (September 15, 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.
  25. ^ Brown, T. M.; et al. (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.
  26. ^ Harvey, Samantha (March 4, 2010). "Jupiter: facts & figures". Solar System Exploration. NASA. Retrieved 2010-05-28.
  27. ^ McCook, G. P.; et al. (1995). "Fully convective M dwarfs". Villanova University. Archived from the original on 2011-06-15. Retrieved 2010-05-17.
  28. ^ Adams, Fred C.; et al. (December 2004). "Red dwarfs and the end of the main sequence". Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.
  29. ^ Schroeder, Daniel J.; et al. (2000). "A search for faint companions to nearby stars using the wide field planetary camera 2". The Astronomical Journal. 119 (2): 906–922. Bibcode:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227.
  30. ^ Gautier, T. N.; et al. (2007). "Far infrared properties of M dwarfs". The Astrophysical Journal. 667 (1): 527–. arXiv:0707.0464. Bibcode:2007ApJ...667..527G. doi:10.1086/520667.
  31. ^ Lestrade, J.-F.; et al. (November 2009). "Search for cold debris disks around M-dwarfs. II". Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1455–1467. arXiv:0907.4782. Bibcode:2009A&A...506.1455L. doi:10.1051/0004-6361/200912306.
  32. ^ Rodler, F.; et al. (February 2012). "Search for radial velocity variations in eight M-dwarfs with NIRSPEC/Keck II". Astronomy & Astrophysics. 538: A141. arXiv:1112.1382. Bibcode:2012A&A...538A.141R. doi:10.1051/0004-6361/201117577.
  33. ^ Casagrande, Luca; et al. (September 2008). "M dwarfs: effective temperatures, radii and metallicities". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 585–607. arXiv:0806.2471. Bibcode:2008MNRAS.389..585C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x.
  34. ^ Verschuur, Gerrit L. (2003). Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discovery. Springer. pp. 253–254. ISBN 978-0-387-40606-0.
  35. ^ Pavlenko, Y. V.; et al. (December 2002). "Carbon monoxide bands in M dwarfs". Astronomy and Astrophysics. 396 (3): 967–975. arXiv:astro-ph/0210017. Bibcode:2002A&A...396..967P. doi:10.1051/0004-6361:20021454.
  36. ^ Pesch, Peter (June 1972). "CaOH, a new triatomic molecule in stellar atmospheres". Astrophysical Journal. 174: L155. Bibcode:1972ApJ...174L.155P. doi:10.1086/180970.
  37. ^ Schmitt, J. H. M. M.; et al. (2001). "Ground-based observation of emission lines from the corona of a red-dwarf star". Nature. 412 (2): 508–510. doi:10.1038/35087513. PMID 11484044.
  38. ^ Staff (January 7, 2007). "Calling Dr. Frankenstein! : interactive binaries show signs of induced hyperactivity". National Optical Astronomy Observatory. Retrieved 2006-05-24.
  39. ^ Schmitt, J. H. M. M.; et al. (September 1995). "The X-ray view of the low-mass stars in the solar neighborhood". Astrophysical Journal. 450 (9): 392–400. Bibcode:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149.
  40. ^ Cwiok, M.; et al. (March 2006). "Search for optical counterparts of gamma ray burst". Acta Physica Polonica B. 37 (3): 919. Bibcode:2006AcPPB..37..919C.
  41. ^ Röser, Siegfried (2008). Reviews in modern astronomy, cosmic matter. Wiley-VCH. pp. 49–50, 57. ISBN 978-3-527-40820-7.
  42. ^ Gliese, W. (1969). "Catalogue of nearby stars". Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. 22: 1. Bibcode:1969VeARI..22....1G.
  43. ^ Allen, C.; et al. (1998). "The galactic orbits of nearby UV Ceti stars". Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. 34: 37–46. Bibcode:1998RMxAA..34...37A.
  44. ^ "Wolf 359". SolStation Company. Retrieved 2006-08-10.
  45. ^ "Annotations on V* CN Leo object". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-04-13.
  46. ^ Tuomi, M.; Jones, H. R. A.; Anglada-Escudé, G.; Butler, R. P.; Arriagada, P.; Vogt, S. S.; Burt, J.; Laughlin, G.; Holden, B.; Teske, J. K.; Shectman, S. A.; Crane, J. D.; Thompson, I.; Keiser, S.; Jenkins, J. S.; Berdiñas, Z.; Diaz, M.; Kiraga, M.; Barnes, J. R. (2019). "Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood". arXiv:1906.04644v1 [astro-ph.EP].

Pranala Luar[sunting | sunting sumber]