Wolf 359 - Wolf 359
Coordenadas : 
10 h 56 m 28,99 s , + 07 ° 00 ′ 52 ″
| Dados de observação Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| constelação | Leo |
| Ascensão certa | 10 h 56 m 28,99 s |
| Declinação | + 07 ° 00 ′ 52,0 ″ |
| Magnitude aparente (V) | 13,54 |
| Características | |
| Tipo espectral | M6.5 Ve |
| Magnitude aparente (J) | 7,1 |
| Índice de cor U − B | +1,165 |
| Índice de cor B − V | +2,034 |
| Tipo de variável | UV Ceti |
| Astrometria | |
| Velocidade radial (R v ) | +19 ± 1 km / s |
| Movimento adequado (μ) | RA: –3842 mas / ano Dez .: –2725 mas / ano |
| Paralaxe (π) | 415,1794 ± 0,0684 mas |
| Distância | 7,856 ± 0,001 ly (2,4086 ± 0,0004 pc ) |
| Magnitude absoluta (M V ) | 16,65 |
| Detalhes | |
| Massa | 0,09 M ☉ |
| Raio | 0,16 R ☉ |
| Luminosidade (bolométrica) | 0,0014 L ☉ |
| Luminosidade (visual, L V ) | 0,00002 L ☉ |
| Limite interno da zona habitável | 0,024 AU |
| Limite externo da zona habitável | 0,052 AU |
| Gravidade superficial (log g ) | 5,5 cgs |
| Temperatura | 2.800 ± 100 K |
| Metalicidade [Fe / H] | +0,18 ± 0,17 dex |
| Velocidade de rotação ( v sin i ) | <3,0 km / s |
| Era | 100-350 Myr |
| Outras designações | |
| Referências de banco de dados | |
| SIMBAD | dados |
Wolf 359 é uma estrela anã vermelha localizada na constelação de Leão , perto da eclíptica . A uma distância de aproximadamente 7,9 anos-luz da Terra , tem uma magnitude aparente de 13,54 e só pode ser vista com um grande telescópio . Wolf 359 é uma das estrelas mais próximas do Sol ; apenas o sistema Alpha Centauri (incluindo Proxima Centauri ), Barnard's Star , as anãs marrons Luhman 16 (WISE 1049-5319) e WISE 0855−0714 são conhecidos por estarem mais próximos. A sua proximidade com a Terra levou à sua menção em várias obras de ficção .
Wolf 359 é uma das estrelas mais fracas e de menor massa conhecidas. Na camada emissora de luz chamada fotosfera , ela tem uma temperatura de cerca de 2.800 K , que é baixa o suficiente para que os compostos químicos se formem e sobrevivam. As linhas de absorção de compostos como água e óxido de titânio (II) foram observadas no espectro . A superfície tem um campo magnético mais forte do que o campo magnético médio do Sol . Como resultado da atividade magnética causada pela convecção , Wolf 359 é uma estrela flamejante que pode sofrer aumentos repentinos de luminosidade por vários minutos. Essas chamas emitem fortes rajadas de radiação de raios-X e gama que foram observadas por telescópios espaciais . Wolf 359 é uma estrela relativamente jovem com menos de um bilhão de anos. Dois companheiros planetários são suspeitos, mas até agora nenhum disco de destroços foi desmascarado.
Histórico de observação e nome
O Wolf 359 chamou a atenção dos astrônomos pela primeira vez por causa da taxa relativamente alta de movimento transversal contra o fundo, conhecido como movimento adequado . Uma alta taxa de movimento adequado pode indicar que uma estrela está localizada nas proximidades, já que estrelas mais distantes devem se mover em velocidades mais altas para atingir a mesma taxa de deslocamento angular através da esfera celestial . O movimento adequado do Wolf 359 foi medido pela primeira vez em 1917 pelo astrônomo alemão Max Wolf , com a ajuda da astrofotografia . Em 1919 publicou um catálogo de mais de mil estrelas com movimentos próprios elevados , incluindo esta, que ainda se identifica com o seu nome. Ele listou esta estrela como número de entrada 359, e a estrela desde então tem sido referida como Wolf 359 em referência ao catálogo de Max Wolf.
A primeira medição de paralaxe de Wolf 359 foi relatada em 1928 no Observatório Mount Wilson , produzindo uma mudança anual na posição da estrela de 0,407 ± 0,009 segundos de arco . A partir dessa mudança de posição e do tamanho conhecido da órbita da Terra, a distância até a estrela pode ser estimada. Foi a estrela de menor massa e mais fraca conhecida até a descoberta de VB 10 em 1944. A magnitude infravermelha da estrela foi medida em 1957. Em 1969, um breve clarão na luminosidade de Wolf 359 foi observado, ligando-a à classe de estrelas variáveis conhecidas como estrelas cintilantes .
Propriedades
Wolf 359 tem uma classificação estelar de M6.5, embora várias fontes listem uma classe espectral de M5.5, M6 ou M8. A maioria das estrelas do tipo M são anãs vermelhas : são chamadas de vermelhas porque a emissão de energia da estrela atinge um pico nas partes vermelha e infravermelha do espectro. Wolf 359 tem uma luminosidade muito baixa, emitindo cerca de 0,1% da energia solar . Se fosse movido para a localização do Sol, pareceria dez vezes mais brilhante que a Lua cheia .
Com uma estimativa de 9% da massa do Sol , Wolf 359 está logo acima do limite mínimo no qual uma estrela pode realizar a fusão de hidrogênio por meio da reação em cadeia próton-próton : 8% da massa do Sol. ( Objetos subestelares abaixo desse limite são conhecidos como anãs marrons .) O raio de Wolf 359 é estimado em 16% do raio do Sol , ou cerca de 110.000 km. Para efeito de comparação, o raio equatorial do planeta Júpiter é 71.492 km, que é 65% tão grande quanto o do Wolf 359.
A estrela inteira está passando por convecção , por meio da qual a energia gerada no núcleo é transportada em direção à superfície pelo movimento convectivo do plasma , ao invés da transmissão por radiação . Essa circulação redistribui qualquer acúmulo de hélio gerado pela nucleossíntese estelar no núcleo da estrela. Esse processo permitirá que a estrela permaneça na sequência principal como uma estrela de fusão de hidrogênio proporcionalmente mais tempo do que uma estrela como o Sol, onde o hélio se acumula continuamente no núcleo. Em combinação com uma taxa mais baixa de consumo de hidrogênio devido à sua baixa massa, a convecção permitirá que Wolf 359 permaneça uma estrela da sequência principal por cerca de oito trilhões de anos.
Uma busca desta estrela pelo Telescópio Espacial Hubble não revelou companheiros estelares, mas dois planetas candidatos já foram detectados. Nenhuma emissão infravermelha em excesso foi detectada, o que pode indicar a falta de um disco de detritos em órbita ao seu redor. As medições da velocidade radial desta estrela usando o instrumento Near Infrared Spectrometer (NIRSPEC) no observatório Keck II não revelaram quaisquer variações que poderiam indicar a presença de um companheiro orbitando. Esta instrumentação é sensível o suficiente para detectar as perturbações gravitacionais de companheiros massivos de curto período com a massa de Netuno ou maior.
Atmosfera exterior
A camada externa emissora de luz de uma estrela é conhecida como fotosfera . As estimativas de temperatura da fotosfera de Wolf 359 variam de 2.500 K a 2.900 K, o que é suficientemente frio para que ocorra a química de equilíbrio . Os compostos químicos resultantes sobrevivem o suficiente para serem observados por meio de suas linhas espectrais . Numerosas bandas moleculares aparecem no espectro de Wolf 359, incluindo aquelas de monóxido de carbono (CO), hidreto de ferro (FeH), hidreto de cromo (CrH), água (H 2 O), hidreto de magnésio (MgH), óxido de vanádio (II) (VO), óxido de titânio (II) (TiO) e possivelmente a molécula CaOH. Como não há linhas de lítio no espectro, esse elemento já deve ter sido consumido pela fusão no núcleo. Isso indica que a estrela deve ter pelo menos 100 milhões de anos.
Além da fotosfera, existe uma região nebulosa de alta temperatura conhecida como coroa estelar . Em 2001, Wolf 359 se tornou a primeira estrela além do Sol a ter o espectro de sua coroa observada a partir de um telescópio terrestre. O espectro mostrou linhas de emissão de Fe XIII, que é ferro fortemente ionizado que teve doze de seus elétrons despojados. A força desta linha pode variar ao longo de um período de tempo de várias horas, o que pode ser evidência de aquecimento microflores .
Wolf 359 é classificado como uma estrela flamejante do tipo Ceti UV , que é uma estrela que sofre breves aumentos energéticos em luminosidade devido à atividade magnética na fotosfera. Sua designação de estrela variável é CN Leonis . Wolf 359 tem uma taxa de alargamento relativamente alta. As observações com o Telescópio Espacial Hubble detectaram 32 eventos de erupção em um período de duas horas, com energias de 10 27 ergs (10 20 joules ) e superiores. O campo magnético médio na superfície do Wolf 359 tem uma força de cerca de 2,2 kG (0,22 teslas ), mas isso varia significativamente em escalas de tempo tão curtas quanto seis horas. Em comparação, o campo magnético do Sol tem em média 1 gauss (100 μT ), embora possa subir até 3 kG (0,3 T) em regiões ativas de manchas solares . Durante a atividade de flare, Wolf 359 foi observado emitindo raios X e raios gama .
Movimento
A rotação de uma estrela causa um deslocamento Doppler no espectro. Em média, isso resulta em um alargamento das linhas de absorção em seu espectro, com as linhas aumentando de largura com taxas de rotação mais altas. No entanto, apenas o movimento rotacional na direção do observador pode ser medido por esse meio, de modo que os dados resultantes fornecem um limite inferior na rotação da estrela. Esta velocidade de rotação projetada do equador do Wolf 359 é inferior a 3 km / s, que está abaixo do limite de detecção através do alargamento da linha espectral . Essa baixa taxa de rotação pode ter sido causada pela perda de momento angular por meio de um vento estelar . Normalmente, a escala de tempo para a redução do spin de uma estrela na classe espectral M6 é de aproximadamente 10 bilhões de anos, porque estrelas totalmente convectivas como esta perdem sua rotação mais lentamente do que outras estrelas. No entanto, os modelos evolucionários sugerem que Wolf 359 é uma estrela relativamente jovem com uma idade de menos de um bilhão de anos.
O movimento adequado do Wolf 359 contra o fundo é de 4.696 segundos de arco por ano e está se afastando do Sol a uma velocidade de 19 km / s. Quando traduzido para o sistema de coordenadas galácticas , este movimento corresponde a uma velocidade espacial de (U, V, W) = (−26, −44, −18) km / s . A velocidade espacial de Wolf 359 implica que ele pertence à população de estrelas do disco antigo . Ele segue uma órbita através da Via Láctea que o levará a uma distância de até 20,5 kly (6,3 kpc) e de 28 kly (8,6 kpc) do Centro Galáctico . A órbita galáctica tem uma excentricidade de 0,156, e a estrela pode viajar até 444 anos-luz (136 pc) de distância do plano galáctico . O vizinho estelar mais próximo de Wolf 359 é a anã vermelha Ross 128 a 3,79 ly (1,16 pc ) de distância. Aproximadamente 13.850 anos atrás, o Wolf 359 estava a uma distância mínima de cerca de 7,35 al (2,25 pc) do sol.
Sistema planetário
Em junho de 2019, uma equipe internacional de astrônomos liderados por Mikko Tuomi da Universidade de Hertfordshire , no Reino Unido, enviou um artigo a uma publicação para revisão por pares com os resultados da primeira detecção relatada de dois exoplanetas candidatos orbitando Wolf 359 usando o radial método de velocidade a partir de observações com HARPS no Chile e HIRES no Havaí. A configuração do sistema é semelhante, mas mais extrema do que a da anã vermelha próxima Proxima Centauri , ambos tendo um planeta de baixa massa próximo e um planeta de massa muito mais distante. O planeta interior, Wolf 359 c, recebe cerca de três vezes mais radiação estelar do que a Terra, tornando muito improvável que seja um planeta habitável.
| Companheiro (em ordem da estrela) |
Massa |
Semieixo maior ( AU ) |
Período orbital ( dias ) |
Excentricidade | Inclinação | Raio |
|---|---|---|---|---|---|---|
| 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 |
2.938 ± 436 |
0,04+0,27 −0,04 |
- | - |
Veja também
Referências
links externos
- A Enciclopédia de Astrobiologia, Astronomia e Voo Espacial
- Reiners, Ansgar (maio de 2009). "Jitter de velocidade radial induzida por atividade em um anão M flamejante". Astronomia e Astrofísica . 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). "Trigonometric Parallaxes for 1507 Near 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 . S2CID 18789867 . Mesa com paralaxes .
- Henry, Todd J .; et al. (Novembro de 2004). "A vizinhança solar. X. novas estrelas próximas no céu do sul e estimativas de distância fotométrica precisas para anãs vermelhas". The Astronomical Journal . 128 (5): 2460–2473. arXiv : astro-ph / 0408240 . Bibcode : 2004AJ .... 128.2460H . doi : 10.1086 / 425052 . S2CID 15759789 .