Wolf 359

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Wolf 359
Souhvězdí Lva s hvězdou Wolf 359
Astrometrická data
Ekvinokcium J2000.0
Souhvězdí Lev (Leo)
Rektascenze 10h 56m 28,99s[1]
Deklinace -51°50΄3΄΄

[1]

Paralaxa 419,10±2,10[2]
Vzdálenost 7,78±0,04 ly
(2,39±0,01 pc)
Barevný index (U-B) +1,165[3]
Barevný index (B-V) +2,034[3]
Zdánlivá hvězdná velikost (V) +16,65m
Absolutní hvězdná velikost (V) +13,54m


Fyzikální charakteristiky
Typ proměnnosti UV Ceti[4]
Spektrální typ M6,5Ve[1]
Hmotnost 0,09[5] M
Poloměr 0,16[6] R
Zářivý výkon (V) 0,0009[7] až 0,0011[8] L
Povrchová teplota 2800±100[8] K
Stáří (1–3.5)×108 let[8]


Další označení
Glieseho katalog Gl 406
Synonyma CN Leonis, CN Leo

Wolf 359 je 7,8 světelných let od Sluneční soustavy vzdálený červený trpaslíksouhvězdí Lva, nachází se poblíž ekliptiky. Je po hvězdách soustavy alfa Centauri a Barnardově šipce Slunci nejbližší hvězdou. Hvězda má zdánlivou hvězdnou velikost 13,5 mag a k jejímu pozorování je nutný středně velký amatérský dalekohled o průměru objektivu 20 cm. Hvězda se nachází 1,4 stupně severozápadně od hvězdy 59 Leo.

Wolf 359 je jednou z nejméně svítivých a hmotných známých hvězd. Teplota její fotosféry je pouze 2 800 Kelvinů, což je dostatečně nízká teplota, aby mohly existovat chemické látky ve formě sloučenin. Absorpční čáry sloučenin, jako je voda a oxidy titanu,[9] již byly pozorovány. Povrch hvězdy má magnetické pole, které je silnější, než je magnetické pole na Slunci. V důsledku magnetické aktivity je Wolf 359 eruptivní proměnnou hvězdou, která může náhle změnit svítivost během několika minut. Tyto erupce emitují silné záblesky rentgenového a gama záření, které byly pozorovány kosmickými dalekohledy. Wolf 359 je relativně mladá hvězda o stáří méně než jedné miliardy let. Na oběžné draze kolem hvězdy nebyli zjištěni žádní průvodci.

Historie pozorování[editovat | editovat zdroj]

Wolf 359 je oranžová hvězda nad středem této astrofotografie

Wolf 359 na počátku 20. století upoutal pozornost astronomů svým rychlým pohybem po obloze, který je v astronomii označován jako vlastní pohyb hvězdy.[10] Vysoká rychlost vlastního pohybu hvězdy značí, že se musí nacházet v blízkosti Sluneční soustavy, vzdálenější hvězdy by musely mít velkou skutečnou rychlost pohybu, aby na obloze urazily stejnou úhlovou vzdálenost. Pohyb hvězdy Wolf 359 byla poprvé změřen v roce 1917 německým astronomem Maxem Wolfem, pomocí astrofotografie. V roce 1919 vydal katalog, který obsahoval přes tisíc hvězd s velkým vlastním pohybem.[10] Tato hvězda byla v katalogu označena pořadovým číslem 359, a od této doby se značí jménem Wolf 359.[11]

Poprvé byla změřena paralaxa u hvězdy Wolf 359 v roce 1928 na observatoři Mount Wilson, její hodnota byla 0,409±0,009 parcsec.[12] Z ní mohla být vypočtena její vzdálenost. Až do roku 1944 byla nejmenší a nejméně svítivou známou hvězdou, poté ji nahradila hvězda VB 10.[12][13] Infračervená magnituda hvězdy byla poprvé změřena v roce 1957.[14] V roce 1969 bylo pozorováno krátkodobé zjasnění hvězdy, od té doby se řadí mezi eruptivní proměnné hvězdy.[15]

Fyzikální vlastnosti[editovat | editovat zdroj]

Wolf 359 má spektrální třídu M6.5,[16] jiné zdroje udávají spektrální třídy M5.5,[17] M6[5] nebo M8.[18] Hvězdy spektrální třídy M jsou známé jako červení trpaslíci, protože emise záření je největší v červené a infračervené oblasti spektra.[19] Wolf 359 má velmi nízkou svítivost, hvězda vyzařuje pouze asi 0,1 procent energie Slunce.[7][8] Pokud by byla hvězda na místě Slunce, byla by pouze desetkrát jasnější než Měsícúplňku.[20]

Hvězda má odhadem 9 procent hmotnosti Slunce,[5] a tak je těsně nad nejnižší mezí umožňující vodíkovou fúzi prostřednictvím proton-protonového cyklu: 8 procent hmotnosti Slunce.[21] Objekty pod touto hranicí jsou již hnědými trpaslíky. Poloměr Wolf 359 je odhadem 16 procent poloměru Slunce, přibližně 110 000 km.[22] Pro srovnání, rovníkový poloměr planety Jupiter je 71 492 km, má 65 procent poloměru hvězdy Wolf 359.[23]

Celou hvězdou prochází konvekce, kdy se energie z jádra přenáší k povrchu spíše konvektivním pohybem plazmy, než prostřednictvím záření. Toto přerozděluje hromadění hélia, které je tvořeno hvězdnou nukleosyntézou v jádru hvězdy.[24] To umožňuje hvězdě zůstat na hlavní posloupnosti mnohem delší dobu než hvězdám, které helium neustále hromadí v jádru. V kombinaci s nižší mírou spotřeby vodíku díky nízké hmotnosti hvězdy, konvektivní proudění umožní hvězdě Wolf 359 zůstat na hlavní posloupnosti 8 biliónů let.[25]

Pozorování hvězdy z Hubblova kosmického dalekohledu neodhalilo žádné její průvodce, i když není vyloučena přítomnost menších planet, které se nachází pod detekčním limitem dalekohledu, například planety, obíhající do vzdálenosti jedné astronomické jednotky okolo hvězdy.[26] Žádný přebytek infračerveného záření nebyl u hvězdy pozorován, což naznačuje že hvězda má velice slabý Kuiperův pás, zbytek materiálu po jejím vzniku.[27][28]

Fotosféra[editovat | editovat zdroj]

Obraz hvězdy Wolf 359 vygenerovaný počítačovým planetáriem Celestia

Vnější atmosféra hvězdy je známá jako fotosféra. Odhad teploty fotosféry hvězdy Wolf 359 se pohybuje v rozsahu mezi 2500 až 2900 Kelvinů,[29] takže je dostatečně chladná, aby v ní mohly existovat v chemické rovnováze chemické sloučeniny, které se dají detekovat pomocí spektrálních čar.[30] Ve spektru hvězdy bylo objeveno více druhů molekul, např. oxidu uhelnatého (CO),[31] hydridu železa (FeH), hydridu chromu (CrH), vody (H2O), hydridu hořčíku (MgH), oxidu vanadnatého (VO),[8] oxidu titanatého (TiO)[9] a molekuly CaOH.[32] Protože se nenašly žádné čáry lithia ve spektru, musí být tento prvek již spotřebován termojadernou fúzí v jádru hvězdy. To znamená, že hvězda musí mít stáří minimálně 100 milionů let.[8]

Nad fotosférou se nachází koróna o velmi vysoké teplotě. V roce 2001 se Wolf 359 se stal první hvězdou kromě Slunce, u které bylo pozorováno spektrum koróny dalekohledy ze Země. Spektrum ukázalo emisní čáry těžkých iontů Fe XIII, které bylo zbaveno dvanácti elektronů.[9] a molekuly CaOH.[33] Linie mohou měnit svoji intenzitu během několika hodin, což může být důkazem minierupcí na hvězdě.[8]

Wolf 359 je eruptivní proměnná hvězda typu UV Ceti.[4] Hvězdy typu UV Ceti krátkodobě zvyšují svoji svítivost, díky vysoké magnetické aktivitě své fotosféry. Na Wolf 359 probíhají relativně často erupce. Pozorování pomocí Hubblova vesmírného dalekohledu zjistila 32 erupcí během dvou hodin, s energií 1027 ergů (1020 joulů) a vyšší.[18] Síla magnetického pole na povrchu hvězdy Wolf 359 je asi 2,2 kG (0,22 Tesla), a mění se v intervalu kratším než šest hodin.[17] Ve srovnání magnetické pole Slunce má v průměru 1 gauss (100 μT), ačkoli může vzrůst až na 3 kG (0,3 T) v oblasti slunečních skvrn.[34] Během erupcí byly u Wolf 359 pozorovány emise rentgenového a gama záření.[35][36]

Pohyb hvězdy[editovat | editovat zdroj]

Rotace hvězdy způsobuje díky Dopplerovu jevu posun jejích spektrálních čar. Následkem je rozšíření absorpčních čar ve spektru, a jsou tím výraznější, čím hvězda rychleji rotuje. Rotační pohyb ve směru k pozorovateli se dá měřit tímto způsobem, takže výsledný údaj je spodní rychlostí rotace hvězdy. Předpokládaná rotační rychlost Wolf 359 je na rovníku nižší než 3 km/s, což je pod možností detekce pomocí spektrálních čar.[37] Nízká rychlost rotace může být způsobena ztrátou momentu hybnosti prostřednictvím hvězdného větru. Stáří typické hvězdy spektrální třídy M6 s touto rychlostí rotace je zhruba 10 miliard let, protože plně konvektivní hvězdy ztrácejí rychlost rotace pomaleji než ostatní hvězdy.[38] Evoluční modely však naznačují, že Wolf 359 je relativně mladá hvězda s věkem méně než miliarda let.[8] Vlastní pohyb hvězdy této hvězdy po obloze je 4,696 úhlových vteřin za rok, a vzdaluje se od Slunce rychlostí 19 km/s.[5][37] Když toto převedeme do galaktického souřadnicového systému, vyjde prostorová rychlost hvězdy (U, V, W) = (-26, -44, -18) km/s.[39] Prostorová rychlost této hvězdy znamená, že patří k populaci starých hvězd v disku Mléčné dráhy. Je na oběžné dráze kolem jádra Mléčné dráhy, nejblíže jádru bude 20 500 světelných let, nejdále 28 000 světelných let od jádra galaxie. Galaktická oběžná dráha má excentricitu 0,156, a hvězda se může vzdálit až 444 světelných let od roviny galaxie.[40] Nejbližší hvězdný soused Wolf 359 je červený trpaslík Ross 128, nacházející se ve vzdálenosti 3,79 světelných let.[41] Přibližně před 13 850 lety měla Wolf 359 minimální vzdálenost od Slunce asi 7,35 světelných let.[42]

Science fiction[editovat | editovat zdroj]

Hvězda hraje roli ve Star Treku. U hvězdy je v roce 2367 svedena bitva mezi Federací a Borgy pod vedením Locuta. Bojovalo tam 40 lodí federace proti jedné borgské krychli. 39 lodí Federace bylo zničeno, zemřelo 11 000 lidí, borgská krychle pokračovala bez většího poškození k Zemi. Mezi přeživší z tohoto boje patří Benjamin Sisko, pozdější velitel stanice Deep Space Nine.[43]

Wolf 359 se jmenuje díl amerického seriálu Krajní meze z roku 1963, kde vysokoškolský profesor obnoví původní prostředí planety, aby mohl studovat její zrychlenou evoluci.[44]

Odkazy[editovat | editovat zdroj]

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Wolf 359 na anglické Wikipedii.

  1. a b c V* CN Leo -- Flare Star [online]. [cit. 2010-11-14]. Dostupné online. (anglicky) 
  2. HENRY, Todd J. The Solar Neighborhood. X. New Nearby Stars in the Southern Sky and Accurate Photometric Distance Estimates for Red Dwarfs [online]. The Astronomical Journal, 1983, [cit. 2010-11-28]. S. 2460 až 2473. Dostupné online. DOI:10.1086/425052 (anglicky) 
  3. a b LANDOLT, Arlo U; DE ROBERTIS, M. M.. UBVRI Photometric Standard Stars Around the Celestial Equator: Updates and Additions [online]. The Astronomical Journal, květen 2009, [cit. 2010-11-28]. S. 4186 až 4269. Dostupné online. DOI:10.1088/0004-6256/137/5/4186 (anglicky) 
  4. a b GERSHBERG, R. E; SHAKHOVSKAIA, N. I. Characteristics of activity energetics of he UV Cet-type flare stars [online]. Astrophysics and Space Science, 1983, [cit. 2010-11-28]. S. 235 až 253. Dostupné online. DOI:10.1007/BF00653631 (anglicky) 
  5. a b c d STAFF. List of the Nearest 100 Stellar Systems [online]. Research Consortium on Nearby Stars, [cit. 2010-11-28]. Dostupné online. (anglicky) 
  6. DOYLE, J. G; BUTLER, C. J.. Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars [online]. Astronomy and Astrophysics, 1990, [cit. 2010-11-28]. S. 335 až 339. Dostupné online. (anglicky) 
  7. a b WEST, Frederick R. Letter to the Editor: The Corona of CN Leonis (Gliese 406) and its Possible Detection at Radio Frequencies [online]. The Journal of the American Association of Variable Star Observers, 1990, [cit. 2010-11-28]. S. 140 až 150. Dostupné online. (anglicky) 
  8. a b c d e f g h PAVLENKO, Ya. V. Spectral energy distribution for GJ406 [online]. Astronomy and Astrophysics, 1990, [cit. 2010-11-28]. S. 709 až 717. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20052979 (anglicky) 
  9. a b c MCLEAN, Ian S. The NIRSPEC Brown Dwarf Spectroscopic Survey. I. Low-Resolution Near-Infrared Spectra [online]. The Astrophysical Journal, říjen 2003, [cit. 2010-11-30]. S. 581 až 586. Dostupné online. DOI:10.1086/37763 (anglicky) 
  10. a b WOLF, Max. Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen [online]. Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg, 1919, [cit. 2010-11-28]. S. 195 až 219. Dostupné online. (anglicky) 
  11. WOLF, Max. Eigenbewegungssterne [online]. Astronomische Nachrichten, červen 1917, [cit. 2010-11-28]. S. 345. Dostupné online. (anglicky) 
  12. a b VAN MAANEN, Adriaan. The Photographic Determination of Stellar Parallaxes with the 60- and 100-INCH Reflectors. Fifteenth Series [online]. Contributions from the Mount Wilson Observatory, 1928, [cit. 2010-11-28]. S. 1 až 27. Dostupné online. (anglicky) 
  13. VAN BIESBROECK, G. The star of lowest known luminosity [online]. The Astronomical Journal, srpen 1944, [cit. 2010-11-28]. S. 61 až 62. Dostupné online. DOI:10.1086/105801 (anglicky) 
  14. KRON, G. E. Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes [online]. Astronomical Journal, 1957, [cit. 2010-11-28]. S. 205 až 220. Dostupné online. DOI:10.1086/107521 (anglicky) 
  15. GREENSTEIN, Jesse L. The Faint End of the Main Sequence [online]. Astronomical Journal, srpen 1970, [cit. 2010-11-28]. S. 519. Dostupné online. DOI:10.1086/150556 (anglicky) 
  16. MUKAI ET AL., K. Spectroscopy of faint, high latitude cataclysmic variable candidates [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, srpen 1990, [cit. 2010-11-28]. S. 385 až 391. Dostupné online. DOI:10.1086/425052 (anglicky) 
  17. a b REINERS, A. Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis [online]. Astronomy and Astrophysics, srpen 1990, [cit. 2010-11-28]. S. L13 až L16. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20077095 (anglicky) 
  18. a b ROBINSON, R. D. A Search for Microflaring Activity on dMe Flare Stars. I. Observations of the dM8e Star CN Leonis [online]. Astrophysical Journal, srpen 1990, [cit. 2010-11-28]. S. 795 až 805. Dostupné online. DOI:10.1086/176266 (anglicky) 
  19. JONES, Lauren V. Stars and Galaxies. 1. vyd. Santa Barbara, CA : Greenwood, prosinec 2009. ISBN 0313340757. S. 50.  
  20. BORGIA, Michael P. Human Vision and The Night Sky: How to Improve Your Observing Skills (Patrick Moore's Practical Astronomy Series). 1. vyd. [s.l.] : Springer, 2006. ISBN 0387307761. S. 208.  
  21. DANTONA MAZZITELLI, I., F; MAZZITELLI, I. Evolution of very low mass stars and brown dwarfs. I - The minimum main-sequence mass and luminosity [online]. Astrophysical Journal, září 1985, [cit. 2010-11-28]. S. 502 až 513. Dostupné online. DOI:10.1086/163470 (anglicky) 
  22. BROWN, T. M; CHRISTENSEN-DALSGAARD, J. Accurate Determination of the Solar Photospheric Radius [online]. Astrophysical Journal Letters, 1998, [cit. 2010-11-28]. S. L295. Dostupné online. DOI:10.1086/311416 (anglicky) 
  23. HARVEY, Samantha. Jupiter: Facts & Figures". Solar System Exploration [online]. NASA, březen 2010, [cit. 2010-11-28]. Dostupné online. (anglicky) 
  24. MCCOOK, G. P; JEWELL, E. R. Fully Convective M Dwarfs [online]. Villanova University, 1995, [cit. 2010-11-29]. Dostupné online. (anglicky) 
  25. ADAMS, Fred C.. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence [online]. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, prosinec 2004, [cit. 2010-11-29]. S. 46 až 49. Dostupné online. (anglicky) 
  26. SCHROEDER, Daniel J. A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 [online]. The Astronomical Journal, 2000, [cit. 2010-11-29]. S. 906 až 922. Dostupné online. (anglicky) 
  27. GAUTIER, T. N. Far Infrared Properties of M Dwarfs [online]. The Astronomical Journal, 2007, [cit. 2010-11-29]. S. 527. Dostupné online. DOI:10.1086/520667 (anglicky) 
  28. LESTRADE, J.-F. Search for cold debris disks around M-dwarfs [online]. Astronomy and Astrophysics, 2000, [cit. 2010-11-29]. S. 1455 až 1467. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361/200912306 (anglicky) 
  29. CASAGRANDE, Luca. M dwarfs: effective temperatures, radii and metallicities [online]. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, září 2008, [cit. 2010-11-30]. S. 585 až 607. Dostupné online. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x (anglicky) 
  30. VERSCHUUR, Gerrit L. Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discover. 1. vyd. [s.l.] : Springer, 2003. ISBN 0387406069. S. 253 až 254.  
  31. PAVLENKO, Y. V, Y. V; JONES, H. R. A. Carbon monoxide bands in M dwarfs [online]. Astronomy and Astrophysics, prosinec 2002, [cit. 2010-11-30]. S. 967 až 975. Dostupné online. DOI:10.1051/0004-6361:20021454 (anglicky) 
  32. PESCH, Peter. CaOH, a New Triatomic Molecule in Stellar Atmospheres [online]. Astrophysical Journal, červen 1972, [cit. 2010-11-30]. S. L155. Dostupné online. DOI:10.1086/180970 (anglicky) 
  33. SCHMITT, J. H. M. M; WICHMANN, R. Ground-based observation of emission lines from the corona of a red-dwarf star [online]. Nature, červen 1972, [cit. 2010-12-01]. S. 508 až 510. Dostupné online. DOI:10.1038/35087513 (anglicky) 
  34. STAFF. Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity [online]. National Optical Astronomy Observatory, leden 2007, [cit. 2010-12-01]. Dostupné online. (anglicky) 
  35. CWIOK ET AL., M. Search for Optical Counterparts of Gamma Ray Burst [online]. Acta Physica Polonica B, březen 2006, [cit. 2010-12-01]. S. 919. Dostupné online. DOI:10.1038/35087513 (anglicky) 
  36. SCHMITT, J.H.M.M. The X-Ray View of the Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood [online]. Astrophysical Journal, leden 2007, [cit. 2010-12-01]. S. 392 až 400. Dostupné online. DOI:10.1086/176149 (anglicky) 
  37. a b MOHANTY, Subhanjoy; GIBOR, Barsi. Rotation and Activity in Mid-M to L Field Dwarfs [online]. The Astrophysical Journal, 2003, [cit. 2010-12-01]. S. 451 až 472. Dostupné online. DOI:10.1086/345097 (anglicky) 
  38. RÖSER, Siegfried. Reviews in Modern Astronomy, Cosmic Matter. 1. vyd. [s.l.] : Wiley-VCH, 2008. ISBN 3527408207. S. 57.  
  39. GLIESE, W. Catalogue of Nearby Stars [online]. Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg, 1969, [cit. 2010-12-01]. Dostupné online. (německy) 
  40. ALLEN, C; HERRERA, M.A. The galactic orbits of nearby UV Ceti stars [online]. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, 1998, [cit. 2010-12-01]. S. 37 až 46. Dostupné online. (anglicky) 
  41. Wolf 359 [online]. Sol Company, [cit. 2010-12-02]. Dostupné online. (anglicky) 
  42. Annotations on V* CN Leo object [online]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, [cit. 2010-12-02]. Dostupné online. (anglicky) 
  43. Bitva u Wolf 359 [online]. Encyklopedie Star Treku, [cit. 2010-12-02]. Dostupné online. (česky) 
  44. The Outer Limits (1963), Wolf 359 [online]. CBS Interactive Inc., [cit. 2010-12-02]. Dostupné online. (česky) 

Související články[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]

10h56m28,99s; +07°00′52,0″