Přeskočit na obsah

Luyten 726-8

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Luyten 726-8
Gliese 65 na snímku přehlídky Digitized Sky Survey
Gliese 65 na snímku přehlídky Digitized Sky Survey
Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000.0)
SouhvězdíVelryba (Cetus)
Rektascenze01h 39m 01,45s[1]
Deklinace−17° 57′ 02,05″[1]
Paralaxa371,92 ± 0,42 mas[2]
Vzdálenost8,770 ± 0,010[2] ly
(2,689 ± 0,003[2] pc)
Zdánlivá hvězdná velikost12,08 ± 0,03[1]
Vlastní pohyb v rektascenzi+3 284,66 ± 0,28 mas/rok[2]
Vlastní pohyb v deklinaci+562,96 ± 0,24 mas/rok[2]
Gliese 65 A
BL Ceti
Rektascenze01h 39m 01,3773s[3]
Deklinace−17° 57′ 02,587″[3]
Zdánlivá hvězdná velikostpřibližně 12,8[4]
Absolutní hvězdná velikostpřibližně 15,7[4]
Barevný index (U-B)+1,10[4]
Barevný index (B-V)+1,87[4]
Gliese 65 B
UV Ceti
Rektascenze01h 39m 01,6377s[5]
Deklinace−17° 57′ 01,001″[5]
Zdánlivá hvězdná velikostpřibližně 12,8[4]
Absolutní hvězdná velikostpřibližně 15,7[4]
Fyzikální charakteristiky
Gliese 65 A
BL Ceti
Typ proměnnostiUV Ceti
Spektrální typM5,5 V[6]
Hmotnost0,122 ± 0,002[7] M☉
Poloměr0,165 ± 0,006[8] R☉
Zářivý výkon (V)0,001 47 ± 0,000 05 (bolometrická)[9] L☉
Povrchová teplota2 784 ± 58[9] K
Stářípřibližně 1–8 miliard let[8]
Rotační perioda0,2430 ± 0,0005 dne[10]
Rychlost rotace28,2 ± 2 km/s[8]
Gliese 65 B
UV Ceti
Typ proměnnostiUV Ceti
Spektrální typM6 V[6]
Hmotnost0,116 ± 0,002[7] M☉
Poloměr0,159 ± 0,006[8] R☉
Zářivý výkon (V)0,001 25 ± 0,000 05 (bolometrická)[9] L☉
Povrchová teplota2 728 ± 60[9] K
Stářípřibližně 1–8 miliard let[8]
Rotační perioda0,2268 ± 0,0003 dne[10]
Rychlost rotace30,6 ± 2 km/s[8]
Systém
Primární hvězdaGliese 65 A
PrůvodceGliese 65 B
Doba oběhu26,38 ± 0,002 roku[7]
Velká poloosa5,459 ± 0,002 AU[7]
Excentricita dráhy0,6172 ± 0,0001[7]
Sklon dráhy128,0 ± 0,1°[7]
Délka vzestupného uzlu325,9 ± 0,1°[7]
Argument šířky pericentra103,2 ± 0,1°[7]
Označení
2MASS2MASS J01390120-1757026
Glieseho katalogGl 65
SynonymaL 726-8, G 272-61, LHS 9 + LHS 10, WDS J01388−1758AB, 2MASS J01390120−1757026, Gaia DR3 5140693571158739840 + 5140693571158946048
Databáze
SIMBADdata (systém)
SIMBADdata (Gliese 65 A)
SIMBADdata (Gliese 65 B)
(V) – měření provedena ve viditelném světle

Luyten 726-8, častěji katalogizovaný jako Gliese 65 nebo GJ 65, je fyzická dvojhvězda v souhvězdí Velryby. Od Slunce je vzdálena 8,77 světelného roku a patří mezi jeho nejbližší hvězdné sousedy.[1] Soustavu tvoří dva velmi podobní červení trpaslíci hlavní posloupnosti: Gliese 65 A neboli BL Ceti a Gliese 65 B neboli UV Ceti. Obě složky jsou eruptivní proměnné hvězdy; UV Ceti je prototypem celé třídy proměnných hvězd tohoto typu.[11][6]

Astrometrie a vzdálenost

[editovat | editovat zdroj]

Katalog Gaia DR3 rozlišuje obě složky jako zdroje Gaia DR3 5140693571158739840 a 5140693571158946048. Jejich katalogové paralaxy činí 367,7119 ± 0,7418 mas pro složku A a 373,8443 ± 0,5009 mas pro složku B.[3][5] Rozdíl mezi hodnotami není skutečným rozdílem vzdáleností hvězd, ale především důsledkem jejich oběžného pohybu a problematického astrometrického řešení těsné dvojhvězdy; obě složky mají v katalogu vysokou hodnotu ukazatele RUWE.[2]

Společné zpracování astrometrie obou složek dává paralaxu soustavy 371,92 ± 0,42 mas. Tomu odpovídá vzdálenost 2,689 ± 0,003 parseku neboli 8,770 ± 0,010 světelného roku.[2] Astrometrická data v plném vydání Gaia DR3 jsou totožná s daty zveřejněnými již v Gaia EDR3.[12]

Soustava má velmi vysoký vlastní pohyb, přibližně 3,33 obloukové vteřiny za rok. Pohyb jednotlivých složek naměřený Gaiou se výrazně liší, protože obsahuje také jejich pohyb kolem společného těžiště. Z rozdílu poloh mezi Gaia DR2 a EDR3 byl pro těžiště odvozen vlastní pohyb +3 284,66 mas za rok v rektascenzi a +562,96 mas za rok v deklinaci.[2]

Hvězdné složky

[editovat | editovat zdroj]

Obě hvězdy jsou velmi chladní a málo hmotní červení trpaslíci. Ve viditelném světle mají v klidovém stavu hvězdnou velikost přibližně 12,8. Pro složku A jsou uváděny barevné indexy B−V = +1,87 a U−B = +1,10.[4] Gliese 65 A má spektrální typ M5,5 V a Gliese 65 B typ M6 V; obě hvězdy se používají jako spektrální standardy příslušných tříd.[6] Nové určení dráhy poskytlo dynamické hmotnosti 0,122±0,002 hmotnosti Slunce pro A a 0,116 ± 0,002 hmotnosti Slunce pro B.[7]

Interferometrická měření určila poloměry složek na 0,165±0,006 a 0,159±0,006 poloměru Slunce. Jsou přibližně o 14 % a 12 % větší, než předpovídají běžné modely pro hvězdy těchto hmotností. Pravděpodobnou příčinou je silná magnetická aktivita, která omezuje přenos energie konvekcí.[8]

Bolometrická zářivost složky A činí přibližně 0,00147 zářivosti Slunce a její efektivní teplota 2 784 K. Pro složku B byly odvozeny hodnoty 0,00125 zářivosti Slunce a 2 728 K.[9] Stáří soustavy není přesně známo. Její pohyb odpovídá starší populaci tenkého disku Mléčné dráhy a připouští široké rozmezí přibližně jedné až osmi miliard let.[8]

Proměnnost a magnetická aktivita

[editovat | editovat zdroj]
Světelná křivka erupce UV Ceti v ultrafialovém záření

BL Ceti i UV Ceti jsou eruptivní proměnné hvězdy. Při erupcích se energie uložená v jejich magnetickém poli náhle uvolňuje a jasnost hvězdy může během sekund až minut prudce vzrůst. Tento jev je výraznější v ultrafialové a modré části spektra než v červeném a infračerveném záření.[13]

Složka B, UV Ceti, se stala prototypem proměnných hvězd typu UV Ceti. Historická pozorování ukázala, že při mimořádně silné erupci může během několika desítek sekund zvýšit jasnost o několik hvězdných velikostí.[11] BL Ceti je rovněž eruptivní hvězdou, její optické erupce však bývají méně nápadné.

Obě složky se otáčejí mimořádně rychle. Rotační perioda A je 0,2430 dne, tedy asi 5,83 hodiny, a perioda B 0,2268 dne, přibližně 5,44 hodiny. Mapování jejich povrchu ukázalo odlišné rozložení hvězdných skvrn, přestože mají téměř stejné hmotnosti a rychlosti rotace.[10]

Oběžná dráha

[editovat | editovat zdroj]

Složky obíhají kolem společného těžiště po výrazně výstředné dráze s periodou 26,38 roku. Velká poloosa relativní dráhy činí 5,459 AU a excentricita 0,6172. Skutečná vzdálenost hvězd se proto mění přibližně od 2,09 AU v periastru do 8,83 AU v apoastru.[7]

Přesná znalost dráhy umožňuje určit hmotnosti obou hvězd přímo z jejich pohybu, nikoli pouze z modelových vztahů mezi hmotností a zářivostí. Měření přístrojem GRAVITY na interferometru Very Large Telescope dosáhla přesnosti přibližně 50–60 mikroobloukových vteřin na jednu pozorovací epochu.[7]

Kandidát na planetu

[editovat | editovat zdroj]

V roce 2024 oznámil tým přístroje GRAVITY astrometrický signál odpovídající možnému planetárnímu průvodci. Kandidát obíhá jednu ze složek soustavy, ale dosavadní měření neurčila, zda jde o hvězdu A, nebo B. Oběžná doba činí 156 ± 1 den.[7]

Pokud kandidát obíhá složku A, vychází jeho hmotnost na 39±7 hmotností Země a velká poloosa dráhy na 0,283±0,002 AU. Pro dráhu kolem složky B odpovídají hodnoty 36±6 hmotností Země a 0,274 ± 0,002 AU. Jde tedy o objekt s hmotností větší než Neptun, avšak podstatně menší než Jupiter. Autoři objevové studie označili signál za kandidáta, jehož parametry mají ověřit další pozorování; nejde proto o potvrzenou exoplanetu.[7]

Objev a označení

[editovat | editovat zdroj]

Soustavu zaznamenal v roce 1948 nizozemsko-americký astronom Willem Luyten při hledání hvězd s vysokým vlastním pohybem; objev zveřejnil následujícího roku. Naměřil pohyb přibližně 3,37 obloukové vteřiny za rok a objekt zařadil do svého katalogu jako Luyten 726-8.[14]

Označení Gliese 65 pochází z Glieseho katalogu blízkých hvězd. Názvy BL Ceti a UV Ceti jsou označení proměnných hvězd; zkratka Cet označuje souhvězdí Velryby. Jméno UV Ceti se později začalo používat také pro celou třídu eruptivních proměnných hvězd podobných této složce.

Reference

[editovat | editovat zdroj]
  1. 1 2 3 4 GJ 65 [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-02]. Dostupné online. (anglicky)
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 KERVELLA, Pierre; ARENOU, Frédéric; THÉVENIN, Frédéric. Stellar and substellar companions from Gaia EDR3: Proper-motion anomaly and resolved common proper-motion pairs. Astronomy & Astrophysics. 2022, roč. 657, s. A7. doi:10.1051/0004-6361/202142146. Bibcode 2022A&A...657A...7K. arXiv 2109.10912. (anglicky)
  3. 1 2 3 GJ 65 A [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-02]. Dostupné online. (anglicky)
  4. 1 2 3 4 5 6 7 HOUDEBINE, Éric R.; MULLAN, D. J., et al. The Mass-Activity Relationships in M and K Dwarfs. I. Stellar Parameters of Our Sample of M and K Dwarfs. The Astronomical Journal. 2019, roč. 158, čís. 2, s. 56. doi:10.3847/1538-3881/ab23fe. Bibcode 2019AJ....158...56H. arXiv 1905.07921. (anglicky)
  5. 1 2 3 GJ 65 B [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-02]. Dostupné online. (anglicky)
  6. 1 2 3 4 KIRKPATRICK, J. Davy; HENRY, Todd J.; MCCARTHY, Donald W. Jr. A standard stellar spectral sequence in the red/near-infrared: Classes K5 to M9. The Astrophysical Journal Supplement Series. 1991, roč. 77, s. 417–440. doi:10.1086/191611. Bibcode 1991ApJS...77..417K. (anglicky)
  7. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 GRAVITY Collaboration. Astrometric detection of a Neptune-mass candidate planet in the nearest M-dwarf binary system GJ 65 with VLTI/GRAVITY. Astronomy & Astrophysics. 2024, roč. 685, s. L9. doi:10.1051/0004-6361/202449547. Bibcode 2024A&A...685L...9G. arXiv 2404.08746. (anglicky)
  8. 1 2 3 4 5 6 7 8 KERVELLA, Pierre; MÉRAND, Antoine; LEDOUX, Cédric, et al. The red dwarf pair GJ 65 AB: Inflated, spinning twins of Proxima. Astronomy & Astrophysics. 2016, roč. 593, s. A127. doi:10.1051/0004-6361/201628631. Bibcode 2016A&A...593A.127K. arXiv 1607.04351. (anglicky)
  9. 1 2 3 4 5 MACDONALD, James; MULLAN, Dermott J. The Magnetic Binary GJ 65: A Test of Magnetic Diffusivity Effects. The Astrophysical Journal. 2018, roč. 860, čís. 1, s. 15. doi:10.3847/1538-4357/aac2c0. Bibcode 2018ApJ...860...15M. arXiv 1711.09434. (anglicky)
  10. 1 2 3 BARNES, J. R.; JEFFERS, S. V.; HASWELL, C. A., et al. Surprisingly different star-spot distributions on the near equal-mass equal-rotation-rate stars in the M dwarf binary GJ 65 AB. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2017, roč. 471, čís. 1, s. 811–823. doi:10.1093/mnras/stx1482. Bibcode 2017MNRAS.471..811B. arXiv 1706.03979. (anglicky)
  11. 1 2 JOY, Alfred H.; HUMASON, Milton L. Observations of the Faint Dwarf Star L 726-8. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1949, roč. 61, čís. 360, s. 133–134. doi:10.1086/126150. Bibcode 1949PASP...61..133J. (anglicky)
  12. ↑ VALLENARI, A., et al. Gaia Data Release 3: Summary of the content and survey properties. Astronomy & Astrophysics. 2023, roč. 674, s. A1. doi:10.1051/0004-6361/202243940. Bibcode 2023A&A...674A...1G. arXiv 2208.00211. (anglicky)
  13. ↑ UV Ceti and the Flare Stars [online]. American Association of Variable Star Observers [cit. 2026-08-02]. Dostupné online. (anglicky)
  14. ↑ LUYTEN, Willem J. New stars with proper motions exceeding 0.5″ annually. The Astronomical Journal. 1949, roč. 55, s. 15–21. doi:10.1086/106322. Bibcode 1949AJ.....55...15L. (anglicky)

Externí odkazy

[editovat | editovat zdroj]

Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Luyten_726-8&oldid=26104188“