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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | おおぐま座 |
| 赤経 | 11時間3分20.19482秒[1] |
| 偏角 | +35° 58′ 11.5762″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 7.520 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | M2V [3] |
| 見かけの等級 （B） | 8.960 ± 0.007 [2] |
| 見かけの等級 （V） | 7.520 ± 0.009 [2] |
| 見かけの等級 （R） | ~6.6 [3] |
| 見かけの等級 （I） | ~5.8 [3] |
| 見かけの等級 （J） | 4.203 ±0.242 [3] |
| 見かけの等級 （H） | 3.640 ±0.202 [3] |
| 見かけの等級 （K） | 3.254 ±0.306 [3] |
| U−B色指数 | +1.074 [2] |
| B−V色指数 | +1.444 [2] |
| 変数型 | によって[4] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −85.11 ± 0.13 [1] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −580.057 マス/年[1] 12 月: −4776.589 マス/年[1] |
| 視差（π） | 392.7529 ± 0.0321 マス[1] |
| 距離 | 8.3044 ± 0.0007 光年 (2.5461 ± 0.0002 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 10.48 [5] |
| 詳細 | |
| 質量 | 0.389 ± 0.008 [ 6] M☉ |
| 半径 | 0.392 ± 0.004 [6 ] R☉ |
| 光度（ボロメトリック） | 0.02194 ± 0.00021 [6 ] L☉ |
| 明るさ（視覚、L V） | 0.0055 [注 1] L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.895+0.008 −0.010[7] CG |
| 温度 | 3,547 ± 18 [6] K |
| 金属度[Fe/H] | −0.3621+0.0872 −0.0687[7] デックス |
| 回転 | 56.15 ± 0.27日[8] |
| 年 | 8.047+3.958 −4.523[7] ギア |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
| 太陽系外惑星アーカイブ | データ |
| アリンス | データ |
ラランド21185（別名BD+36 2147、グリーゼ411、HD 95735 [3] ）は、おおぐま座の南に位置する恒星である。北半球で最も明るい赤色矮星とされる。 [注 2] [9] [10]それにもかかわらず、比較的近いにもかかわらず、（他の赤色矮星と同様に）非常に暗く、可視光では7.5等級しかなく、肉眼では見ることができないほど暗い。この恒星は小型の望遠鏡や双眼鏡で見ることができる。[11]
8.304光年（2.546パーセク）[1]離れており、太陽系に最も近い恒星の1つです。これより近い恒星は、アルファケンタウリ系、バーナード星、ウォルフ359、褐色矮星の ルーマン16とWISE 0855−0714のみです。[12]近いため、天文学的な調査やその他の研究の対象となることが多く、さまざまな別名で知られていますが、最も一般的なのはグリーゼ411とHD 95735です。約19,900年後には、太陽から最も近くなり、約4.65光年（ 1.43パーセク）になり、現在の距離の半分強になります。[13] [14]
ラランド 21185 には 2 つの既知の太陽系外惑星と 1 つの候補となる太陽系外惑星があり、太陽系に 3 番目に近い確認済みの惑星系となっています。
歴史
ラランド21185の天体座標は、1801年にパリ天文台のフランス人天文学者ジェローム・ラランドによって星表Histoire céleste françaiseで初めて発表されました。この星を含む観測された星の大部分のカタログの通し番号は、フランシス・ベイリーによって1847年版で導入されました。[15] [16]今日、この星は、ラランドカタログ番号でよく呼ばれる数少ない星の1つです。[17]
1857年5月、フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーは、この星の固有運動の速さを発見した。この星は「アルゲランダーの2番目の星」と呼ばれることもあった。[18] [19] [20]（「最初のアルゲランダーの星」はグルームブリッジ1830で、この星の固有運動の速さはアルゲランダーによって1842年に発見されていた）。
フリードリヒ・アウグスト・テオドール・ヴィンネケは、 1857年から1858年にかけて、この星の視差が0.511秒角であることを初めて測定し、これによってラランド21185が、アルファ・ケンタウリ系に次いで太陽に2番目に近い既知の恒星であると初めて特定したと報告されている。[19]それ以来、より正確な測定によってこの恒星はより遠い位置にあるとされるようになったが、20世紀初頭に2つの暗い赤色矮星、ウルフ359とバーナード星が天体写真によって発見されるまで、この恒星は2番目に近い既知の恒星系であり続けた 。[21]
プロパティ
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ラランド 21185 は典型的なM 型 主系列星 (赤色矮星) で、質量と半径は太陽の約 39% である。また、表面温度は 3,550 K で、太陽よりはるかに低温である。明るさは太陽のわずか 2.2% で[6]、絶対等級は 10.48 と本質的に暗く、エネルギーのほとんどを赤外線で放射している。 [ 5]水素とヘリウム以外の元素の割合は、太陽と比較した星の鉄と水素の比率に基づいて推定される。この比率の対数は -0.20 であり、鉄の割合が約 10 -0.20、つまり太陽の 63% であることを示す。この比較的コンパクトな星の表面重力は、地球表面の重力 (log g = 4.8 cgs) の約 65 倍で[23] 、太陽の表面重力の 2 倍以上である 。
ラランド 21185 は、変光星総合カタログではBY ドラコニス型変光星として記載されています。変光星の名称は NSV 18593 です。[4] SIMBADを含むいくつかの星カタログでも、この星はフレア星として分類されています。この結論は、これらのカタログで使用されている主要な参考文献では支持されていません。この参考文献で行われた観測によると、この星は他の変光星に比べてかなり静かです。[24]
ラランド21185はX線を放射しており、X線フレアが観測されている。[25] [22]
惑星系
マウナケア山のケック天文台のHIRESシステムから2017年に発表されたデータは、公転周期がわずか9.8693±0.0016日で、少なくとも3.8 M Eである近距離惑星の存在を裏付けている。[26] SOPHIEエシェル分光器 によるさらなる視線速度研究と元の信号のレビューにより、9.9日の周期は検出できないことが判明し、代わりに両方のデータセットを使用して、12.95日または1.08日の周期で恒星を周回する太陽系外惑星が提案されたが、1日周期の太陽系外惑星はシステム内でまれである限り、12.95日の可能性が高い。これにより、惑星の最小質量は2.99地球質量になる。離心率の高い軌道内のすべての点で恒星に近すぎるため、居住可能領域に入るには高温すぎる。[27] 12日周期の軌道を回る惑星の提案は、 2020年にCARMENES （近赤外線および光学エシェル分光器によるM型矮星の高解像度探索）プロジェクトによって確認されました。 [8]
より遠い軌道を持つ2番目の惑星は、当初SOPHIEによって発見されましたが、ベースラインが数年にわたる信号を確認するには十分ではありませんでした。信号は2021年に少なくとも質量を持つ惑星であることが確認されました。 18.0+2.9
−2.6 M 🜨 [28] の下限推定値は後に14.2 ± 1.8 M 🜨 . [7]
3番目の惑星であるグリーゼ411dは、グリーゼ411bとグリーゼ411cの間を215日周期で周回していると考えられています。[7]
この恒星のハビタブルゾーンは、地球のような惑星で液体の水が存在する可能性のある場所として定義され、半径0.11〜0.24 AU（1 AUは地球から太陽までの平均距離）にあります。[29]惑星bの平衡温度は370.1です。+5.8
−6.8 K。他の既知の惑星もHZ境界の外側にありますが、この系のこの領域には未検出の低質量惑星も周回している可能性があります。[8]
過去の惑星の主張
オランダの天文学者ピーター・ファン・デ・カンプは1945年に、ラランド21185には0.06 M ☉（約60 M J）の「目に見えない伴星」があると記した。[30] 1951年にファン・デ・カンプと彼の学生サラ・リピンコットは、スワースモア大学のスプロール天文台の24インチ（610 mm）屈折望遠鏡で撮影した写真乾板を使用して、惑星系の天文測定学的検出を主張した。[31] 1960年の夏、サラ・リピンコットは1951年の主張を変更し、惑星の質量は0.01 M ☉（つまり10 M J）、公転周期は8年、離心率は0.3、軌道長半径[注3]は1.5であるとした。 0.083 AU。[32]彼女は、同じ望遠鏡で撮影されたオリジナルの写真乾板と新しい乾板を使用しました。[33] この天文台で同時に撮影された写真乾板は、バーナード星に惑星系があるという誤った主張にヴァン・デ・カンプによって使用されました。スプロール24インチ屈折望遠鏡で作成され、これらの研究やその他の研究に使用された乾板は、1973年に欠陥があることが判明しました。[34]翌年、アレゲニー天文台のジョージ・ゲートウッドによる天体測定でも欠陥があることが判明しました。[35]
1996年、ゲイトウッドはAASの会議[36]と一般紙[37]で、天文測量法によってこの系に複数の惑星が発見されたことを大々的に発表した。最初の報告は、長年にわたる恒星の位置に関する非常に繊細な分析に基づいており、1つまたは複数の伴星による反射軌道運動を示唆していた。ゲイトウッドは、そのような伴星は通常、赤色矮星自体から0.8秒角以上離れたところに現れると主張した。しかし、ゲイトウッドが数年前に発表した論文[38]や、その後のコロナグラフや多重フィルター技術を使用して恒星からの散乱光の問題を軽減した他の人による探索では、そのような伴星は確実に特定されなかったため[39]、彼の主張は未確認のままであり、現在では疑問視されている。
1980年代以前は、赤色矮星の視線速度の測定はそれほど正確でも一貫性もなかったため、見かけの明るさと伴星がないことなどから、この星は他の11個の類似の赤色矮星とともに、惑星ハンターのジェフ・マーシーによって前例のない高精度で視線速度の測定対象に選ばれた。[40]この調査でも他の同時代の調査でも、この星の周りに伴星は検出されず、そのような初期の機器では、 5日以内の非常に近い軌道で0.7 M Jを超える惑星、または木星の軌道距離で10 M Jを超える惑星を検出していただろう。 [40]
参照
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