ウルフ359

ウルフ359

ウルフ 359 は、この 2009 年の天体写真の中央のすぐ上にあるオレンジ色の星です。
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	レオ
赤経	10時間56分28.92087秒[1]
偏角	+07° 00′ 53.0033″ [1]
見かけの等級 （V）	13.507 [2]
特徴
スペクトル型	M6V [3]
見かけの等級 （J）	7.1 [4]
見かけの等級 （K）	6.1 [4]
U−B色指数	+1.165 [2]
B−V色指数	+2.034 [2]
変数型	UVセティ[5]
天体測量
視線速度(R v )	+19 ± 1 [6]  km/s
固有運動（μ）	ラ: −3,866.338 マス/年[1] 12月: −2,699.215 マス/年[1]
視差（π）	415.1794 ± 0.0684 マス[1]
距離	7.856 ± 0.001 光年 (2.4086 ± 0.0004  pc )
絶対等級 (M V )	16.614 [7]
詳細
質量	0.110 ± 0.003 [ 8]  M☉
半径	0.144 ± 0.004 [8  ] R☉
明るさ	0.00106 ± 0.00002 [ 8]  L☉
居住可能領域内限界	0.024 [9] オーストラリア
居住可能領域外縁	0.052 [9] オーストラリア
表面重力（log  g）	5.5 [10] グラフ
温度	2,749+44 −41[8] カ
金属度[Fe/H]	+0.25 [11] デックス
回転	2.704 ± 0.003 日[12]
回転速度( v  sin  i )	2.9 ± 0.8 [13]  km/s
年	0.1-1.5 [14] ギガ
その他の指定
CNレオニス、CNレオ、GJ 406、G 045-020、LTT 12923、LFT 750、LHS 36、GCTP 2553 [15]
データベース参照
シンバド	データ
ウルフ359 ウルフ 359 は、獅子座の南部の黄道付近に表示されています。

ウォルフ359は、しし座の黄道付近に位置する赤色矮星である。地球から7.86光年（2.41パーセク）の距離にあり、見かけの等級は13.54で、大型の望遠鏡でのみ観測できる。ウォルフ359は太陽に最も近い恒星の一つで、これより近い恒星はアルファケンタウリ系（プロキシマケンタウリを含む）、バーナード星、褐色矮星のルーマン16（WISE 1049-5319）とWISE 0855−0714のみである。地球に近いことから、いくつかのフィクション作品で言及されている。^[16]

ウォルフ 359 は、知られている中で最も暗く、最も質量の小さい近傍恒星の 1 つです。光球と呼ばれる発光層の温度は約 2,800  Kで、化合物が形成され、存続できるほど低い温度です。そのスペクトルには、水や酸化チタン (II)などの化合物の吸収線が観測されています。^[17]恒星の表面には、徹底した内部対流によって生成された、太陽の数百倍の磁場があります。この顕著な磁気活動の結果、ウォルフ 359 は、突然の大幅な光度増加を起こすフレア星であり、その状態は数分間続くことがあります。これらのフレアは、宇宙望遠鏡によって観測された強力なX 線およびガンマ線放射のバーストを放射します。これは比較的若い恒星で、推定年齢は 10 億年未満です。ウォルフ 359 の伴惑星は今のところ確認されていませんが、未検証の候補が 1 つあり、デブリ ディスクもまだ発見されていません。^[14]

ウォルフ 359 が最初に天文学者の注目を集めたのは、背景に対する横方向の運動速度が比較的速いこと、つまり固有運動として知られていることによる。固有運動速度が速いということは、その星が近くにあることを示している可能性がある。なぜなら、より近い星は、より低い相対速度で同じ角度の変化を達成できるからである。ウォルフ 359 の固有運動は、1917 年にドイツの天文学者 マックス・ウォルフが天体写真の助けを借りて初めて測定した。1919 年に彼は、この星を含め、固有運動速度の速い 1000 個を超える星のカタログを出版しており、それらは今でも彼の名前で識別されている。^[18]彼はこの星をエントリー番号 359 としてリストし、それ以来この星はマックス・ウォルフの研究にちなんでウォルフ 359 と呼ばれるようになった。^[19]

ウルフ 359 の最初の視差測定は 1928 年にウィルソン山天文台によって報告され、星の位置の年間シフトは0.407 ± 0.009秒角でした。この位置の変化と地球の軌道の既知のサイズから、星までの距離を推定できました。1944年にVB 10が発見されるまで、この星は最も暗く、最も質量の小さい星として知られていました。 ^{[20] [21]}この星の赤外線等級は 1957 年に測定されました。^{[22] 1969 年、ウルフ 359 の明るさの一時的}なフレアが観測され、この星はフレア星と呼ばれる変光星のクラスに属していることが判明しました。^[23]

ウォルフ359の恒星分類はM6であるが^[3]、さまざまな情報源ではスペクトル型としてM5.5、^[24]、 M6.5 ^[25]、M8とされている。^[26] M型恒星のほとんどは赤色矮星である。赤色矮星は、赤色と赤外線のスペクトル部分でエネルギー放出がピークに達するため、視覚的に赤く見える。 ^[27]ウォルフ359の光度は非常に低く、太陽の約0.1%のエネルギーしか放出しない。^{[28] [8]}太陽の位置に移動すると、満月の10倍の明るさに見える。^[29]

ウルフ359の質量は太陽の11%と推定されており、恒星の中心部が陽子-陽子連鎖反応によって水素核融合を起こすことができる下限値である太陽質量の約8%をわずかに上回っています。^[30]（この限界以下の恒星下天体は褐色矮星として知られています。）ウルフ359の半径は太陽の14.4%と推定されており、^[8]約100,200  km。^{[31]比較のために、}木星の赤道半径は71,490 kmであり、惑星よりもわずか40％広いだけです。^[32]

恒星全体が対流を起こし、中心核で発生したエネルギーは電磁放射ではなく、恒星プラズマの対流運動によって表面に向かって輸送される。この一定の循環により、中心核で恒星元素合成によって生成されたヘリウムの過剰な蓄積が恒星全体に再分配される。[33] このプロセスにより、ウルフ359は、ヘリウムが中心核に着実に蓄積され希釈されない太陽などの恒星より​​も比例して長く水素融合星として主系列にとどまること^ができる。質量と中心核温度が低いため水素消費率がはるかに低いことと相まって、ウルフ359は最終的に水素供給を使い果たしてヘリウム白色矮星になるまで、約8兆年間主系列星であり続けると予想されている。 [ ^34]

ハッブル宇宙望遠鏡によるこの星の探査では、伴星は発見されなかった。^[35]過剰な赤外線放射は検出されなかったが、これは周囲にデブリ円盤が存在しないことを示唆している可能性がある。[ 36 ^{] [37]}

恒星の外側の発光層は光球として知られている。ウルフ 359 の光球温度は 2,500 K から 2,900 K と推定されており^{[38] 、}平衡化学反応が起こるには十分に低い。結果として生じる化合物は、そのスペクトル線を通して観測できるほど長く存続する。^[39]ウルフ359 のスペクトルには、一酸化炭素(CO) ^{[40] 、}水素化鉄( FeH)、水素化クロム(CrH)、水(H ₂ O) ^{[17] 、}水素化マグネシウム (MgH)、酸化バナジウム (II) (VO) ^{[28] 、}酸化チタン (II) (TiO)、そしておそらく CaOH 分子など、多数の分子バンドが現れる。^{[41]スペクトルに}リチウムの線がないため、この元素はコアで核融合によりすでに消費されているに違いない。これは、この恒星が少なくとも 1 億年以上前のものであることを示している。^[28]

光球の外側には恒星コロナと呼ばれる星雲状の高温領域がある。2001年、ウルフ359は太陽以外では初めて地上望遠鏡でコロナのスペクトルが観測された恒星となった。スペクトルにはFe XIIIの輝線が見られ、これは26個の電子のうち12個が剥ぎ取られた重イオン化鉄である。 ^[42]この輝線の強度は数時間にわたって変化する可能性があり、これはマイクロフレア加熱の証拠である可能性がある。^[28]

ウォルフ359は、UV クジラ型フレア星^[5]に分類されており、これは光球の強力な磁場活動により、短時間で劇的に光度が増加する星のカテゴリです。変光星の名称はCN Leonisです。ウォルフ359は比較的フレア率が高いです。ハッブル宇宙望遠鏡による観測では、2時間以内に10 ²⁷ エルグ(10 ²⁰ ジュール)以上のエネルギーを持つフレアイベントを32回検出しました。^[26]星の表面での平均磁場強度は約2.2  kG (0.22テスラ)ですが、この値は6時間という短い時間スケールでは大きく変化します。^{[24]比較すると、太陽の磁場は平均1ガウス(100} μT )の強度ですが、活動的な黒点領域では3 kG(0.3 T)に達することもあります。^[44]フレア活動期間中、ウルフ359はX線とガンマ線を放出することが観測されている。^{[45] [46]}

恒星が自転するとスペクトルのドップラーシフトが生じ、一般にスペクトルの吸収線が広がり、自転速度が速いほど吸収線の幅が広くなる。しかし、この方法で測定できるのは観測者の方向の回転速度成分のみであり、得られたデータは恒星の回転速度の下限値にしかならない。このウルフ 359 の赤道での予測回転速度は3 km/s 未満で、スペクトル線の広がりの検出閾値を下回っている。^{[6]この低回転率は、フレア活動期間中に大幅に増加する}恒星風による角運動量の損失によって引き起こされた可能性がある。大まかに言えば、スペクトルクラス M6 の恒星の回転速度低下のタイムスケールは約 100 億年とやや長く、これは完全に対流する恒星は他の恒星より​​もゆっくりと回転速度が低下するためである。^[47]しかし、進化モデルは、ウルフ 359 が 10 億年未満の比較的若い恒星であることを示唆している。^[28]

ウルフ359の固有運動は 年間4.696秒角で、太陽からは約19km/sの速度で遠ざかっています。 ^{[6] [48]}銀河座標系に変換すると、運動は(U, V, W) = (−26, −44, −18) km/sの空間速度に相当します。^{[49]この空間速度は、ウルフ359が}古い円盤星の種族に属していることを意味しています。この星は天の川銀河を通る軌道をたどり、銀河中心から最大20.5kly (6.3 kpc) に近づき、最大28kly (8.6 kpc) 離れます。予測される銀河軌道の離心率は0.156で、この星は銀河面から444光年 (136 pc) も移動することができます。^[50]ウォルフ359に最も近い恒星は赤色矮星ロス128で、 距離は3.79光年（1.16 パーセク）です。^[51]現在から約13,850年前、ウォルフ359は太陽から約7.35光年（2.25パーセク）の最小距離に達し、それ以来遠ざかっています。^[52]

2011年にケックII天文台の近赤外線分光計（NIRSPEC）を使用して行われた恒星の視線速度測定では、軌道を周回する伴星の存在を示すような変化は見られませんでした。この計測機器は、海王星以上の質量を持つ大質量の短周期伴星の重力摂動を検出できるほど感度が高いです。^[53]

2019年6月、英国ハートフォードシャー大学のミッコ・トゥオミ率いる国際天文学者チームが、チリのHARPSとハワイのHIRESによる観測から視線速度法を使用して、ウォルフ359を周回する2つの太陽系外惑星候補の検出結果をプレプリントとして提出した。^{[54]これらの惑星が確認された場合、この系の構成は近くの赤色矮星}プロキシマ・ケンタウリと似ているがより極端になり、どちらも近くに低質量の惑星があり、遠くに高質量の惑星がある。理論上はあったが後に除外された内側の惑星であるウォルフ359 cは、単位面積あたり地球の約40倍の放射エネルギーを受け取るため、居住可能な惑星である可能性は低い。対照的に、まだ確認されていないウルフ359bは、低温の超海王星に分類されており、単位面積当たりのエネルギーは海王星が太陽から受け取るエネルギーのおよそ3分の1から4分の1である。^[54]

CARMENES調査からのさらなる観測により、内惑星候補のWolf 359 cに対応する視線速度信号は、惑星の伴星ではなく恒星の自転による誤検知であることが判明しました。^{[13] [55]} MAROON-X、CARMENES、HARPS、およびHIRESの視線速度データと画像データを使用した2023年の追跡調査では、Wolf 359 bの存在を確認または否定することはできませんでした。同じ研究では、恒星から10 AU以内に褐色矮星または巨大なガス巨星の伴星、1 AU以内に木星の半分以上の質量の惑星、 0.1 AU以内に天王星よりも重い惑星の存在が否定されました。^[14]

• 褐色矮星の一覧
• 最も近い恒星と褐色矮星のリスト

ウィキメディア・コモンズには、ウルフ359に関連するメディアがあります。

• 宇宙生物学、天文学、宇宙飛行の百科事典
• Reiners, Ansgar (2009 年 5 月)。「フレア M型矮星における活動誘起視線速度ジッター」。天文学と天体物理学。498 (3): 853–861。arXiv : 0903.2661。Bibcode : 2009A & A...498..853R。doi :10.1051/0004-6361/200810257。S2CID  576604。