Luytens hvězda - Luytens Star - Wikipedia
Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
---|---|
Souhvězdí | Canis Minor |
Správný vzestup | 07h 27m 24.4991s[1] |
Deklinace | +05° 13′ 32.827″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 9.872[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | M3,5V[3] |
U-B barevný index | 1.115[2] |
B-V barevný index | 1.571[2] |
Variabilní typ | Žádný |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | +18.2[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: 571.27[1] mas /rok Prosinec: -3694.25[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 267.36 ± 0.79[5] mas |
Vzdálenost | 12.20 ± 0.04 ly (3.74 ± 0.01 ks ) |
Absolutní velikost (M.PROTI) | 11.94[2] |
Detaily | |
Hmotnost | 0.26[3] M☉ |
Poloměr | 0.35[6] R☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 5[7] cgs |
Teplota | 3,150 ± 100[7] K. |
Kovovost [Fe / H] | −0.16 ± 0.20[4] dex |
Otáčení | 115.6±19,4 d[8] |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
Luytenova hvězda /ˈlaɪt.nz/ (GJ 273) je červený trpaslík v souhvězdí Canis Minor nachází se ve vzdálenosti přibližně 12,36 světelné roky (3.79 parsecs ) ze slunce. Má to vizuální velikost z 9,9, takže je příliš slabý na to, aby na něj bylo možné pohlédnout pouhým okem. Je pojmenován po Willem Jacob Luyten, který ve spolupráci s Edwinem G. Ebbighausenem nejprve určil jeho maximum správný pohyb v roce 1935.[9] Hvězda má čtyři potvrzené planety,[10] jeden z nich (Luyten b ) je v okolní obyvatelná zóna.[11]
Vlastnosti
Tato hvězda má přibližně čtvrtinu hmotnosti slunce[3] a má 35% Poloměr Slunce.[6] Luytenova hvězda je na maximální hmotnosti, při které může být červený trpaslík plně konvektivní, což znamená, že většina, ne-li celá hvězda, tvoří prodlouženou konvekční zóna.[12] Má to hvězdná klasifikace M3,5V,[3] s V třída svítivosti označující, že se jedná o hlavní sekvence hvězda, která generuje energii prostřednictvím termonukleární fúze vodíku v jeho jádru. Předpokládaný rychlost otáčení této hvězdy[13] je příliš nízká na to, aby byla měřitelná, ale není vyšší než 1 km / s.[14] Měření periodických změn v povrchové aktivitě naznačují klidné období rotace zhruba 116 dnů (což by poskytlo rychlost ~ 0,15 km / s).[8] The efektivní teplota vnějšího pláště hvězdy je relativně chladný 3150 K, což dává hvězdě charakteristický červenooranžový odstín hvězdy Hvězda typu M..[7][15]
V současné době se Luytenova hvězda vzdaluje od Sluneční Soustava. Nejbližší přístup nastal asi před 13 000 lety, když se dostal do 3,67 parseků.[16] Hvězda se v současné době nachází 1,2 světelného roku daleko od Procyon, která by se na noční obloze planet Luytenovy hvězdy objevila jako vizuální velikost - 4,5 hvězdy.[17] Nejbližší střetnutí mezi těmito dvěma hvězdami nastalo asi před 600 lety, kdy byla Luytenova hvězda v minimální vzdálenosti asi 1,12 ly z Procyon.[18] The vesmírná rychlost komponenty Luytenovy hvězdy jsou U = +16, V = −66 a W = −17 km / s.[18][19][20]
Planetární systém
V březnu 2017 byly objeveny dvě kandidátské planety obíhající kolem Luytenovy hvězdy.[10] Vnější planeta, GJ 273b, je a super Země ve své hvězdě obyvatelná zóna. Má hmotnost 2,89 ± 0,26 Masy Země a obíhá na vzdálenost 0,09110 ± 0,00002 AU, dokončení jedné oběžné doby za 18 650 ± 0,006 dne. Zatímco planeta je na nejvnitřnějším okraji konzervativní obytné zóny hvězdy, dopadající tok je pouze 1,06 S⊕, takže může být potenciálně obyvatelný, pokud je přítomna voda a atmosféra; v závislosti na albedu, jeho rovnovážná teplota může být kdekoli mezi 206 a 293 Kelviny. Vnitřní planeta, GJ 273c, je jednou z nejlehčích exoplanet detekovaných radiálními rychlostmi, s hmotností pouze 1,18 ± 0,16 hmotností Země. Obíhá však mnohem dál dovnitř, s oběžnou dobou pouze 4,7234 ± 0,00004 dne.[11]
GJ 273b je jednou z nejbližších známých planet v obyvatelné zóně své hvězdy.[11]
V roce 2019 byly radiální rychlostí detekovány další dvě kandidátské planety, což v systému vytvořilo celkem čtyři známé planety.[10]
V říjnu 2017 se uskutečnil projekt „Sónar Calling GJ 273b“ Zprávy Mimozemská inteligence (METI ) a Sonar, hudební festival v Barceloně, vyslal řadu radiových signálů směrem k Luytenově hvězdě z radarové antény v Ramfjordmoen v Norsku.[21] Signál sestával z vědeckého a matematického tutoriálu o tom, jak dekódovat zprávy, a byl doprovázen 33 zakódovanými hudebními skladbami různých hudebníků. Druhá signální řada byla vysílána 14., 15. a 16. května 2018. Pokud by někdo poslouchal, nejbližší odpověď by byla přijata do roku 2036.
Společník (v pořadí od hvězdy) | Hmotnost | Poloviční osa (AU ) | Oběžná doba (dnů ) | Excentricita | Sklon | Poloměr |
---|---|---|---|---|---|---|
C | 1.18 ± 0.16 M⊕ | 0.036467 | 4.7234 ± 0.0004 | 0.17 | — | — |
b | 2.89 ± 0.26 M⊕ | 0.09110 ± 0.00002 | 18.650 ± 0.006 | 0.10 | — | — |
d | 10.8+3.9 −3.5 M⊕ | 0.712+0.062 −0.076 | 413.9+4.3 −5.5 | 0.17+0.18 −0.17 | — | — |
E | 9.3+4.3 −3.9 M⊕ | 0.849+0.083 −0.092 | 542±16 | 0.03+0.20 −0.03 | — | — |
Viz také
Reference
- ^ A b C d Perryman, M. A. C .; et al. (1997), „The Hipparcos Catalogue“, Astronomie a astrofyzika, 323: L49 – L52, Bibcode:1997A & A ... 323L..49P
- ^ A b C d Koen, C .; et al. (Červenec 2002), „UBV (RI)C fotometrie červených hvězd Hipparcos ", Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 334 (1): 20–38, Bibcode:2002MNRAS.334 ... 20 tis, doi:10.1046 / j.1365-8711.2002.05403.x
- ^ A b C d Sto nejbližších hvězd, Výzkumné konsorcium blízkých hvězd, 2009-01-01, vyvoláno 2009-09-03
- ^ A b Nikdy, David L .; et al. (Srpen 2002), „Radiální rychlosti pro 889 hvězd pozdního typu“, Astrophysical Journal Supplement Series, 141 (2): 503–522, arXiv:astro-ph / 0112477, Bibcode:2002ApJS..141..503N, doi:10.1086/340570, S2CID 51814894
- ^ Gatewood, George (2008). „Astrometrické studie Aldebaran, Arcturus, Vega, Hyades a dalších regionů“. Astronomický deník. 136 (1): 452–460. Bibcode:2008AJ .... 136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452.
- ^ A b Lacy, C. H. (srpen 1977), „Poloměry blízkých hvězd: aplikace Barnes-Evansova vztahu“, Astrophysical Journal Supplement Series, 34: 479–492, Bibcode:1977ApJS ... 34..479L, doi:10.1086/190459
- ^ A b C Viti, S .; et al. (Srpen 2008), „Potenciální nová metoda pro určování teploty chladných hvězd“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 388 (3): 1305–1313, arXiv:0805.3297, Bibcode:2008MNRAS.388.1305V, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13489.x, S2CID 18660955
- ^ A b Suárez Mascareño, A .; et al. (Září 2015), „Období rotace trpasličích hvězd pozdního typu z časových řad spektroskopie chromosférických indikátorů s vysokým rozlišením“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 452 (3): 2745–2756, arXiv:1506.08039, Bibcode:2015MNRAS.452.2745S, doi:10.1093 / mnras / stv1441, S2CID 119181646.
- ^ Luyten, W. J .; Ebbighausen, E. G. (září 1935), „Slabá hvězda velkého správného pohybu“, Bulletin observatoře Harvard College, 900 (900): 1–3, Bibcode:1935BHarO.900 .... 1L
- ^ A b C d Tuomi, M .; Jones, H. R. A .; Anglada-Escudé, G .; Butler, R. P .; Arriagada, P .; Vogt, S. S .; Burt, J .; Laughlin, G .; Holden, B .; Teske, J. K .; Shectman, S. A .; Crane, J. D .; Thompson, I .; Keizer, S .; Jenkins, J. S .; Berdiñas, Z .; Diaz, M .; Kiraga, M .; Barnes, J. R. (2019). "Frekvence planet obíhajících kolem M trpaslíků v okolí Slunce". arXiv:1906.04644 [astro-ph.EP ].
- ^ A b C Astudillo-Defru, N .; et al. (2017). „HARPS hledá jižní mimosolární planety. XLI. Tucet planet kolem M trpaslíků GJ 3138, GJ 3323, GJ 273, GJ 628 a GJ 3293“. Astronomie a astrofyzika. 602. A88. arXiv:1703.05386. Bibcode:2017A & A ... 602A..88A. doi:10.1051/0004-6361/201630153. S2CID 119418595.
- ^ Reiners, A .; Basri, G. (březen 2009), „O magnetické topologii částečně a plně konvektivních hvězd“, Astronomie a astrofyzika, 496 (3): 787–790, arXiv:0901.1659, Bibcode:2009A & A ... 496..787R, doi:10.1051/0004-6361:200811450, S2CID 15159121
- ^ Toto je označeno proti hříchi, kde proti je rotační rychlost na rovníku a i je sklon k přímce pohledu.
- ^ Reiners, A. (květen 2007), „Nejužší M-trpasličí linie a spojení rotace-aktivita při velmi pomalé rotaci“, Astronomie a astrofyzika, 467 (1): 259–268, arXiv:astro-ph / 0702634, Bibcode:2007A & A ... 467..259R, doi:10.1051/0004-6361:20066991, S2CID 8672566
- ^ „Barva hvězd“, Dalekohled Austrálie, dosah a vzdělávání, Organizace pro vědecký a průmyslový výzkum společenství, 21. Prosince 2004, archivovány z originál dne 22. února 2012, vyvoláno 2012-01-16
- ^ García-Sánchez, J .; et al. (2001). „Hvězdná setkání se sluneční soustavou“ (PDF). Astronomie a astrofyzika. 379 (2): 634–659. Bibcode:2001 A & A ... 379..634G. doi:10.1051/0004-6361:20011330.
- ^ Schaaf, Fred (2008). The Brightest Stars: Discovering the Univers Through the Sky's Most Brilliant Stars. John Wiley and Sons. str. 169. ISBN 978-0-471-70410-2.
- ^ A b „Annotations on LHS 33 object“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2010-04-21.
- ^ Delfosse, X .; Forveille, T .; Perrier, C .; Mayor, M. (březen 1998). "Rotace a chromosférická aktivita v poli M trpaslíků". Astronomie a astrofyzika. 331: 581–595. Bibcode:1998A & A ... 331..581D.
- ^ „ARICNS hvězdná stránka GJ 273“. Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg. Citováno 2010-04-21.
- ^ „Jak poslat zprávu na jinou planetu“. Ekonom. 16. listopadu 2017. Citováno 19. listopadu 2017.