Википедија

Волф 359

Координати: Ѕвездена карта &1000000000000001000000010ч &1000000000000005600000056м &1000000000000289900000028,99с, +&1000000000000000700000007° &1000000000000000000000000′ &1000000000000005200000052″

Волф 359 — црвено џуџеста ѕвезда сместена во соѕвездието Лав, во близина на еклиптиката. На растојание од 7.86 светлосни години од Земјата, има привидна ѕвездена величина од 13,54 и може да се види само со голем телескоп. Волф 359 е една од најблиските ѕвезди до Сонцето со само системот Алфа Кентаур (вклучувајќи ја Проксима Кентаур), Барнардовата Ѕвезда и кафеавите џуџиња Луман 16 (WISE 1049-5319) и WISE 0855−0714 познати како поблиски. Нејзината близина до Земјата довело до нејзино спомнување во неколку белетристики.[14]

Волф 359

Волф 359 е ѕвездата со портокалова нијанса која се наоѓа веднаш над средината на оваа астрофотографија од 2009 г.
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Лав
Ректасцензија 10ч 56м &1000000000289208700000028,92087с[1]
Деклинација +07° 00′ &1000000000053003300000053,0033″[1]
Прив. величина (V) 13.507[2]
Особености
Спектрален тип M6V[3]
Привидна ѕвездена величина (J) 7.1[4]
Привидна величина (K) 6.1[4]
U−B Боен показател +1.165[2]
B−V Боен показател +2.034[2]
Променлив тип Болскотна ѕвезда[5]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)19 ± 1[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −3.866,338[1] млс/г
Дек.: −2.699,215[1] млс/г
Паралакса (π)415.1794 ± 0.0684[1] млс
Оддалеченост7,856 ± 0,001 сг
(2,4086 ± 0,0004 пс)
Апсолутна величина (MV)16.614[7]
Податоци
Маса0,110 ± 0,003[8] M☉
Полупречник0,144 ± 0,004[8] R☉
Површ. грав. (log g)5.5[9]
Сјајност0.00106 ± 0.00002[8] L☉
Температура2,749+44
41[8] K
Вртење2,704 ± 0,003[10]
Вртежна брзина (v sin i)2,9 ± 0,8[11] км/с
Старост0.1-1.5[12] Гг.
Други ознаки
CN Leonis, CN Leo, ГК 406, G 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36, GCTP 2553[13]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци
Wolf 359 is located in the constellation Leo.
Wolf 359 is located in the constellation Leo.
Wolf 359
Волф 359 е прикажана во близина на еклиптиката во јужниот регион на Лав.

Волф 359 е една од најбледите и најмасовните блиски познати ѕвезди. На слојот што емитува светлина наречена фотосфера, има температура од ~ 2.800 К, доволно ниска за да се формираат и преживеат хемиските соединенија. Во нејзиниот спектар се забележани линии на апсорпција на соединенија како што се вода и титаниум(II) оксид. Површината на ѕвездата има магнетно поле стотици пати посилно од она на Сонцето, генерирано од нејзината темелна внатрешна конвекција. Како резултат на оваа значајна магнетна активност, Волк 359 е блескава ѕвезда која може да претрпи ненадејни и големи зголемувања на сјајноста, што може да трае неколку минути. Овие блесоци испуштаат силни рафали на радијација на Х-зраци и гама зраци кои се забележани со вселенски телескопи. Станува збор за релативно млада ѕвезда со проценета возраст помала од милијарда години. Досега не се потврдени планетарни придружници за Волк 359, иако има еден непроверен кандидат, а сè уште не се пронајдени остаточни дискови.[12]

Историја на набљудување и име

уреди

Волф 359 првпат го привлекла вниманието на астрономите поради нејзината релативно висока стапка на попречно движење наспроти позадината, позната и како правилно движење. Високата стапка на правилно движење може да укаже дека ѕвездата се наоѓа во близина, бидејќи поблиските ѕвезди можат да ја постигнат истата стапка на аголна промена со помала релативна брзина. Правилното движење на Волк 359 првпат било измерено во 1917 година од германскиот астроном Макс Волф, потпомогнато од астрофотографијата. Во 1919 година тој објавил каталог од над илјада ѕвезди со високи соодветни движења, вклучувајќи ја и оваа, кои сè уште се идентификуваат со неговото име.[15] Тој ја навел оваа ѕвезда како влезен број 359, а ѕвездата оттогаш се нарекува Волф 359, во врска со делото на Макс Волф[16].

Првото мерење на паралаксата на Волф 359 било објавено во 1928 година од опсерваторијата Маунт Вилсон, што дава годишно поместување во положбата на ѕвездата од 0.407 ± 0.009 арксекунди. Од оваа промена на позицијата и познатата големина на орбитата на Земјата, може да се процени растојанието до ѕвездата. Таа била најбледата и најмалку масивната ѕвезда позната до откривањето на VB 10 во 1944 година.[17][18] Инфрацрвената величина на ѕвездата е измерена во 1957 година.[19] Во 1969 година, бил забележан краток блесок во сјајноста на Волф 359, поврзувајќи го со класа на променливи ѕвезди познати како блескави ѕвезди.[20]

Својства

уреди
 
Позицијата на Волф 359 на радарска карта меѓу сите ѕвездени објекти или ѕвездени системи во рок од 9 светлосни години (с.г.) од центарот на мапата, Сонцето (Сол). Облиците на дијамант се нивните позиции внесени според десното воздигнување во часовен агол (означена на работ на наводниот диск на картата) и според нивната деклинација. Втората ознака го покажува растојанието на секој од Сол, при што концентричните кругови го означуваат растојанието во чекори од една ly.

[21]

Волф 359 има ѕвездена класификација на M6[3], иако различни извори наведуваат спектрална класа од M5.5[22],[23] или M8.[24]. Повеќето ѕвезди од типот М[3] се црвени џуџиња: тие се визуелно црвени бидејќи енергетската емисија на таквите ѕвезди достигнува врв во црвените и инфрацрвените делови од спектарот[25] . Волф 359 има многу мала осветленост, емитувајќи околу 0,1% од Сончевата сјајност.[8][26] Доколку се премести на местото на Сонцето, ќе изгледа десет пати посветло од полната Месечина.[27]

Со околу 11% од Сончевата маса, Волф 359 е малку над долната граница на која јадрото на ѕвездата може да претрпи фузија на водород преку протонско-протонската верижна реакција: ~ 8% од сончевата маса.[28] (Подѕвездените објекти под оваа граница се познати како кафеави џуџиња) Полупречникот на Волф 359 е околу 14,4% од оној на Сонцето,[8] или околу 100,200 км.[29] За споредба, екваторијалниот полупречник на планетата Јупитер е 71,490 км, што ја прави ѕвездата само 40% поширока од планетата.[30]

Целата ѕвезда е подложена на конвекција, при што енергијата генерирана во јадрото се пренесува кон површината со конвективното движење на ѕвездената плазма, наместо преку електромагнетното зрачење. Оваа постојана циркулација ја дораспространува низ ѕвездата секоја вишок акумулација на хелиум во јадрото генерирана од ѕвездената нуклеосинтеза.[31] Овој процес му овозможува на Волф 359 да остане на главната низа како ѕвезда што се спојува на водород пропорционално подолго од онаа како што е Сонцето, за кое хелиумот постојано се акумулира во јадрото и не се разредува. Во врска со многу помалата стапка на потрошувачка на водород поради неговата мала маса и температурата на јадрото, се очекува Волф 359 да остане ѕвезда од главната низа околу осум трилиони години пред конечно да го исцрпи снабдувањето со водород и да заврши како хелиумско бело џуџе.[32]

Пребарувањето на оваа ѕвезда од страна на вселенскиот телескоп Хабл не открило ѕвездени придружници.[33] Не е откриена вишок инфрацрвена емисија, што може да укаже на недостаток на остаточен диск околу неа.[34][35]

Надворешна атмосфера

уреди

Надворешниот слој на ѕвезда што емитува светлина е познат како фотосфера. Проценките за фотосферската температура на Волф 359 се движат од 2.500 К до 2.900 K,[36] што е доволно ладно за да се појави рамнотежна хемија. Добиените хемиски соединенија опстојуваат доволно долго за да се набљудуваат преку нивните спектрални линии.[37] Во спектарот на Волф 359 се појавуваат бројни молекуларни ленти, вклучувајќи ги и оние на јаглерод моноксид (CO)[38], железо хидрид (FeH), хром хидрид (CrH), вода (H2O),[39] магнезиум хидрид (MgH), ванадиум(II) оксид (VO),[26] титаниум(II) оксид (TiO), а можеби и молекулата CaOH.[40] Бидејќи нема линии на литиум во спектарот, овој елемент мора веќе да се потроши со фузија во јадрото. Ова покажува дека ѕвездата мора да биде стара најмалку 100 милиони години.[26]

Надвор од фотосферата се наоѓа небулозен регион со висока температура познат како ѕвездена корона. Во 2001 година, Волф 359 станала првата ѕвезда освен Сонцето на која спектарот на нејзината корона бил набљудуван со телескоп од земја. Спектарот покажал линии на емисија на Fe XIII, што е силно јонизирано железо на кое му се одземени дванаесет електрони.[41] Јачината на оваа линија може да варира во временски период од неколку часа, што може да биде доказ за загревање со микрофлеш.[26]

 
Светлосна крива на сина лента за одблесокот на CN Leonis, адаптирана од Лефке и соработниците. (2007)[42]

Волф 359 е класифициран како болскотна ѕвезда од типот на УВ Цети,[5] категорија на ѕвезди кои се подложени на кратко, драматично зголемување на сјајноста поради интензивната активност на магнетното поле во нивните фотосфери. Нејзината ознака на променлива ѕвезда е CN Leonis. Волф 359 има релативно висока стапка на одблесоци. Набљудувањата со вселенскиот телескоп Хабл откриле 32 настани од блесоци во период од два часа, со енергии од 10 27ерги (10 20 џули) и повисоки.[24] Просечната јачина на магнетното поле на површината на ѕвездата е околу 2,2 kG (0,22 тесла), но оваа вредност значително варира на временски скали пократки од шест часа.[22] За споредба, магнетното поле на Сонцето има просечна јачина од 1 гаус (100 μT), иако може да достигне и до 3 kG (0,3 T) во областите на активни сончеви дамки.[43] За време на периоди на блескава активност, забележано е дека Волф 359 емитува Х-зраци и гама зраци.[44][45]

Движење

уреди
 
Растојанието на најблиските ѕвезди од пред 20.000 години до 80.000 години во иднината. Волф 359 не е прикажана, но моментално е на растојание од 7,9 сг и се зголемува, со минимум од 7,3 пред околу 13.850 години.

Вртењето на ѕвездата предизвикува доплерско поместување на нејзиниот спектар, што генерално резултира со проширување на линиите на апсорпција во нејзиниот спектар, при што линиите се зголемуваат во ширина со повисоки ротациони брзини. Меѓутоа, само компонентата на вртежната брзина во насока на набљудувачот може да се измери со овој метод, а добиените податоци наметнуваат само долна граница на брзината на ротација на ѕвездата. Ова проектирано ѕвездено вртење на Волф 359 на нејзиниот екватор е помала од 3 км/сек, под прагот на детекција со проширување на спектралната линија.[6] Оваа ниска стапка на вртење можеби е предизвикана од губењето на аголниот моментум преку нејзиниот ѕвезден ветер, кој значително се зголемува за време на периоди на активност на блесоци. Грубо кажано, временската скала на спин-надолу на ѕвезда од спектрална класа М6 е некако долга, околу 10 милијарди години, бидејќи целосно конвективните ѕвезди ги губат своите ротациони брзини побавно од другите.[46] Сепак, еволутивните модели сугерираат дека Волф 359 е релативно млада ѕвезда со возраст помала од милијарда години.[26]

Правилното движење на Волф 359 е 4.696 лачни секунди годишно и оддалечување од Сонцето со брзина од ~19 km/s.[6][47] Кога се преведува во галактичкиот координатен систем, движењето одговара на просторна брзина од (U, V, W) =(−26, −44, −18) км/сек.[48] Оваа вселенска брзина имплицира дека Волф 359 припаѓа на населението на ѕвезди од стариот диск. Следи орбита низ Млечниот Пат што ќе го доближи до 20.5 светлосни години и подалеку од 28 светлосни години од Галактичкото Средиште. Предвидената галактичка орбита има ексцентричност од 0,156, а ѕвездата може да патува дури 444 светлосни години подалеку од галактичката рамнина.[49] Најблискиот ѕвезден сосед на Волф 359 е црвеното џуџе Рос 128, со 3.79 светлосни години[50]. Приближно 13.850 години пред денешниот ден, Волф 359 го достигнала своето минимално одвојување од околу 7.35 светлосни години од Сонцето и оттогаш се оддалечува.[51]

Пребарување планети

уреди

Мерењата на радијалната брзина на ѕвездата во 2011 година со помош на инструментот близок инфрацрвен спектрометар (NIRSPEC) во опсерваторијата Кек II не откриле никакви варијации кои инаку би можеле да укажат на присуство на придружник што орбитира. Оваа инструментација е доволно чувствителна за да ги открие гравитационите пертурбации на масивни придружници со краток период со маса на Нептун или поголема.[52]

Во јуни 2019 година, меѓународен тим на астрономи предводен од Мико Туоми од Универзитетот во Хертфордшир, доставил предпечатење со резултатите од првото пријавено откривање на две кандидатски вонсончеви планети кои орбитираат околу Волф 359 користејќи го методот на радијална брзина од набљудувањата со HARPS во Чиле и HIRES на Хаваи.[53] Доколку овие планети биле потврдени, поставеноста на системот ќе билаа слична, но поекстремна од онаа на блиското црвено џуџе Проксима Кентаур, со тоа што и двете ќе имаат планета со мала маса и подалечна планета со поголема маса. Теоретизираната и подоцна отфрлена внатрешна планета, Волф 359 c, би добила по единица површина околу четириесет пати повеќе радијативна енергија во споредба со Земјата, што ја прави мала веројатноста да биде планета погодна за живот. Сè уште непотврдената Волф 359 b, наспроти тоа, е класифицирана како супер- Нептун, кој добива приближно една третина до една четвртина од енергијата по единица површина како Нептун од Сонцето.[53]

Понатамошните набљудувања од истражувањето CARMENES откриле дека сигналот за радијална брзина што одговара на кандидатот за внатрешна планета Волф 359 c е лажно позитивен, што произлегува од вртењето на ѕвездата наместо од планетарен придружник.[11][54] Последователното набљудување од 2023 година со помош на податоци за радијална брзина на MAROON-X, CARMENES, HARPS и HIRES, како и податоци за сликање, не можело ниту да го потврди ниту да го побие присуството на Волф 359 b. Истатото набљудување го отфрлило постоењето на какви било кафеави џуџиња или масивни придружници на гасни џинови на оддалеченост од 10 АЕ од ѕвездата, планети повеќе од половина од јупитеровата маса во рамките на 1 АЕ и планети помасивни од Уран на 0,1 АЕ.[12]

Планетарен систем Волф 359
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(денови) 		Занесеност Наклон Полупречник
b (непотврдено) 43,9+29,5
23,9 M⊕ 		1,845+0,289
0,258 		2.938 ± 436 0,04+0,27
0,04 		— —

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Vallenari, A.; и др. (Gaia collaboration) (2023). „Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties“. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). Запис на Gaia DR3 за овој извор на VizieR.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 Landolt, Arlo U. (May 2009). „UBVRI photometric standard stars around the celestial equator: Updates and Additions“. The Astronomical Journal. 137 (5): 4186–4269. arXiv:0904.0638. Bibcode:2009AJ....137.4186L. doi:10.1088/0004-6256/137/5/4186. S2CID 118627330. See table II.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Henry, Todd J.; и др. (October 1994). „The solar neighborhood, 1: Standard spectral types (K5-M8) for northern dwarfs within eight parsecs“. The Astronomical Journal. 108 (4): 1437–1444. Bibcode:1994AJ....108.1437H. doi:10.1086/117167.
  4. ↑ 4,0 4,1 Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). „VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  5. ↑ 5,0 5,1 Gershberg, R. E.; и др. (1983). „Characteristics of activity energetics of the UV Cet-type flare stars“. Astrophysics and Space Science. 95 (2): 235–253. Bibcode:1983Ap&SS..95..235G. doi:10.1007/BF00653631. S2CID 122101052.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Mohanty, Subhanjoy; и др. (2003). „Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs“. The Astrophysical Journal. 583 (1): 451–472. arXiv:astro-ph/0201455. Bibcode:2003ApJ...583..451M. doi:10.1086/345097. S2CID 119463177.
  7. ↑ Houdebine, Éric R.; Mullan, D. J.; Doyle, J. G.; de la Vieuville, Geoffroy; Butler, C. J.; Paletou, F. (2019). „The Mass-Activity Relationships in M and K Dwarfs. I. Stellar Parameters of Our Sample of M and K Dwarfs“. The Astronomical Journal. 158 (2): 56. arXiv:1905.07921. Bibcode:2019AJ....158...56H. doi:10.3847/1538-3881/ab23fe. S2CID 159041104.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 Pineda, J. Sebastian; Youngblood, Allison; France, Kevin (September 2021). „The M-dwarf Ultraviolet Spectroscopic Sample. I. Determining Stellar Parameters for Field Stars“. The Astrophysical Journal. 918 (1): 23. arXiv:2106.07656. Bibcode:2021ApJ...918...40P. doi:10.3847/1538-4357/ac0aea. S2CID 235435757 Проверете ја вредноста |s2cid= (help). 40.
  9. ↑ Fuhrmeister, B.; и др. (September 2005). „PHOENIX model chromospheres of mid- to late-type M dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 439 (3): 1137–1148. arXiv:astro-ph/0505375. Bibcode:2005A&A...439.1137F. doi:10.1051/0004-6361:20042338. S2CID 16499769.
  10. ↑ Díez Alonso, E.; Caballero, J. A.; Montes, D.; De Cos Juez, F. J.; Dreizler, S.; Dubois, F.; Jeffers, S. V.; Lalitha, S.; Naves, R.; Reiners, A.; Ribas, I.; Vanaverbeke, S.; Amado, P. J.; Béjar, V. J. S.; Cortés-Contreras, M.; Herrero, E.; Hidalgo, D.; Kürster, M.; Logie, L.; Quirrenbach, A.; Rau, S.; Seifert, W.; Schöfer, P.; Tal-Or, L. (2019). „CARMENES input catalogue of M dwarfs. IV. New rotation periods from photometric time series“. Astronomy and Astrophysics. 621: A126. arXiv:1810.03338. Bibcode:2019A&A...621A.126D. doi:10.1051/0004-6361/201833316. S2CID 111386691.
  11. ↑ 11,0 11,1 Lafarga, M.; Ribas, I.; Reiners, A.; Quirrenbach, A.; Amado, P. J.; Caballero, J. A.; Azzaro, M.; Béjar, V. J. S.; Cortés-Contreras, M.; Dreizler, S.; Hatzes, A. P.; Henning, Th.; Jeffers, S. V.; Kaminski, A.; Kürster, M.; Montes, D.; Morales, J. C.; Oshagh, M.; Rodríguez-López, C.; Schöfer, P.; Schweitzer, A.; Zechmeister, M. (2021). „The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Mapping stellar activity indicators across the M dwarf domain“. Astronomy and Astrophysics. 652: 652. arXiv:2105.13467. Bibcode:2021A&A...652A..28L. doi:10.1051/0004-6361/202140605. S2CID 235248016 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 Bowens-Rubin, Rachel; Akana Murphy, Joseph M.; и др. (December 2023). „A Wolf 359 in sheep's clothing: Hunting for substellar companions in the fifth-closest system using combined high-contrast imaging and radial velocity analysis“. The Astronomical Journal. 166 (6): 260. arXiv:2309.03402. Bibcode:2023AJ....166..260B. doi:10.3847/1538-3881/ad03e5.
  13. ↑ „V* CN Leo -- Flare Star“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 2007-07-16.
  14. ↑ Weir, Andy (2022). Project Hail Mary. London: Penguin Books. ISBN 978-1-5291-5746-8.
  15. ↑ Wolf, M. (1919). „Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen“. Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219, 206. Bibcode:1919VeHei...7..195W.
  16. ↑ Wolf, M. (July 1917). „Eigenbewegungssterne“. Astronomische Nachrichten. 204 (20): 345–350. Bibcode:1917AN....204..345W. doi:10.1002/asna.19172042002.
  17. ↑ van Maanen, Adriaan (1928). „The photographic determination of stellar parallaxes with the 60- and 100-inch reflectors. Fifteenth Series“. Contributions from the Mount Wilson Observatory. 356: 1–27. Bibcode:1928CMWCI.356....1V.
  18. ↑ van Biesbroeck, G. (August 1944). „The star of lowest known luminosity“. The Astronomical Journal. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ.....51...61V. doi:10.1086/105801.
  19. ↑ Kron, G. E.; и др. (1957). „Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes“. Astronomical Journal. 62: 205–220. Bibcode:1957AJ.....62..205K. doi:10.1086/107521.
  20. ↑ Greenstein, Jesse L.; и др. (August 1970). „The faint end of the main sequence“. Astrophysical Journal. 161: 519. Bibcode:1970ApJ...161..519G. doi:10.1086/150556.
  21. ↑ Cantrell, Justin R.; и др. (October 2013). „The Solar Neighborhood XXIX: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors“. The Astronomical Journal. 146 (4): 99. arXiv:1307.7038. Bibcode:2013AJ....146...99C. doi:10.1088/0004-6256/146/4/99. S2CID 44208180.
  22. ↑ 22,0 22,1 Reiners, Ansgar; и др. (2007). „Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis“. Astronomy and Astrophysics. 466 (2): L13–L16. arXiv:astro-ph/0703172. Bibcode:2007A&A...466L..13R. doi:10.1051/0004-6361:20077095. S2CID 17926213.
  23. ↑ Mukai, K.; и др. (August 1990). „Spectroscopy of faint, high latitude cataclysmic variable candidates“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 245 (3): 385–391. Bibcode:1990MNRAS.245..385M. doi:10.1093/mnras/245.3.385.
  24. ↑ 24,0 24,1 Robinson, R. D.; и др. (1995). „A search for microflaring activity on dMe flare stars. I. Observations of the dM8e Star CN Leonis“. Astrophysical Journal. 451: 795–805. Bibcode:1995ApJ...451..795R. doi:10.1086/176266.
  25. ↑ Jones, Lauren V. (2009). Stars and galaxies. Greenwood Guides to the Universe. ABC-CLIO. стр. 50. ISBN 978-0-313-34075-8.
  26. ↑ 26,0 26,1 26,2 26,3 26,4 Pavlenko, Ya. V.; и др. (2006). „Spectral energy distribution for GJ406“. Astronomy and Astrophysics. 447 (2): 709–717. arXiv:astro-ph/0510570. Bibcode:2006A&A...447..709P. doi:10.1051/0004-6361:20052979. S2CID 119068354.
  27. ↑ Borgia, Michael P. (2006). Human vision and the night sky: hot [i.e. how] to improve your observing skills. Patrick Moore's practical astronomy series. Springer. стр. 208. ISBN 978-0-387-30776-3.
  28. ↑ Dantona, F.; и др. (September 15, 1985). „Evolution of very low mass stars and brown dwarfs. I - The minimum main-sequence mass and luminosity“. Astrophysical Journal, Part 1. 296: 502–513. Bibcode:1985ApJ...296..502D. doi:10.1086/163470.
  29. ↑ Brown, T. M.; и др. (1998). „Accurate determination of the solar photospheric radius“. Astrophysical Journal Letters. 500 (2): L195. arXiv:astro-ph/9803131. Bibcode:1998ApJ...500L.195B. doi:10.1086/311416. S2CID 13875360. The radius of the Sun is 695.5 Mm. 16% of this is 111 Mm.
  30. ↑ Harvey, Samantha (March 4, 2010). „Jupiter: facts & figures“. Solar System Exploration. NASA. Архивирано од изворникот на December 15, 2003. Посетено на 2010-05-28.
  31. ↑ McCook, G. P.; и др. (1995). „Fully convective M dwarfs“. Villanova University. Архивирано од изворникот на 2011-06-15. Посетено на 2010-05-17.
  32. ↑ Adams, Fred C.; и др. (December 2004). „Red dwarfs and the end of the main sequence“. Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. стр. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.
  33. ↑ Schroeder, Daniel J.; и др. (2000). „A search for faint companions to nearby stars using the wide field planetary camera 2“. The Astronomical Journal. 119 (2): 906–922. Bibcode:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227.
  34. ↑ Gautier, T. N.; и др. (2007). „Far infrared properties of M dwarfs“. The Astrophysical Journal. 667 (1): 527–. arXiv:0707.0464. Bibcode:2007ApJ...667..527G. doi:10.1086/520667. S2CID 15732144.
  35. ↑ Lestrade, J.-F.; и др. (November 2009). „Search for cold debris disks around M-dwarfs. II“. Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1455–1467. arXiv:0907.4782. Bibcode:2009A&A...506.1455L. doi:10.1051/0004-6361/200912306. S2CID 17035185.
  36. ↑ Casagrande, Luca; и др. (September 2008). „M dwarfs: effective temperatures, radii and metallicities“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2): 585–607. arXiv:0806.2471. Bibcode:2008MNRAS.389..585C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x. S2CID 14353142.
  37. ↑ Verschuur, Gerrit L. (2003). Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discovery. Springer. стр. 253–254. ISBN 978-0-387-40606-0.
  38. ↑ Pavlenko, Y. V.; и др. (December 2002). „Carbon monoxide bands in M dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 396 (3): 967–975. arXiv:astro-ph/0210017. Bibcode:2002A&A...396..967P. doi:10.1051/0004-6361:20021454. S2CID 8384149.
  39. ↑ McLean, Ian S.; и др. (October 2003). „The NIRSPEC brown dwarf spectroscopic survey. I. low-resolution near-infrared spectra“. The Astrophysical Journal. 596 (1): 561–586. arXiv:astro-ph/0309257. Bibcode:2003ApJ...596..561M. doi:10.1086/377636. S2CID 1939667.
  40. ↑ Pesch, Peter (June 1972). „CaOH, a new triatomic molecule in stellar atmospheres“. Astrophysical Journal. 174: L155. Bibcode:1972ApJ...174L.155P. doi:10.1086/180970.
  41. ↑ Schmitt, J. H. M. M.; и др. (2001). „Ground-based observation of emission lines from the corona of a red-dwarf star“. Nature. 412 (2): 508–510. Bibcode:2001Natur.412..508S. doi:10.1038/35087513. PMID 11484044. S2CID 4415051.
  42. ↑ Liefke, C.; Reiners, A.; Schmitt, J. H. M. M. (January 2007). „Magnetic field variations and a giant flare Multiwavelength observations of CN Leo“. Memorie della Societa Astronomica Italiana. 78: 258–260. Bibcode:2007MmSAI..78..258L.
  43. ↑ Staff (January 7, 2007). „Calling Dr. Frankenstein! : interactive binaries show signs of induced hyperactivity“. National Optical Astronomy Observatory.
  44. ↑ Schmitt, J. H. M. M.; и др. (September 1995). „The X-ray view of the low-mass stars in the solar neighborhood“. Astrophysical Journal. 450 (9): 392–400. Bibcode:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149.
  45. ↑ Cwiok, M.; и др. (March 2006). „Search for optical counterparts of gamma ray burst“. Acta Physica Polonica B. 37 (3): 919. Bibcode:2006AcPPB..37..919C.
  46. ↑ Röser, Siegfried (2008). Reviews in modern astronomy, cosmic matter. Wiley-VCH. стр. 49–50, 57. ISBN 978-3-527-40820-7.
  47. ↑ Staff (June 8, 2007). „List of the nearest 100 stellar systems“. Research Consortium on Nearby Stars. Посетено на 2007-07-16.
  48. ↑ Gliese, W. (1969). „Catalogue of nearby stars“. Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. 22: 1. Bibcode:1969VeARI..22....1G.
  49. ↑ Allen, C.; и др. (1998). „The galactic orbits of nearby UV Ceti stars“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 34: 37–46. Bibcode:1998RMxAA..34...37A.
  50. ↑ „Wolf 359“. SolStation Company. Посетено на 2006-08-10.
  51. ↑ „Annotations on V* CN Leo object“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 2010-04-13.
  52. ↑ Rodler, F.; и др. (February 2012). „Search for radial velocity variations in eight M-dwarfs with NIRSPEC/Keck II“. Astronomy & Astrophysics. 538: A141. arXiv:1112.1382. Bibcode:2012A&A...538A.141R. doi:10.1051/0004-6361/201117577. S2CID 56103966.
  53. ↑ 53,0 53,1 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.; Keiser, S.; Jenkins, J. S.; Berdiñas, Z.; Diaz, M.; Kiraga, M.; Barnes, J. R. (2019). „Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood“. arXiv:1906.04644 [astro-ph.EP].
  54. ↑ Ribas, I.; Reiners, A.; и др. (February 2023). „The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. Guaranteed time observations Data Release 1 (2016-2020)“. Astronomy & Astrophysics. 670. arXiv:2302.10528. Bibcode:2023A&A...670A.139R. doi:10.1051/0004-6361/202244879.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Волф_359&oldid=5276364“