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Wolf 359

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Wolf 359
Wolf 359
Wolf 359 é a estrela alaranjada localizada pouco acima do centro dessa astrofotografia de 2009.
Dados observacionais (J2000)
Constelação Leo
Asc. reta 10h 56m 28,9s[1]
Declinação 07° 00′ 52,8″[1]
Magnitude aparente 13,507[1]
Características
Tipo espectral M6 V[1]
Cor (U-B) 1,165[2]
Cor (B-V) 2,034[2]
Variabilidade UV[3]
Astrometria
Velocidade radial 19 ± 1 km/s[4]
Mov. próprio (AR) -3 842 mas/a[1]
Mov. próprio (DEC) -2 725 mas/a[1]
Paralaxe 419,10 ± 2,10 mas[1]
Distância 7,78 ± 0,04 anos-luz
2,39 ± 0,01 pc
Magnitude absoluta 16,65[5]
Detalhes
Massa 0,09[6] M☉
Raio 0,16[7] R☉
Gravidade superficial 5,5 (log g)[8]
Luminosidade 0,0009[9] a 0,0011[10] L☉
Temperatura 2 800 ± 100[10] K
Metalicidade [Fe/H] 0,18 ± 0,17[11]
Rotação < 3,0 km/s[4]
Idade 100–350 milhões[10] de anos
Outras denominações
CN Leonis, CN Leo, GJ 406, G 045-020, LTT 12923, LHS 36.[1]
Wolf 359

Wolf 359 é uma estrela localizada a aproximadamente 2,4 parsecs ou 7,8 anos-luz da Terra, o que a torna uma das estrelas mais próximas. Sua posição celestial é a constelação do Leão, próximo à eclíptica. É uma anã vermelha eruptiva extremamente fraca, invisível a olho nu.

História de observação e nome

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Wolf 359 primeiramente chamou a atenção de astrônomos devido a seu movimento transversal relativamente alto, que é conhecido como movimento próprio. Uma alta taxa de movimento próprio pode indicar que a estrela está localizada perto da Terra, pois estrelas mais distantes deveriam se mover a velocidades muito mais altas para alcançar essa mesma velocidade angular na esfera celeste. O movimento próprio de Wolf 359 foi medido pela primeira vez em 1917 pelo astrônomo alemão Max Wolf, com a ajuda de astrofotografia. Em 1919 ele publicou um catálogo com mais de mil estrelas com alto movimento próprio.[12] Ele listou essa estrela com o número 359 e ela tem sido chamada desde então de Wolf 359 em referência a esse catálogo.[13]

A primeira medição da paralaxe de Wolf 359 foi anunciada em 1928 pelo Observatório Monte Wilson, dando um desvio anual de paralaxe de 0,409 ± 0,009 segundos de arco. A partir dessa mudança na posição da estrela, e o tamanho conhecido da órbita da Terra, a distância a ela pode ser calculada. Wolf 359 permaneceu como a estrela menos massiva e menos luminosa conhecida até a descoberta de VB 10 em 1944.[14][15] A magnitude infravermelha desta estrela foi medida em 1957.[16] Em 1969, um breve aumento na luminosidade Wolf 359 foi observado, o que fez com que ela fosse incluída na classe de estrelas variáveis conhecidas como estrelas flares.[17]

Propriedades

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Movimento

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A rotação de uma estrela causa um desvio Doppler no seu espectro. Isso resulta em um alargamento das linhas de absorçãos do espectro, com a largura das linhas aumentando com maiores velocidades de rotação. Contudo, apenas o movimento na direção do observador pode ser medida por esse método, então os dados fornecem apenas um limite mínimo na rotação da estrela (chamado de velocidade de rotação projetada). A velocidade de rotação projetada do equador de Wolf 359 é de menos de 3 km/s, o que é abaixo do limite de detecção por alargamento das linhas de absorção.[4] Essa lenta rotação pode ter sido causada por perda de momento angular por um vento estelar. Normalmente, o tempo necessário para isso acontecer em uma estrela de classe M6 é de cerca de 10 bilhões de anos, porque estrelas completamente convectivas como Wolf 359 perdem velocidade de rotação mais lentamente que outras estrelas.[18] No entanto, modelos evolucionários sugerem que Wolf 359 é uma estrela relativamente jovem com uma idade de menos de um bilhão de anos.[10]

Wolf 359 tem um movimento próprio em relação ao fundo de estrelas de 4,696 segundos de arco por ano, e está se afastando do Sol a uma velocidade de 19 km/s.[4][6] Quando convertido para o sistema galáctico de coordenadas, esse movimento corresponde a uma velocidade espacial de (U, V, W) = (–26, –44, –18) km/s.[19] A velocidade espacial de Wolf 359 implica que a estrela pertence à população de estrelas velhas do disco. Wolf 359 está seguindo uma órbita pela Via Láctea que a leva de 20,5 mil anos-luz (6,3 kpc) a 28 mil anos-luz (8,6 kpc) do centro galáctico. A órbita tem uma excentricidade de 0,156, e sua inclinação leva a estrela a até 444 anos-luz (136 pc) do plano galáctico.[20] A estrela mais próxima a Wolf 359 é a anã vermelha Ross 128, a 3,79 anos-luz (1,16 pc) de distância.[21] A cerca de 13 850 anos atrás, Wolf 359 estava a sua distância mínima do Sol de cerca de 7,35 anos-luz (2,25 pc).[22]

Referências

  1. ↑ a b c d e f g h «SIMBAD query result - V* CN Leo». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de novembro de 2012 
  2. ↑ a b Landolt, Arlo U (maio de 2009). «UBVRI photometric standard stars around the celestial equator: Updates and Additions». The Astronomical Journal. 137 (5): 4186–4269. Bibcode:2009AJ....137.4186L. arXiv:0904.0638Acessível livremente. doi:10.1088/0004-6256/137/5/4186 
  3. ↑ Gershberg, R. E.; Shakhovskaia, N. I (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 
  4. ↑ a b c d Mohanty, Subhanjoy; Basri, Gibor (2003). «Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs». The Astrophysical Journal. 583 (1): 451–472. Bibcode:2002astro.ph..1455M. arXiv:astro-ph/0201455Acessível livremente. doi:10.1086/345097 
  5. ↑ A magnitude absoluta M é determinada da seguinte maneira:
    M = m – 5(log10( D ) – 1)
    = 13,54 – 5(log10( 2,39 ) – 1)
    = 13,54 – 5(0,378 – 1) = 16,65

    em que m é a magnitude aparente, D é a distância em parsecs e log10 é o logaritmo de base 10. Veja:

    Lang, Kenneth R. (2006). Astrophysical formulae. Col: Astronomy and Astrophysics Library. 1 3 ed. [S.l.]: Birkhäuser. p. 31. ISBN 3-540-29692-1 
  6. ↑ a b «THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS». Research Consortium on Nearby Stars. 1 de janeiro de 2007. Consultado em 2 de novembro de 2012 
  7. ↑ Doyle, J. G.; Butler, C. J (1990). «Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars». Astronomy and Astrophysics. 235 (1-2): 335–339. Bibcode:1990A&A...235..335D 
  8. ↑ Fuhrmeister, B.; Schmitt, J. H. M. M.; Hauschildt, P. H (setembro de 2005). «PHOENIX model chromospheres of mid- to late-type M dwarfs». Astronomy and Astrophysics. 439 (3): 1137–1148. Bibcode:2005A&A...439.1137F. arXiv:astro-ph/0505375Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:20042338 
  9. ↑ West, Frederick R (2002). «Letter to the Editor: the corona of CN Leonis (Gliese 406) and its possible detection at radio frequencies». The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 30 (2): 149–150. Bibcode:2002JAVSO..30..149W 
  10. ↑ a b c d Pavlenko, Ya. V.; et al. (2006). «Spectral energy distribution for GJ406». Astronomy and Astrophysics. 447 (2): 709–717. Bibcode:2006A&A...447..709P. arXiv:astro-ph/0510570Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:20052979 
  11. ↑ Rojas-Ayala, Bárbara; et al. (abril de 2012). «Metallicity and temperature indicators in M dwarf K-band spectra: testing new and updated calibrations with observations of 133 solar neighborhood M dwarfs». The Astrophysical Journal. 748 (2): 93. Bibcode:2012ApJ...748...93R. arXiv:1112.4567Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/748/2/93 
  12. ↑ Wolf, M. (1919). «Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen». Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219. Bibcode:1919VeHei...7..195W  Ver p. 206.
  13. ↑ Wolf, M. (julho de 1917). «Eigenbewegungssterne». Astronomische Nachrichten. 204: 345. Bibcode:1917AN....204..345W 
  14. ↑ 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 
  15. ↑ van Biesbroeck, G. (agosto de 1944). «The star of lowest known luminosity». The Astronomical Journal. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ.....51...61V. doi:10.1086/105801 
  16. ↑ Kron, G. E.; Gascoigne, S. C. B.; White, H. S (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 
  17. ↑ Greenstein, Jesse L.; Neugebauer, G.; Becklin, E. E (agosto de 1970). «The faint end of the main sequence». Astrophysical Journal. 161. 519 páginas. Bibcode:1970ApJ...161..519G. doi:10.1086/150556 
  18. ↑ Röser, Siegfried (2008). Reviews in modern astronomy, cosmic matter. [S.l.]: Wiley-VCH. pp. 49–50, 57. ISBN 3-527-40820-7 
  19. ↑ Gliese, W. (1969). «Catalogue of nearby stars». Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. Bibcode:1969VeARI..22....1G 
  20. ↑ Allen, C.; Herrera, M. A (1998). «The galactic orbits of nearby UV Ceti stars». Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. 34: 37–46. Bibcode:1998RMxAA..34...37A 
  21. ↑ «Wolf 359». SolStation Company. Consultado em 7 de dezembro de 2012 
  22. ↑ «Annotations on V* CN Leo object». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 7 de dezembro de 2012 
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