Список ближайщих к Солнцу звезд
| Звёздная система | Звезда или коричневый карлик | Спек. класс | Вид. зв. вел. | Расстояние,св. год | ||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Солнечная система | Солнце | G2V | −26,72 ± 0,04 | 8,32 ± 0,16 св. мин | ||
| 1 | α Центавра | Проксима Центавра | 1 | M5,5Ve | 11,09 | 4,2421 ± 0,0016 |
| α Центавра A | 2 | G2V | 0,01 | 4,3650 ± 0,0068 | ||
| α Центавра B | 2 | K1V | 1,34 | |||
| 2 | Звезда Барнарда | 4 | M4Ve | 9,53 | 5,9630 ± 0,0109 | |
| 3 | Луман 16 | A | 5 | L8 | 23,25 | 6,588 ± 0,062 |
| B | 5 | L9/T1 | 24,07 | |||
| 4 | WISE 0855–0714 | 7 | Y | 13,44 | 7,18+0,78−0,65 | |
| 5 | Вольф 359 | 8 | M6V | 13,44 | 7,7825 ± 0,0390 | |
| 6 | Лаланд 21185 | 9 | M2V | 7,47 | 8,2905 ± 0,0148 | |
| 7 | Сириус | Сириус A | 10 | A1V | −1,43 | 8,5828 ± 0,0289 |
| Сириус B | 10 | DA2 | 8,44 | |||
| 8 | Лейтен 726-8 | Лейтен 726-8 A | 12 | M5,5Ve | 12,54 | 8,7280 ± 0,0631 |
| Лейтен 726-8 B | 12 | M6Ve | 12,99 | |||
| 9 | Росс 154 | 14 | M3,5Ve | 10,43 | 9,6813 ± 0,0512 | |
| 10 | Росс 248 | 15 | M5,5Ve | 12,29 | 10,322 ± 0,036 | |
| 11 | WISE 1506+7027 | 16 | T6 | 14.32 | 10,521 | |
| 12 | ε Эридана | 17 | K2V | 3,73 | 10,522 ± 0,027 | |
| 13 | Лакайль 9352 | 18 | M1,5Ve | 7,34 | 10,742 ± 0,031 | |
| 14 | Росс 128 | 19 | M4Vn | 11,13 | 10,919 ± 0,049 | |
| 15 | WISE 0350-5658 | 20 | Y1 | 22.8 | 11,208 | |
| 16 | EZ Водолея | EZ Водолея A | 21 | M5Ve | 13,33 | 11,266 ± 0,171 |
| EZ Водолея B | 21 | M? | 13,27 | |||
| EZ Водолея C | 21 | M? | 14,03 | |||
| 17 | Процион | Процион A | 24 | F5V-IV | 0,38 | 11,402 ± 0,032 |
| Процион B | 24 | DA | 10,70 | |||
| 18 | 26 | K5V | 5,21 | 11,403 ± 0,022 | ||
| 26 | K7V | 6,03 | ||||
| 19 | 28 | M3V | 8,90 | 11,525 ± 0,069 | ||
| 28 | M3,5V | 9,69 | ||||
| 20 | 30 | M1,5V | 8,08 | 11,624 ± 0,039 | ||
| 30 | M3,5V | 11,06 | ||||
| 21 | 32 | K5Ve | 4,69 | 11,824 ± 0,030 | ||
| 32 | T1V | >23 | ||||
| 32 | T6V | >23 | ||||
| 22 | 35 | M6,5Ve | 14,78 | 11,826 ± 0,129 | ||
| 23 | 36 | G8Vp | 3,49 | 11,887 ± 0,033 | ||
| 24 | GJ 1061 | 37 | M5,5V | 13,09 | 11,991 ± 0,057 | |
| 25 | YZ Кита | 38 | M4,5V | 12,02 | 12,132 ± 0,133 | |
| 26 | Звезда Лейтена | 39 | M3,5Vn | 9,86 | 12,366 ± 0,059 | |
| 27 | 40 | M6,5V | 15,14 | 12,514 ± 0,129 | ||
| 28 | 41 | M8,5V | 17,39 | 12,571 ± 0,054 | ||
| 42 | T6 | |||||
| 29 | Звезда Каптейна | 43 | M1,5V | 8,84 | 12,777 ± 0,043 | |
| 30 | 44 | M0V | 6,67 | 12,870 ± 0,057 | ||
| 31 | 45 | Y1 | 21,1 | 13,046 | ||
| 32 | Крюгер 60 | Крюгер 60 A | 46 | M3V | 9,79 | 13,149 ± 0,074 |
| Крюгер 60 B | 46 | M4V | 11,41 | |||
| 33 | 48 | M8,5V | 17,39 | 13,167 ± 0,082 | ||
| 34 | 49 | T9 | 24.32 | 13,259 | ||
| 35 | 50 | M4,5V | 11,15 | 13,349 ± 0,110 | ||
| 50 | M5,5V | 14,23 | ||||
| 37 | 53 | M3V | 10,07 | 13,820 ± 0,098 | ||
| 38 | Звезда ван Маанена | 54 | DZ7 | 12,38 | 14,066 ± 0,109 | |
| № | Обозначение | Обозначение | № | Спек. класс | Вид. зв. вел. | Расстояние,св. год |
| Звёздная система | Звезда или коричневый карлик |
Свойства [ править ]
Lalande 21185 — типичная звезда главной последовательности типа M ( красный карлик ) с массой около 46% от массы Солнца и намного холоднее Солнца при температуре 3828 К. Она по своей природе тусклая с абсолютной величиной 10,48. , излучающий большую часть своей энергии в инфракрасном диапазоне . Лаланд 21185 — звезда с высоким собственным движением, движущаяся со скоростью около 5 угловых секунд в год по орбите, перпендикулярной плоскости Млечного Пути . необходима цитатаДоля элементов, отличных от водорода и гелия, оценивается на основе отношения железа к водороду в звезде по сравнению с Солнцем. Логарифм этого отношения равен -0,20, что означает, что доля железа составляет около 10 -0,20 , или 63% от Солнца. Поверхностная сила тяжести этой относительно компактной звезды примерно в 65 раз больше, чем сила тяжести на поверхности Земли (log g = 4.8 cgs) , что более чем в два раза превышает силу тяжести на поверхности нашего Солнца.
Лаланд 21185 внесен в список переменных звезд типа BY Draconis в Общем каталоге переменных звезд . Это обозначено переменной звездой NSV 18593. Несколько звездных каталогов, включая SIMBAD , также классифицируют ее как вспыхивающую звезду . Этот вывод не подтверждается первичной ссылкой, которую используют все эти каталоги. Наблюдения, сделанные в этом справочнике, показывают, что он довольно тихий по сравнению с другими звездами своего переменного типа.
Lalande 21185 излучает рентгеновские лучи.
Это самая яркая звезда между переменной CO Ursae Maj и сравнительно яркой звездой HD 95129 к западу от нее ( особенно на юге ) и немного ближе к последней.
Список ближайщих к Солнцу звезд
| Звёздная система | Звезда или коричневый карлик | Спек. класс | Вид. зв. вел. | Расстояние,св. год | ||
|---|---|---|---|---|---|---|
| Солнечная система | Солнце | G2V | −26,72 ± 0,04 | 8,32 ± 0,16 св. мин | ||
| 1 | α Центавра | Проксима Центавра | 1 | M5,5Ve | 11,09 | 4,2421 ± 0,0016 |
| α Центавра A | 2 | G2V | 0,01 | 4,3650 ± 0,0068 | ||
| α Центавра B | 2 | K1V | 1,34 | |||
| 2 | Звезда Барнарда | 4 | M4Ve | 9,53 | 5,9630 ± 0,0109 | |
| 3 | Луман 16 | A | 5 | L8 | 23,25 | 6,588 ± 0,062 |
| B | 5 | L9/T1 | 24,07 | |||
| 4 | WISE 0855–0714 | 7 | Y | 13,44 | 7,18+0,78−0,65 | |
| 5 | Вольф 359 | 8 | M6V | 13,44 | 7,7825 ± 0,0390 | |
| 6 | Лаланд 21185 | 9 | M2V | 7,47 | 8,2905 ± 0,0148 | |
| 7 | Сириус | Сириус A | 10 | A1V | −1,43 | 8,5828 ± 0,0289 |
| Сириус B | 10 | DA2 | 8,44 | |||
| 8 | Лейтен 726-8 | Лейтен 726-8 A | 12 | M5,5Ve | 12,54 | 8,7280 ± 0,0631 |
| Лейтен 726-8 B | 12 | M6Ve | 12,99 | |||
| 9 | Росс 154 | 14 | M3,5Ve | 10,43 | 9,6813 ± 0,0512 | |
| 10 | Росс 248 | 15 | M5,5Ve | 12,29 | 10,322 ± 0,036 | |
| 11 | WISE 1506+7027 | 16 | T6 | 14.32 | 10,521 | |
| 12 | ε Эридана | 17 | K2V | 3,73 | 10,522 ± 0,027 | |
| 13 | Лакайль 9352 | 18 | M1,5Ve | 7,34 | 10,742 ± 0,031 | |
| 14 | Росс 128 | 19 | M4Vn | 11,13 | 10,919 ± 0,049 | |
| 15 | WISE 0350-5658 | 20 | Y1 | 22.8 | 11,208 | |
| 16 | EZ Водолея | EZ Водолея A | 21 | M5Ve | 13,33 | 11,266 ± 0,171 |
| EZ Водолея B | 21 | M? | 13,27 | |||
| EZ Водолея C | 21 | M? | 14,03 | |||
| 17 | Процион | Процион A | 24 | F5V-IV | 0,38 | 11,402 ± 0,032 |
| Процион B | 24 | DA | 10,70 | |||
| 18 | 26 | K5V | 5,21 | 11,403 ± 0,022 | ||
| 26 | K7V | 6,03 | ||||
| 19 | 28 | M3V | 8,90 | 11,525 ± 0,069 | ||
| 28 | M3,5V | 9,69 | ||||
| 20 | 30 | M1,5V | 8,08 | 11,624 ± 0,039 | ||
| 30 | M3,5V | 11,06 | ||||
| 21 | 32 | K5Ve | 4,69 | 11,824 ± 0,030 | ||
| 32 | T1V | >23 | ||||
| 32 | T6V | >23 | ||||
| 22 | 35 | M6,5Ve | 14,78 | 11,826 ± 0,129 | ||
| 23 | 36 | G8Vp | 3,49 | 11,887 ± 0,033 | ||
| 24 | GJ 1061 | 37 | M5,5V | 13,09 | 11,991 ± 0,057 | |
| 25 | YZ Кита | 38 | M4,5V | 12,02 | 12,132 ± 0,133 | |
| 26 | Звезда Лейтена | 39 | M3,5Vn | 9,86 | 12,366 ± 0,059 | |
| 27 | 40 | M6,5V | 15,14 | 12,514 ± 0,129 | ||
| 28 | 41 | M8,5V | 17,39 | 12,571 ± 0,054 | ||
| 42 | T6 | |||||
| 29 | Звезда Каптейна | 43 | M1,5V | 8,84 | 12,777 ± 0,043 | |
| 30 | 44 | M0V | 6,67 | 12,870 ± 0,057 | ||
| 31 | 45 | Y1 | 21,1 | 13,046 | ||
| 32 | Крюгер 60 | Крюгер 60 A | 46 | M3V | 9,79 | 13,149 ± 0,074 |
| Крюгер 60 B | 46 | M4V | 11,41 | |||
| 33 | 48 | M8,5V | 17,39 | 13,167 ± 0,082 | ||
| 34 | 49 | T9 | 24.32 | 13,259 | ||
| 35 | 50 | M4,5V | 11,15 | 13,349 ± 0,110 | ||
| 50 | M5,5V | 14,23 | ||||
| 37 | 53 | M3V | 10,07 | 13,820 ± 0,098 | ||
| 38 | Звезда ван Маанена | 54 | DZ7 | 12,38 | 14,066 ± 0,109 | |
| № | Обозначение | Обозначение | № | Спек. класс | Вид. зв. вел. | Расстояние,св. год |
| Звёздная система | Звезда или коричневый карлик |
На сегодняшний день выявлено 56 экзопланет в радиусе 10 парсеков
Система TRAPPIST-1 против солнечной системы; все семь планет TRAPPIST-1 могут находиться в пределах орбиты Меркурия. Сообщая массу, радиус, состав атмосферы и параметры орбиты планет, а также астрономическую информацию о нашей звезде, кто-то с передовыми технологиями сможет идентифицировать нашу солнечную систему издалека. (НАСА / Лаборатория реактивного движения-Калтех)
В этой области более 400 известных звезд, но только 26 имеют планетные системы. Старый «рекордсмен» — Gliese 892 (HR 8832, HD 219134, шир. Gliese 892) с шестью подтвержденными планетами и одним дополнительным кандидатом.
Ближайшая Проксима Центавра находится всего в 4,2 световых годах от нас; TRAPPIST-1 находится немного дальше: 40 световых лет и более 12 парсеков.
Одна из основных задач астрономов — найти транзитные планеты вокруг этих звезд. Если их удастся найти, идентифицировать и охарактеризовать, будущие орбитальные обсерватории, такие как Джеймс Уэбб и Тридцатиметровый телескоп (ТМТ), строящийся в настоящее время на Земле, получат возможность наблюдать за ними. Впервые у человечества появится реальная возможность изучать атмосферу и обнаруживать признаки жизни в потенциально обитаемых мирах вокруг других звезд.
Существование планетной системы
В 1996 году появилась первая информация о том, что звезда может иметь планетную систему. Эта информация основывалась на анализе данных фотосьёмки за период —1984 годов и данных о движении звезды с по 1996 год.
Полученные данные позволяют предположить наличие трех планет:
- Lalande 21185b: радиус орбиты (большая полуось) — 2,2 а.е., эксцентриситет — 0,0, масса — 0,9 массы Юпитера, период обращения — 5,8 лет.
- Lalande 21185c: радиус — 11 а.е., эксцентриситет — около 0, масса — 1,6 масс Юпитера, период обращения — 30 лет.
- Lalande 21185d: радиус — больше 11 а.е., эксцентриситет — около 0, масса — около одной массы Юпитера, период обращения — более 30 лет.
История
Расстояния ближайшие звезды от 20000 лет назад до 80000 лет в будущем
В небесные координаты Лаланда 21185 были впервые опубликованы в 1801 году французским астрономом. Жером Лаланд из Парижская обсерватория в звездном каталоге Histoire Céleste Française. Каталожные порядковые номера для большинства наблюдаемых звезд, включая эту, были введены в его издании 1847 г. Фрэнсис Бейли. Сегодня эта звезда — одна из немногих, которых до сих пор называют по каталожному номеру Лаланда.
В мае 1857 г. Фридрих Вильгельм Аргеландер обнаружил высокий собственное движение звезды. Иногда его называли «второй звездой Аргеландера». («Первая звезда Аргеландера» — это Грумбридж 1830, высокое собственное движение которого было открыто Аргеландером ранее — в 1842 г.).
Фридрих Август Теодор Виннеке сообщается, что первое измерение звезды параллакс из 0,511 угловые секунды в 1857–1858 гг. и, таким образом, впервые идентифицировав Лаланда 21185 как вторую по величине известную звезду к солнце, после Альфа Центавра система. С тех пор более точные измерения поместили звезду дальше, но она оставалась второй по величине известной звездной системой до астрофотографический открытие двух тусклых красных карликов, Wolf 359 и Barnard’s Star, в начале 20 века.
Множественные звездные системы встречаются часто
Хотя практически все звезды на ночном небе кажутся отдельными яркими пятнами, многие из них являются мультизвездными системами. Кастор — система с наибольшим количеством звезд в пределах 25 парсеков (NASA / JPL-Caltech / Caetano Julio)
Мы можем легко найти одиночные звезды, похожие на Солнце, в пределах 10 парсеков, но двойные, тройные и более кратные звезды также довольно распространены. Ближайшая звездная система Альфа Центавра тройная, также есть две «пятерки» — GJ0644 и Альфа Весов.
Недавно было идентифицировано более 100 дополнительных звезд, которые являются частью 316 известных систем. Но ученые хотели сделать больше, поэтому RECONS расширил поиск за последнее десятилетие до 25 парсеков. По состоянию на 2014 год команда проекта обнаружила:
- 1533 одиночных звездных системы;
- 509 двойных систем;
- 102 тройной;
- 19 четырехкомпонентных систем;
- 4 системы из пяти частей и даже 1 система из шести частей.
Это шестиэлементное образование, Кастор, знакомо с древних времен и является 24-й по яркости звездной системой в ночном небе. На расстоянии всего 51 световой год от нас это больше 10 парсеков, но чуть больше 15,7.
Более слабые системы с наименьшей массой все еще могут ускользнуть от обнаружения, даже если они ограничены всего десятью парсеками. И нет никакой гарантии, что наблюдаемое нами изображение точно отражает объекты и явления в Галактике и Вселенной. Но мы очень близки к пониманию того, где и как искать пропавшие звезды.
Ученые, работающие в RECONS, уверенно заявили, что они обнаружили почти все системы в пределах 10 пк и, судя по их выводам, Солнце не типичная звезда, а более массивная, чем примерно 95% звезд во Вселенной.
Скоро мы сможем с уверенностью отвечать на вопросы о планетах и жизни на них, а не просто строить предположения. Сейчас захватывающее время для исследования огромного космоса, даже за пределами нашей Солнечной системы.
Требования планетной системы
Голландский астроном Питер ван де Камп в 1945 г. писали, что Лаланд 21185 обладает «невидимым спутником» массой 0,06 Солнца (примерно в 60 раз больше массы Юпитера). В 1951 г. ван де Камп и его ученик Сара Липпинкотт потребовал планетарной системы с использованием фотопластинок, снятых 24-дюймовым (610 мм) рефракторный телескоп в Swarthmore College с Обсерватория Спраул. Летом 1960 года Сара Липпинкотт повторила заявление 1951 года о планетной системе, только на этот раз с другими параметрами (0,01 солнечной массы = 10-кратной массы Юпитера, 8-летний период, e = 0,3, a = 0,083 а.е.). Она использовала оригинальные фотопластинки и новые пластинки, снятые тем же телескопом. Фотографические пластины этой обсерватории, сделанные в то же время, были использованы Ван де Кампом для его ошибочного утверждения о планетной системе для Звезда Барнарда. Фотопластинки, изготовленные с помощью 24-дюймового рефрактора Sproul и использовавшиеся для этих и других исследований, позже были признаны дефектными. Заявления о планетных спутниках обеих звезд были опровергнуты в 1974 году астрометрическими измерениями, выполненными Джордж Гейтвуд из Обсерватория Аллегейни.
В 1996 году тот же Джордж Гейтвуд заметно объявил на ААС встреча и в популярную прессу открытие нескольких планет в этой системе, обнаруженное астрометрией. Первоначальный отчет о планете был основан на очень тонком анализе положения звезды на протяжении многих лет, который предполагал рефлекторное орбитальное движение, вызванное одним или несколькими спутниками. Гейтвуд утверждал, что такие спутники обычно появляются на расстоянии более 0,8 угловой секунды от самого красного карлика. Хотя статья Гейтвуда, опубликованная всего несколькими годами ранее и последующие поиски другими пользователями с использованием коронографы и методы мультифильтра для уменьшения проблем, связанных с рассеянным светом от звезды, не позволили точно идентифицировать таких спутников, и поэтому его утверждение остается неподтвержденным и в настоящее время вызывает сомнения. Однако опубликованные в 2017 году данные системы HIRES на Обсерватория Кека на Мауна-Кеа подтвердил существование гораздо более близкого кандидата на планете с орбитальным периодом всего 9,8693 ± 0,0016 дня и минимальной массой 3,8 M⊕.
Уточнение планетарных границ
До 1980-х годов измерения лучевой скорости на красный карлик звезды не были ни очень точными, ни последовательными, и поэтому из-за своей видимой яркости и из-за отсутствия компаньона эта звезда вместе с одиннадцатью другими подобными звездами красных карликов была выбрана в качестве радиальная скорость измеряется с беспрецедентно высокой точностью охотником за планетами Джефф Марси. В этом и других исследованиях в то время не было обнаружено никаких спутников вокруг этой звезды, но они смогли установить новую верхнюю границу массы любой планеты, которая могла присутствовать. Предел обнаружения технологий того времени, 1987 год, позволил им определить, что для этой звездной системы не существует планеты с массой больше 0,7 массы планеты. Юпитер на орбите ближе, чем 5 дней, и ни одна планета с массой Юпитера больше 10, вращающаяся по орбите ближе, чем на несколько а.е.[нужна цитата ]
Лейтен 726-8, 7. Росс 154, 8. Росс 248
На шестой, седьмой и восьмой позиции мы снова встречаем красных карликов. Шестое место занимает Лейтен 726-8, звездная система, удаленная от Солнечной системы на 8,73 световых года. Это двойная система, состоящая из двух красных карликов. Один из них, звезда 726-8B, также известен как UV Кита. Это название может Вам ни о чем не говорить, но она является одной из так называемых «вспыхивающих звезд» (способных сильно увеличивать свою яркость в течение нескольких минут).
На седьмом месте идет звезда Росс 154. Она удалена на расстояние 9,68 световых лет от Солнечной системы. Находится она в созвездии Стрельца. Но, как и в случае с остальными красными карликами, она слишком тускла, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом. Звезда имеет лишь 17% массы Солнца и 24% его радиуса. Этот объект обычно рождает крупные вспышки раз в двое суток.
Восьмое место у Росс 248. Это небольшой красный карлик, который находится в 10,32 световых годах от Солнечной системы. Он имеет всего 0,2% яркости Солнца, и намного меньше его по размерам. Росс 248, однако, известен среди прочего еще и тем, что через 36000 лет он будет ближайшей к Солнцу звездой. В течение короткого периода времени (с астрономической точки зрения). В те далекие время она будет находиться на расстоянии 3,02 световых года от Солнечной системы. Продлится такая ситуация около 6000 лет. После чего Росс 248 улетит достаточно далеко, чтобы Проксима Центавра снова стала самой близкой к нам звездой.
Lalande 21185 Radial Velocity and Proper Motion
In simplistic terms, all non-rogue stars, like planets, orbit around a central object, although that is actually not true. Where is the centre of the Solar System. For simplicity it’s the central star, such as the Sun. In the case of a star, it’s the galactic centre.The constellations we see today will be different than they were 50,000 years ago or 50,000 years from now.Proper motion details the movements of these stars and is measured in milliarcseconds. Lalande 21185 is moving -4,765.85 ± 0.44 milliarcseconds/year towards the north and -580.27 ± 0.67 milliarcseconds/year east if we saw them in the horizon.
The radial velocity, the speed at which the Lalande 21185 is towards the Sun, is -84.69000 km/s with an error of about 0.10 km/s . When the value is negative, the star and the Sun are getting closer to one another; likewise, a positive number means that two stars are moving away. It’s nothing to fear as the stars are so far apart they won’t collide in our lifetime, if ever.
История
Расстояния до ближайших звезд от 20000 лет назад до 80000 лет в будущем
В небесных координат из Лаланд 21185 впервые были опубликованы в 1801 году французский астроном Жером Лаланд из Парижской обсерватории в каталоге звезд Histoire Celeste française . Порядковые номера в каталоге для большинства наблюдаемых звезд, включая эту, были введены Фрэнсисом Бейли в его издании 1847 года . Сегодня эта звезда — одна из немногих, которые все еще обычно называют по каталожному номеру Лаланда.
В мае 1857 года Фридрих Вильгельм Аргеландер обнаружил высокое собственное движение звезды. Иногда его называли «второй звездой Аргеландера». («Первая звезда Аргеландера» — Грумбридж 1830 , высокое собственное движение которой было обнаружено Аргеландером ранее — в 1842 году).
Сообщается, что Фридрих Август Теодор Виннеке провел первое измерение параллакса звезды 0,511 угловой секунды в 1857–1858 годах и таким образом впервые идентифицировал Лаланд 21185 как вторую по величине известную звезду к Солнцу после системы Альфа Центавра . С тех пор более точные измерения позволили расположить звезду дальше, но она оставалась второй по величине известной звездной системой до астрофотографического открытия двух тусклых красных карликов, Волка 359 и звезды Барнарда в начале 20 века.
Характеристики
Lalande 21185 — типичный тип-М главная последовательность звезда (красный карлик ) с около 46% массы Солнца и намного холоднее Солнца при 3828 К. Он по своей природе тусклый с абсолютная величина 10,48, выделяя большую часть своей энергии в инфракрасный. Lalande 21185 — высококлассныйсобственное движение звезда движется со скоростью около 5 угловых секунд в год по орбите, перпендикулярной плоскости Млечный Путь.[нужна цитата ] Доля элементов, отличных от водорода и гелия, оценивается на основе отношения железа к водороду в звезде по сравнению с Солнцем. Логарифм этого отношения равен -0,20, что означает, что доля железа составляет около 10−0.20, или 63% от Солнца. Поверхностная сила тяжести этой относительно компактной звезды примерно в 65 раз больше, чем сила тяжести на поверхности Земли (log g = 4.8 cgs), что более чем в два раза превышает силу тяжести на поверхности нашего Солнца.
Lalande 21185 внесен в список Автор Draconis тип переменной звезды в Общий каталог переменных звезд. Он обозначен переменной звездой NSV 18593. Несколько звездных каталогов, в том числе SIMBAD, также классифицируйте его как Вспышка звезды. Этот вывод не подтверждается первичной ссылкой, которую используют все эти каталоги. Наблюдения, сделанные в этом справочнике, показывают, что он довольно тихий по сравнению с другими звездами своего переменного типа.
Lalande 21185 излучает рентгеновские лучи.
Планетная система
Дальнейшие исследования лучевых скоростей с помощью Спектрограф SOPHIE échelle и обзор исходного сигнала показал, что период 9,9 дней не может быть обнаружен, и вместо этого предложил, используя оба набора данных, что экзопланета вращается вокруг звезды с периодом 12,95 или 1,08 дня, гораздо более вероятно 12,95, как экзопланеты с однодневным периодом. кажутся редкими в системах. Это даст планете минимальную массу в 2,99 массы Земли. Он слишком близко к звезде и, следовательно, слишком горячий, чтобы находиться в обитаемой зоне во всех точках в пределах ее эксцентрической орбиты. Предложенная планета на 12-дневной орбите была подтверждена КАРМЕН (Поиск высокого разрешения карликов M в Калар-Альто с помощью экзоземли с ближним инфракрасным и оптическим спектрографами Echelle) в 2020 году.
| Компаньон(по порядку от звезды) | Масса | Большая полуось(Австралия ) | Орбитальный период(дней ) | Эксцентриситет | Наклон | Радиус |
|---|---|---|---|---|---|---|
| б | ≥2.69±0.25 M⊕ | 0.07890+0.00068−0.00077 | 12.946±0.005 | 0.12+0.12−0.09 | — | — |
В жилая зона для этой звезды, определяемой как места, где жидкая вода может присутствовать на планете, подобной Земле, находится в радиусе 0,11–0,24Австралия, где 1 а.е. — среднее расстояние от Земли до Солнца. Настоящая планета б имеет равновесную температуру 370,1+5.8−6.8 K.
Заявления о планетной системе
Голландский астроном Питер ван де Камп писал в 1945 году, что у Лаланда 21185 был «невидимый спутник» массой 0,06 Солнца (примерно в 60 раз больше массы Юпитера). В 1951 году ван де Камп и его ученица Сара Липпинкотт заявили о планетной системы с помощью фотографических пластинок, снятых 24-дюймовым (610 мм) рефракторный телескоп в Swarthmore College в обсерватории Спраула. Летом 1960 года Сара Липпинкотт повторила заявление 1951 года о планетной системе, только на этот раз с другими параметрами (0,01 солнечной массы = 10-кратной массы Юпитера, 8-летний период, e = 0,3, a = 0,083 а.е.). Она использовала оригинальные фотопластинки и новые пластинки, снятые тем же телескопом. Снимки из этой обсерватории, сделанные в то же время, были использованы Ван де Кампом для его ошибочного утверждения о планетной системе звезды Барнарда. Фотопластинки, изготовленные с помощью 24-дюймового рефрактора Sproul и использовавшиеся для этих и других исследований, позже были признаны дефектными. Заявления о планетных спутниках обеих звезд были опровергнуты в 1974 году астрометрическими измерениями, выполненными Джорджем Гейтвудом из обсерватории Аллегейни.
. В 1996 году тот же Джордж Гейтвуд заметно объявил на AAS встреча и популярная пресса об открытии нескольких планет в этой системе, обнаруженных астрометрией. Первоначальный отчет о планете был основан на очень тонком анализе положения звезды на протяжении многих лет, который предполагал рефлекторное орбитальное движение, вызванное одним или несколькими спутниками. Гейтвуд утверждал, что такие спутники обычно появляются на расстоянии более 0,8 угловой секунды от самого красного карлика. Тем не менее, статья Гейтвуда, опубликованная всего несколькими годами ранее, и последующие поиски другими авторами с использованием коронографов и методов мультифильтрации для уменьшения проблем с рассеянным светом от звезды, не позволили точно идентифицировать таких спутников, и поэтому его требование остается неподтвержденным и в настоящее время вызывает сомнения. Однако опубликованные в 2017 году данные системы HIRES в обсерватории Кека на Мауна-Кеа подтвердили существование гораздо более близкого по планете кандидата с орбитальным периодом всего 9,8693 ± 0,0016 дня. и минимальная масса 3,8 M⊕.
Уточнение границ планет
Измеренная лучевая скорость этой звезды настолько постоянна, что астроном и охотник за планетами Джефф Марси использует ее как идеальный пример «нормальных» уровней устойчивости красных карликов. Отрицательные результаты этого и других обзоров не исключают полностью наличия планетной системы, но они устанавливают верхнюю границу массы любых планет, которые могут присутствовать. Предел обнаружения нынешней технологией для этой звездной системы немного меньше массы планеты Юпитер. Новые инструменты земного и космического базирования, безусловно, еще больше снизят этот предел и, возможно, обнаружат любые малые планеты, которые могут присутствовать.
Lalande 21185 Physical Properties
Lalande 21185 Colour and Type
Lalande 21185 spectral type of M2V which means its colour and type is red main sequence star. There is no relationship between colour and size. For example, a red star can be large or small. Small stars are more energy efficient than larger stars and live longer.
Lalande 21185 Temperature
Based on the spectral type as we don’t have the exact temperature’, we can deduce that the surface temperature of Lalande 21185 is in the order of below 3,500K based on the notes from Harvard University. To put this in context, the temperature of our Sun is about 5,778 Kelvin as said by .
- Blue (O) > 25,000K
- Blue/White (B) = 10,000 — 25,000K
- Blue/White (A) = 7,500 — 10,000K
- Yellow/White (F) = 6,000 — 7,500K
- Yellow (G) = 5,000 — 6,000K
- Orange/Red (K) = 3,500 — 5000K
- Red (M) = < 3,500K
- Red (C) = < 3,500K
There is a relationship between colour and temperature, stars that are closer to red in the rainbow spectrum are cooler whereas those closer to blue are hotter. Those that are blue stars are normally identified as being young stars whereas redder stars are usually older stars, ones that are at the end of their life. An example of when it’s a , Lalande 21185 has stolen matter from a nearby star and grown to appear youthful when it’s not. These stars are found mainly in Star Clusters.
Lalande 21185 Luminosity
Luminosity is the amount of energy a star pumps out relative to the amount that our star, the Sun, gives out. Our star, the Sun’s value is 1. Lalande 21185 luminosity figure of 0.02 is based on the value in the Simbad Hipparcos Extended Catalogue at the University of Strasbourg from 2012. The star generates more energy than our star.
Iron Abundance
Lalande 21185 is -0.3 with an error value of 0.05 Fe/H, with the Sun having a value of 1 to put it into context. The value comes from the Hipparcos Extended Catalog.
Свойства звезды[]
Ума — это типичная звезда главной последовательности, спектрального класса М, с массой около 46% массы Солнца, и намного холоднее нашего светила, с температурой поверхности в 3828 К. Она по своей природе тусклая с абсолютной величиной 10.48, и излучает больше всего света в инфракрасном диапазоне(сиречь, тепло по простому). Доля элементов, отличных от водорода и гелия, для данной звезды оценивается порядка 63% от Солнечного. Поверхностная гравитация на данной звезде в 65 раз превышает гравитацию на Земле, равняясь 4,87 g, что более чем в два раза превышает поверхностную гравитацию на поверхности Солнца.
Ума является переменной типа BY Draconis, и имеет обозначение, как NSV 18593. Несколько звездных каталогов, включая и СИМБАД, классифицируют её, как вспыхивающую звезду. Наблюдения же показывают, что данная звезда довольно спокойна, по сравнению с другими представителями своего класса. Также, данная звезда испускает рентгеновское излучение. Это самая яркая звезда между переменной СО Большой Медведицы и сравнительно яркой звездой HD 95129 к западу от нее (особенно к югу) и немного ближе к последней.