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沃夫359

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沃夫359（Wolf 359）是一顆小且昏暗的M型紅矮星，位於獅子座內，鄰近黃道，與地球的距離只有大約7.8光年。沃夫359非常暗淡，它的視星等是13.5等，需要大望遠鏡才能看見，是目前已知离太阳系第五近的恒星，只有南门二三合星系统和巴納德星比它更靠近地球。

沃夫359

沃夫359位於獅子座的南部，靠近黃道，是顆裸眼看不見的恆星。
觀測資料
曆元 J2000
星座 獅子座
星官
赤經 10h 56m 28.99s[1]
赤緯 +07° 00′ 52.0″[1]
視星等（V） 13.54[1]
特性
光谱分类M6.5 Ve[1]
U−B 色指数+1.54[1]
B−V 色指数+2.01[1]
变星类型鯨魚座UV型[2]
天体测定
徑向速度 (Rv)+19±1[3] km/s
自行 (μ) 赤经：-3842[1] mas/yr
赤纬：-2725[1] mas/yr
视差 (π)419.10 ± 2.10 mas
距离7.78 ± 0.04 ly
(2.39 ± 0.01 pc)
绝对星等 (MV)16.64
詳細資料
質量0.09[4] M☉
半徑0.16[5] R☉
表面重力 (log g)5.5[6]
亮度0.0009[7] L☉
溫度2,800 ± 100[8] K
自轉<3.0 公里/秒[3]
年齡1–3.5 × 108[8] 年
其他命名
CN Leonis, CN Leo, GJ 406, G 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36,[1] GCTP 2553.
參考資料庫
SIMBAD资料

沃夫359的別名有CN Leonis、CN Leo、GJ 406、G 045-020、LTT 12923、LFT 750、LHS 36、GCTP 2553。

性質

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這顆恆星的自行在1917年首度被德國天文學家馬克斯·沃夫測量出來，並在他的星表中編為359號星[9]。在1919年，他發表了超過一千顆有高自行運動的恆星星表，包括沃夫359，這顆恆星自此就被如此稱呼了[10]。1928年，威爾遜山天文台首度測量出沃夫359的視差，並且提出了報告，期數值為0.409 ± 0.009″，光譜類型為dM4e。在1944年發現VB 10之前，他一直都是質量最低、光度最暗的恆星[11][12]。距離它最近的鄰居是羅斯128，兩者相距1.16秒差距(或是3.79光年)[13]。

這是一顆紅矮星，光譜類型為M6.5[14]，但是有些不同的來源會將它的光譜歸類為M5.5[15]、M6[4]或M8[16]。沃夫359外圍的大氣層溫度很低，可以出現FeH、CrH、H2O等分子的光譜[17]，可能還有TiO和CaOH[18]。在2001年，它成為除了太陽之外，唯一由地基天文台觀測到星冕光譜的恆星[19]。

這顆恆星在赤道的投影的自轉速度低於3公里/秒；低於檢測到的譜線致寬的數值之下[3]。如此低的自轉速度被認為是磁-熱恆星風造成恆星角動量流失所導致的。在時間尺度上，一顆恆星維持光譜類型為M6的時間大約是100億年，因為像這樣一顆有著完全對流的恆星有著相對較慢的自轉機制[20]。這顆恆星的空間速度顯示它是老的銀盤恆星，但是恆星演化模型指出這是顆較為年輕的恆星，年齡不會超過10億年[8]。

它的分類屬於鯨魚座UV型的閃光星[2]，並且有很高的閃焰發生率。它的變星標識是獅子座CN。使用哈伯太空望遠鏡的觀測，在2小時的週期內觀測到32次的閃焰事件，釋放出的能量達到1027 爾格（1020 焦耳），甚至更高[16]。它的平均磁場強度大約為2.2 kG（0.22 teslas），但是在6個小時內就會有很大的變化[15]。相較之下，太陽的磁場平均是1 高斯（100 µT），但是在太陽黑子活動的地區可以達到3 kG (0.3 T)[21]。

哈伯太空望遠鏡對這顆恆星的研究未能發現伴星，但是這不能排除有低於望遠鏡偵測能力之下質量的伴星存在（像是軌道很接近母恆星的行星），所以還是可能有很小的行星[22]。沒有發現過量的紅外線輻射，顯示這顆恆星缺乏環繞著的表岩屑[23]。

相關條目

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參考資料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 SIMBAD Query: V* CN Leo -- Flare Star. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2007-07-16]. （原始内容存档于2015-12-09）. 
  2. ^ 2.0 2.1 Gershberg, R. E.; Shakhovskaia, N. I. Characteristics of activity energetics of he UV Cet-type flare stars. Astrophysics and Space Science. 1983, 95 (2): 235–253 [2007-07-18]. doi:10.1007/BF00653631. （原始内容存档于2019-04-02）. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Mohanty, Subhanjoy; Basri, Gibor. Rotation and Activity in Mid-M to L Field Dwarfs. The Astrophysical Journal. 2003, 583 (1): 451–472 [2007-11-29]. doi:10.1086/345097. 
  4. ^ 4.0 4.1 Staff. List of the Nearest 100 Stellar Systems. Research Consortium on Nearby Stars. June 8, 2007 [2007-07-16]. （原始内容存档于2015-07-06）. 
  5. ^ Doyle, J. G.; Butler, C. J. Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars. Astronomy and Astrophysics. 1990, 235 (1-2): 335–339 [2007-07-18]. （原始内容存档于2019-09-14）. 
  6. ^ Fuhrmeister, B.; Schmitt, J. H. M. M.; Hauschildt, P. H. PHOENIX model chromospheres of mid- to late-type M dwarfs. Astronomy and Astrophysics. September 2005, 439 (3): 1137–1148. doi:10.1051/0004-6361:20042338. 
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  8. ^ 8.0 8.1 8.2 Pavlenko, Ya. V.; Jones, H. R. A.; Lyubchik, Yu.; Tennyson, J.; Pinfield, D. J. Spectral energy distribution for GJ406. Astronomy and Astrophysics. 2006, 447 (2): 709–717 [2007-07-18]. doi:10.1051/0004-6361:20052979. （原始内容存档于2019-06-14）. 
  9. ^ Wolf, M. Eigenbewegungssterne. Astronomische Nachrichten. July 1917, 204: 345. Bibcode:1917AN....204..345W. 
  10. ^ Wolf, M. Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen. Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 1919, 7 (10): 195–219 [2008-07-07].  See p. 206.
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外部連結

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