.gif) Secuencia de fotos transcurrida en el tiempo del movimiento de WISE 0855−0714 en el cielo utilizando imágenes capturadas del WISE y los telescopios Spitzer. [1] | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Hidra |
| Ascensión recta | 08 h 55 m 10.83 s |
| Declinación | −07 ° 14 ′ 42.5 ″ |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Enana sub-marrón |
| Tipo espectral | Clase Y2 |
| Magnitud aparente (J) | 25,00 ± 0,53 [2] |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −8118 ± 8 [3] mas / año dic .: 680 ± 7 [3] mas / año |
| Paralaje (π) | 449 ± 8 [3] mas |
| Distancia | 7,27 ± 0,13 ly (2.23 ± 0.04 pc ) |
| Detalles | |
| Masa | ~ 3–10 M Jup |
| Temperatura | 225-260 K |
| Otras designaciones | |
WISEA J085510.74-071442.5
| |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
WISE 0855-0714 (designación completa WISE J085510.83-071442.5 [4] ) es una sub - enana marrón 2.23 ± 0.04 parsecs (7.27 ± 0.13 años luz ) [3] desde la Tierra, cuyo descubrimiento fue anunciado en abril de 2014 por Kevin Luhman utilizando datos del Explorador de reconocimiento de infrarrojos de campo amplio (WISE). [1] A partir de 2014 , WISE 0855−0714 tiene el tercer movimiento apropiado más alto (8118 ± 8 mas / año ) [3] después de la Estrella de Barnard (10 300 mas / año ) y la Estrella de Kapteyn (8600 mas / año ) [4] y el cuarto paralaje más grande (449 ± 8 mas ) [3] de cualquier estrella conocida o enana marrón, lo que significa que es el cuarto sistema extrasolar más cercano al Sol. [1] También es el objeto más frío de su tipo que se encuentra en el espacio interestelar, con una temperatura en el rango de 225 a 260 K (−48 a −13 ° C; −55 a 8 ° F).
Caracterización [ editar ]
Observaciones [ editar ]
El objeto WISE se detectó en marzo de 2013, y el telescopio espacial Spitzer y el telescopio Gemini North tomaron observaciones de seguimiento . [1] El nombre WISE J085510.83−071442.5 incluye las coordenadas e indica que el objeto está ubicado en la constelación Hydra .
Distancia y movimiento adecuado [ editar ]
Basado en observaciones directas, WISE 0855−0714 tiene una gran paralaje , que se relaciona específicamente con su distancia del Sistema Solar. Este fenómeno da como resultado una distancia de alrededor7.27 ± 0.13 años luz , [3] con un pequeño margen de error debido a la fuerza del efecto de paralaje y la claridad de las observaciones. El movimiento adecuado de WISE 0855−0714 a través del cielo también se observa directamente a lo largo del tiempo, lo que hace que se destaque en las observaciones, pero el movimiento adecuado es en sí mismo una combinación de su velocidad en el vecindario galáctico en relación con el Sistema Solar, así como su proximidad al sistema solar. Si se moviera exactamente igual de rápido pero más lejos, si se moviera más lentamente pero más cerca, o si se moviera más rápido cerca del Sol pero se moviera en un ángulo alto hacia o lejos del Sol, tendría un tamaño más pequeño movimiento.
Espectrometría [ editar ]
Su luminosidad en diferentes bandas del infrarrojo térmico en combinación con su magnitud absoluta —debido a su distancia conocida— se utilizó para ubicarlo en el contexto de diferentes modelos; la mejor caracterización de su brillo fue en la banda W2 de4.6 μm a una magnitud aparente de13.89 ± 0.05 , aunque fue más brillante en el infrarrojo más profundo. [4] Las imágenes infrarrojas tomadas con el telescopio Magellan Baade sugieren evidencia de nubes de agua. [5]
Comprensión derivada del modelo [ editar ]
Basado en modelos de enanas marrones, se estima que WISE 0855−0714 tiene una masa de 3 a 10 M Jup . [1] Esta masa está en el rango de una enana sub-marrón u otro objeto de masa planetaria .
A partir de 2003, la Unión Astronómica Internacional considera que un objeto con una masa superior a 13 M Jup , capaz de fusionar deuterio , es una enana marrón. Un objeto más ligero y uno que orbita a otro objeto se considera un planeta. [6] Hasta ahora, este objeto WISE está solo, aunque podría ser un planeta deshonesto , algo que se identificó por primera vez en 2004 en el caso de Cha 110913-773444 . [7]
Combinando su luminosidad, distancia y masa, se estima que es la enana marrón más fría conocida, con una temperatura efectiva modelada de 225 a 260 K (−48 a −13 ° C; −55 a 8 ° F), dependiendo de modelo.
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | León |
| Ascensión recta | 10 h 56 m 28.99 s [1] |
| Declinación | + 07 ° 00 ′ 52.0 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 13,54 [1] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M6.5 Ve [1] |
| Magnitud aparente (J) | 7.1 [1] |
| Índice de color U − B | +1.165 [2] |
| Índice de color B − V | +2.034 [2] |
| Tipo variable | UV Ceti [3] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +19 ± 1 [4] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: –3842 [1] mas / año Dec .: –2725 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 415,16 ± 1,62 [5] mas |
| Distancia | 7.86 ± 0.03 ly (2.409 ± 0.009 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 16,65 [6] |
| Detalles | |
| Masa | 0,09 [7] M ☉ |
| Radio | 0.16 [8] R ☉ |
| Luminosidad (bolométrica) | 0.0014 L ☉ |
| Luminosidad (visual, L V ) | 0.00002 L ☉ |
| Límite interior de la zona habitable | 0.024 [9] AU |
| Habitable zone outer limit | 0.052[9] AU |
| Surface gravity (log g) | 5.5[10] cgs |
| Temperature | 2,800 ± 100[11] K |
| Metallicity [Fe/H] | +0.18 ± 0.17[12] dex |
| Rotational velocity (v sin i) | < 3.0[4] km/s |
| Age | 100–350[11] Myr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Wolf 359 es una estrella enana roja ubicada en la constelación de Leo , cerca de la eclíptica . A una distancia de aproximadamente 7.9 años luz de la Tierra , tiene una magnitud visual aparente de 13.54 y solo se puede ver con un gran telescopio . Wolf 359 es una de las estrellas más cercanas al Sol ; solo el sistema Alpha Centauri (incluido Proxima Centauri ), Barnard's Star y las enanas marrones Luhman 16 y WISE 0855−0714Se sabe que están más cerca. Su proximidad a la Tierra ha llevado a su mención en varias obras de ficción .
Wolf 359 es una de las estrellas más débiles y de menor masa conocida. En la capa emisora de luz llamada fotosfera , tiene una temperatura de aproximadamente 2.800 K , que es lo suficientemente baja como para que se formen y sobrevivan compuestos químicos . Las líneas de absorción de compuestos como el agua y el óxido de titanio (II) se han observado en el espectro . [13] La superficie tiene un campo magnético que es más fuerte que el campo magnético promedio en el Sol . Como resultado de la actividad magnética causada por la convección , Wolf 359 es una estrella fulguranteque puede sufrir aumentos repentinos de luminosidad durante varios minutos. Estas bengalas emiten fuertes estallidos de rayos X y radiación de rayos gamma que han sido observados por telescopios espaciales . Wolf 359 es una estrella relativamente joven con una edad de menos de mil millones de años. No se han detectado compañeros o discos de escombros en órbita a su alrededor.
Historia de observación y nombre [ editar ]
Wolf 359 primero llamó la atención de los astrónomos debido a la tasa relativamente alta de movimiento transversal contra el fondo, conocido como el movimiento adecuado . Una velocidad alta de movimiento adecuado puede indicar que una estrella se encuentra cerca, ya que las estrellas más distantes deben moverse a velocidades más altas para lograr la misma velocidad de desplazamiento angular a través de la esfera celeste . El movimiento adecuado del Wolf 359 se midió por primera vez en 1917 por el astrónomo alemán Max Wolf , con la ayuda de astrofotografía . En 1919 publicó un catálogo de más de mil estrellas con movimientos propios , incluido este, que todavía se identifican por su nombre. [14]Enumeró esta estrella como número de entrada 359, y la estrella se ha denominado Wolf 359 en referencia al catálogo de Max Wolf. [15]
La primera medición de paralaje de Wolf 359 se informó en 1928 desde el Observatorio Mount Wilson , produciendo un cambio anual en la posición de la estrella de 0.407 ± 0.009 segundos de arco . A partir de este cambio de posición, y del tamaño conocido de la órbita de la Tierra, se podría estimar la distancia a la estrella. Fue la estrella de menor masa y más débil conocida hasta el descubrimiento de VB 10 en 1944. [16] [17] La magnitud infrarroja de la estrella se midió en 1957. [18] En 1969, una breve llamarada en la luminosidad de Wolf Se observó 359, vinculándolo con la clase de estrellas variables conocidas como estrellas de bengala .[19]
Propiedades [ editar ]
Wolf 359 tiene una clasificación estelar de M6.5, [20] aunque varias fuentes enumeran una clase espectral de M5.5, [21] M6 [7] o M8. [22] Una estrella de tipo M se conoce como una enana roja : se llama roja porque la emisión de energía de la estrella alcanza un pico en las partes roja e infrarroja del espectro. [23] Wolf 359 tiene una luminosidad muy baja, emitiendo aproximadamente 0.1% de la energía del Sol . [11] [24] Si se moviera a la ubicación del Sol, aparecería diez veces más brillante que la Luna llena . [25]
Con un 9% estimado de la masa del Sol , Wolf 359 está justo por encima del límite más bajo en el que una estrella puede realizar fusión de hidrógeno a través de la reacción en cadena protón-protón : 8% de la masa del Sol. [26] ( Los objetos subestelares por debajo de este límite se conocen como enanas marrones ). El radio de Wolf 359 es un estimado del 16% del radio del Sol , o alrededor de 110,000 km. [27] En comparación, el radio ecuatorial del planeta Júpiter es de 71.492 km, que es un 65% más grande que el de Wolf 359. [28]
Toda la estrella está experimentando convección , por lo que la energía generada en el núcleo se transporta hacia la superficie por el movimiento convectivo del plasma , en lugar de por transmisión a través de la radiación . Esta circulación redistribuye cualquier acumulación de helio que se genera a través de la nucleosíntesis estelar en el núcleo a lo largo de la estrella. [29] Este proceso permitirá que la estrella permanezca en la secuencia principal como un hidrógenofusionando una estrella proporcionalmente más larga que una estrella como el Sol, donde el helio se acumula constantemente en el núcleo. En combinación con una menor tasa de consumo de hidrógeno debido a su baja masa, la convección permitirá que Wolf 359 siga siendo una estrella de secuencia principal durante unos ocho billones de años. [30]
Una búsqueda de esta estrella por el telescopio espacial Hubble no reveló compañeros estelares, aunque esto no impide la presencia de compañeros más pequeños que están por debajo del límite de detección del telescopio, como un planeta que orbita dentro de una unidad astronómica de la estrella. [31] No se ha detectado un exceso de emisión infrarroja , lo que puede indicar la falta de un disco de escombros en órbita a su alrededor. [32] [33] Mediciones de velocidad radial de esta estrella usando el instrumento del Espectrómetro de Infrarrojo Cercano (NIRSPEC) en el Keck IIEl observatorio no ha revelado ninguna variación que pueda indicar la presencia de un compañero en órbita. Esta instrumentación es lo suficientemente sensible como para detectar las perturbaciones gravitacionales de compañeros masivos de período corto con la masa de Neptuno o mayor. [34]
Atmósfera exterior [ editar ]
La capa externa emisora de luz de una estrella se conoce como la fotosfera . Las estimaciones de temperatura de la fotosfera de Wolf 359 oscilan entre 2.500 K y 2.900 K, [35] lo cual es lo suficientemente frío como para que se produzca la química de equilibrio . Los compuestos químicos resultantes sobreviven el tiempo suficiente para ser observados a través de sus líneas espectrales . [36] Numerosos moleculares bandas aparecen en el espectro de Lobo 359, incluidas las de monóxido de carbono (CO), [37] hidruro de hierro (FEH), cromo hidruro (CRH), agua (H 2 O), [13] de magnesiohidruro (MgH), óxido de vanadio (II) (VO), [11] óxido de titanio (II) (TiO) y posiblemente la molécula CaOH. [38] Como no hay líneas de litio en el espectro, este elemento ya debe haber sido consumido por fusión en el núcleo. Esto indica que la estrella debe tener al menos 100 millones de años. [11]
Más allá de la fotosfera se encuentra una región nebulosa de alta temperatura conocida como la corona . En 2001, Wolf 359 se convirtió en la primera estrella, además del Sol, en observar el espectro de su corona desde un telescopio terrestre. El espectro mostró líneas de emisión de Fe XIII, que es hierro fuertemente ionizado que ha sido despojado de doce de sus electrones. [39] La fuerza de esta línea puede variar durante un período de tiempo de varias horas, lo que puede ser evidencia de calentamiento de microflare . [11]
Wolf 359 se clasifica como una estrella de bengala UV de tipo Ceti , [3] que es una estrella que experimenta breves y enérgicos aumentos de luminosidad debido a la actividad magnética en la fotosfera. Su designación de estrella variable es CN Leonis . Wolf 359 tiene una tasa de destello relativamente alta. Las observaciones con el telescopio espacial Hubble detectaron 32 eventos de bengalas en un período de dos horas, con energías de 10 27 ergs (10 20 julios ) y más. [22] El campo magnético medio en la superficie de Wolf 359 tiene una fuerza de aproximadamente 2.2 kG (0.22 teslas ), pero esto varía significativamente en escalas de tiempo tan cortas como seis horas. [21] En comparación, el campo magnético del Sol promedia 1 gauss (100 µT ), aunque puede elevarse hasta 3 kG (0.3 T) en regiones activas de manchas solares . [40] Durante la actividad de la llamarada, se ha observado que Wolf 359 emite rayos X y rayos gamma . [41] [42]
Movimiento [ editar ]
La rotación de una estrella provoca un cambio Doppler al espectro. En promedio, esto da como resultado una ampliación de las líneas de absorción en su espectro, con un aumento de ancho de las líneas con tasas de rotación más altas. Sin embargo, solo el movimiento de rotación en la dirección del observador puede medirse por este medio, por lo que los datos resultantes proporcionan un límite inferior en la rotación de la estrella. Esta velocidad de rotación proyectada del ecuador del Wolf 359 es inferior a 3 km / s, que está por debajo del umbral de detección a través del ensanchamiento de la línea espectral . [4] Esta baja tasa de rotación puede haber sido causada por la pérdida de momento angular a través de un viento estelar. Por lo general, la escala de tiempo para el giro de una estrella en la clase espectral M6 es de aproximadamente 10 mil millones de años, porque las estrellas totalmente convectivas como esta pierden su rotación más lentamente que otras estrellas. [43] Sin embargo, los modelos evolutivos sugieren que Wolf 359 es una estrella relativamente joven con una edad de menos de mil millones de años. [11]
El movimiento apropiado del Wolf 359 contra el fondo es de 4.696 segundos de arco por año, y se aleja del Sol a una velocidad de 19 km / s. [4] [7] Cuando se traduce al sistema de coordenadas galácticas , este movimiento corresponde a una velocidad espacial de (U, V, W) = (−26, −44, −18) km / s . [44] La velocidad espacial de Wolf 359 implica que pertenece a la población de estrellas de disco antiguo . Sigue una órbita a través de la Vía Láctea que lo acercará a 20.5 kly (6.3 kpc) y a 28 kly (8.6 kpc) del Centro Galáctico . La órbita galáctica tiene unexcentricidad de 0.156, y la estrella puede viajar hasta 444 años luz (136 pc) del plano galáctico . [45] El vecino estelar más cercano a Wolf 359 es la enana roja Ross 128 a 3.79 ly (1.16 pc ) de distancia. [46] Hace aproximadamente 13,850 años, Wolf 359 estaba a una distancia mínima de aproximadamente 7.35 ly (2.25 pc) del Sol.
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