ウォルフ359
ウォルフ359 (英: Wolf 359) は地球から見てしし座の方向にある赤色矮星で、しし座CN星 (英: CN Leonis) [12]と呼ぶことがある。地球からの距離は約7.8光年、見かけの等級は13.5で、観測には大型の望遠鏡が必要である。太陽をのぞけば、ケンタウルス座α星系（プロキシマ・ケンタウリを含む）、バーナード星、褐色矮星のWISE 1049-5319とWISE 0855-0714に次いで地球に近い恒星である。地球に近い恒星であって、SF作品の舞台になる事もある。
| ウォルフ359 Wolf 359 | ||
|---|---|---|
| ||
しし座の星図。赤線で示された黄道のすぐ上にウォルフ359がある。
（中央下） | ||
| 星座 | しし座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 13.507[1] | |
| 変光星型 | くじら座UV型変光星[2] | |
| 分類 | 赤色矮星 | |
| 発見 | ||
| 発見年 | 1918年 | |
| 発見者 | マックス・ヴォルフ | |
| 発見方法 | 天体写真の分析から | |
| 位置 元期:J2000.0 | ||
| 赤経 (RA, α) | 10h 56m 28.865s[1] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +07° 00′ 52.77″[1] | |
| 赤方偏移 | 0.000043 ± 0.000017[1] | |
| 視線速度 (Rv) | 13 ± 5 km/s[1] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: -3842 ± 8 ミリ秒/年[1] 赤緯: -2725 ± 8 ミリ秒/年[1] | |
| 年周視差 (π) | 413.13 ± 1.27ミリ秒[1] （誤差0.3%） | |
| 距離 | 7.89 ± 0.02 光年[注 1] （2.421 ± 0.007 パーセク[注 1]） | |
| 絶対等級 (MV) | 16.65[3] | |
| 物理的性質 | ||
| 半径 | 0.16 R☉[4] | |
| 質量 | 0.09 M☉[5] | |
| 表面重力 | 5.5 (log g)[6] | |
| 自転速度 | < 3.0 km/s[7] | |
| スペクトル分類 | M5Ve[1] | |
| 表面温度 | 2,800 ± 100 K[8] | |
| HZ内縁距離 | 0.024 au[9] | |
| HZ外縁距離 | 0.052 au[9] | |
| 明るさ（可視光） | 0.00002 L☉ | |
| 明るさ（全波長） | 0.0014 L☉ | |
| 色指数 (B-V) | 2.034[10] | |
| 色指数 (U-B) | 1.165[10] | |
| 金属量[Fe/H] | +0.18 ± 0.17[11] | |
| 年齢 | 1億 - 3.5億年[8] | |
| 他のカタログでの名称 | ||
| しし座CN星、GJ 406、2MASS J10562886+0700527、GSC 00261-00377、G 45-20、CSI+07-10541、LHS 36、UBV 10028、GCRV 6780、PM 10541+0719、NLTT 25782、Zkh 147 | ||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | ||
ウォルフ359は既知の恒星の中で、最も規模が小さい分類である「超低質量星」の一つである。この恒星の名は、1918年にドイツの天文学者マックス・ウォルフ（ドイツ語での発音に忠実な日本語表記は"ヴォルフ"）が天体写真によって発見したことに由来する。ウォルフ359に最も近い恒星はロス128で、3.79光年（1.16パーセク）離れている。
惑星系
編集2011年にケックII望遠鏡のNIRSPECを用いてウォルフ359をドップラー分光法で観測した結果、周囲を公転する伴星の存在を示すような変化は見られなかった。この装置は、海王星以上の質量を持つ巨大な公転周期の短い太陽系外惑星を検出できるほどの感度を持っている[13]。
2019年6月、イギリスのハートフォードシャー大学のMikko Tuomiが主導するチームは、チリのHARPSとハワイのHIRESによる観測からドップラー分光法を使用してウォルフ359の周囲を公転する2つの太陽系外惑星候補を初めて検出したとプレプリントで報告した[14]。これらの惑星が確認された場合、この惑星系は近くに低質量の惑星があり、遠くに高質量の惑星があるという点でプロキシマ・ケンタウリと似ている。後に存在が否定された惑星であるウォルフ359cは、地球の約40倍の放射エネルギーを受けているため、居住可能な惑星である可能性は低い。一方、まだ確認されていないウォルフ359bは低温のスーパーネプチューンに分類されており、太陽から海王星が受けるエネルギーのおよそ3分の1から4分の1を受けている[14]。
CARMENESによるさらなる観測で、内側を公転しているとされるウォルフ359cに対応する信号は、惑星によるものではなく恒星の自転による誤検出であることが判明した。2023年に行われたMAROON-X、CARMENES、HARPS、HIRESのドップラー分光法による観測データと画像データを用いたフォローアップ観測では、ウォルフ359bの存在を確認または否定することはできなかった。同じ研究では、恒星から10天文単位以内に褐色矮星や巨大ガス惑星が存在する可能性は否定され、1天文単位以内に木星の半分以上の質量を持つ惑星が存在する可能性も否定され、0.1天文単位以内に天王星よりも質量の大きい惑星が存在する可能性も否定された[15]。
| 名称 （恒星に近い順） |
質量 | 軌道長半径 （天文単位） |
公転周期 (日) |
軌道離心率 | 軌道傾斜角 | 半径 |
|---|---|---|---|---|---|---|
| c (撤回) | ≥3.8+2.0 −1.6 M⊕ |
0.018±0.002 | 2.68687+0.00039 −0.00031 |
0.15+0.20 −0.15 |
— | — |
| b (未確認) | ≥43.9+29.5 −23.9 M⊕ |
1.845+0.289 −0.258 |
2938±436 | 0.04+0.27 −0.04 |
— | — |
フィクション
編集脚注
編集注釈
編集出典
編集- ^ a b c d e f g h i “Wolf 359 -- Flare Star”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 2016年9月19日閲覧。
- ^ Gershberg, R. E. et al. (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.
- ^ 距離による星間減光を無視した場合、絶対等級は下のように計算出来る。
M = m – 5(log10( D ) – 1) = 13.54 – 5(log10( 2.39 ) – 1) = 13.54 – 5(0.378 – 1) = 16.65
mは見かけの明るさ、Dは距離は表す。以下も参照。
- Lang, Kenneth R. (2006). Astrophysical formulae. Astronomy and Astrophysics Library. 1 (3rd ed.). Birkhäuser. p. 31. ISBN 3-540-29692-1
- ^ Doyle, J. G. et al. (1990). “Optical and infrared photometry of dwarf M and K stars”. Astronomy and Astrophysics 235 (1-2): 335–339. Bibcode: 1990A&A...235..335D.
- ^ Staff (June 8, 2007). “List of the nearest 100 stellar systems”. Research Consortium on Nearby Stars. 2016年9月19日閲覧。
- ^ Fuhrmeister, B. et al. (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.
- ^ Mohanty, Subhanjoy et al. (2003). “Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs”. The Astrophysical Journal 583 (1): 451–472. arXiv:astro-ph/0201455. Bibcode: 2002astro.ph..1455M. doi:10.1086/345097.
- ^ a b Pavlenko, Ya. V. et al. (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.
- ^ a b Cantrell, Justin R. et al. (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.
- ^ a b 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. See table II.
- ^ Rojas-Ayala, Bárbara et al. (April 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. arXiv:1112.4567. Bibcode: 2012ApJ...748...93R. doi:10.1088/0004-637X/748/2/93.
- ^ Schmitt, J. H. M. M. et al. (2008). “A coronal explosion on the flare star CN Leonis”. Astronomy & Astrophysics 481 (3): 799-805. arXiv:0801.3752. Bibcode: 2008A&A...481..799S. doi:10.1051/0004-6361:20079017. ISSN 0004-6361.
- ^ Rodler, F. et al. (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.
- ^ a b c 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]。
- ^ Bowens-Rubin, Rachel; Akana Murphy, Joseph M. (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”. アストロノミカルジャーナル 166 (6): 260. arXiv:2309.03402. Bibcode: 2023AJ....166..260B. doi:10.3847/1538-3881/ad03e5.