Войти
  Красный кружок показывает примерное местонахождение Лаланда 21185 в Большой Медведице | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Большая Медведица |
| Прямое восхождение | 11 03 20.19400 |
| Склонение | + 35 ° 58 ′ 11,5682 ″ |
| Видимая звездная величина (В) | 7,520 |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | M2V |
| Видимая звездная величина (B) | 8.960 ± 0.007 |
| Кажущаяся звездная величина (V) | 7.520 ± 0.009 |
| Кажущаяся звездная величина (R) | ~ 6,6 |
| Видимая звездная величина (I) | ~ 5,8 |
| Кажущаяся звездная величина (Дж) | 4,203 ± 0,242 |
| Видимая звездная величина (H) | 3,640 ± 0,202 |
| Видимая звездная величина (K) | 3,254 ± 0,306 |
| U − B индекс цвета | +1,074 |
| B − V индекс цвета | +1,444 |
| Тип переменной | BY |
| Астрометрия | |
| Лучевая скорость (Rv) | -85,6 ± 1,0 км / с |
| Собственное движение (μ) | RA: −580,27 mas /yr. Dec.: −4765,85 mas /yr |
| Parallax (π) | 392,64 ± 0,67 mas |
| Расстояние | 8,31 ± 0,01 ly. (2,547 ± 0,004 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | 10,48 |
| Подробности | |
| Масса | 0,390 ± 0,011 M☉ |
| Радиус | 0,392 ± 0,004 R☉ |
| Светимость (болометрическая) | 0,0195 ± 0,0013 L☉ |
| Светимость (визуальная, L V) | 0,0055 L☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g) | 4,87 ± 0,07 cgs |
| Температура | 3601>51K |
| Металличность [Fe/H visible | -0,09 ± 0,16 dex |
| Скорость вращения (v sin i) | 56,15 ± 0,27 км / с |
| Возраст | 5–10 млрд лет |
| Другие обозначения | |
| BD +36 2147, G 119-052, Gliese 411, HD 95735, HIP 54035, LFT 756, LHS 37, LTT 12960, MCC 594, PLX 2576, SAO 62377, NLTT 26105, NSV 18593, IRAS 11005 + 3615, 2MASS J11032023 + 3558117, 2MASS J11032027 + 3558203 | |
| Ссылки на базы данных | |
| SIMBAD | данные |
| Exoplanet Archive | данные |
| ARICNS | данные |
Lalande 21185 - звезда в созвездие из Большой Медведицы, имеющее отношение к тому, что оно является самым ярким красным карликом, наблюдаемым в северном полушарии (только AX Microscopii и Lacaille 9352 в южном полушарии ярче). Несмотря на это, и хотя он находится относительно близко, он (как и все красные карлики) очень тусклый, его величина всего звездная величина 7,5 в видимом свете, и поэтому он слишком тусклый, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом.. звезду можно увидеть в небольшой телескоп или бинокль.
На расстоянии примерно 8,31 световых лет (2,55 парсек ) она является одной из ближайшие звезды к Солнечной системе; только система Альфа Центавра, Звезда Барнарда и Волк 359 и коричневые карлики Луман 16 и WISE 0855−0714, как известно, ближе. Из-за своей близости он часто является объектом астрономических обзоров и других исследований и, следовательно, известен под множеством других обозначений. В исследовательских работах для обозначения этой звезды чаще всего используются обозначения BD + 36 2147, Gliese 411 и HD 95735 . Примерно через 19 900 лет Lalande 21185 будет находиться на самом близком расстоянии около 4,65 лет (1,43 ПК ) от Солнца.
Расстояния до ближайших звезд от 20000 лет назад до 80000 лет в будущем небесные координаты Лаланда 21185 были впервые опубликованы в 1801 году французским астрономом Жеромом Лаландом из Парижской обсерватории в звездном каталоге Histoire Céleste Française. Порядковые номера в каталоге для большинства наблюдаемых звезд, включая эту, были введены в его издании 1847 года Фрэнсисом Бейли. Сегодня эта звезда - одна из немногих, которые до сих пор 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).
Фридрих Август Теодор Виннеке, как сообщается, провел первое измерение параллакса звезды 0,511 угловых секунд в 1857–1858 гг. И, таким образом, впервые идентифицировал Лаланда 21185 как вторая по величине известная звезда 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 тех пор, пока в начале 20 века не было астрофотографического открытия двух тусклых красных карликов, Вольфа 359 и звезды Барнарда..
Lalande 21185 является типичной звездой типа -M главной последовательности (красный карлик ) с примерно 46% массы Солнца и намного холоднее, чем Солнце, при температуре 3828 К. Оно по своей природе тусклое с абсолютной величиной 10,48, излучая большую часть своей энергии в инфракрасном. Лаланд 21185 - это звезда с высоким собственным движением, движущаяся со скоростью около 5 угловых секунд в год по орбите, перпендикулярной плоскости Млечного Пути. 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 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 сГс), что более чем в два раза превышает силу тяжести на поверхности нашего Солнца.
Лаланд 21185 указан как переменная звезда типа BY Draconis в Общем каталоге переменных звезд. Это обозначено переменной звездой NSV 18593. Несколько звездных каталогов, в том числе 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 она довольно тихая по сравнению с другими звездами своего переменного типа.
Lalande 21185 излучает рентгеновские лучи.
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 астрометрическом обнаружении 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⊕.
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.
Дальнейшее исследование лучевых скоростей с помощью спектрографа SOPHIE échelle и анализ исходного сигнала показали, что период 9,9 дней невозможно обнаружить, и вместо этого предложили использовать оба В наборах данных говорится, что экзопланета вращается вокруг звезды с периодом 12,95 или 1,08 дня, гораздо более вероятно, 12,95, поскольку экзопланеты с периодом в 1 день 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 проектом [ja ] (поиск карликов M с высоким разрешением в Калар-Альто с помощью экзоземли с ближним инфракрасным и оптическим спектрографами Echelle) в 2020 году.
| Компаньон. (в порядке от звезды) | Масса | Большая полуось. (AU ) | Период обращения. (дней ) | Эксцентриситет | Наклонение | Радиус |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | ≥2,69 ± 0,25 M⊕ | 0,07890. -0,00077 | 12,946 ± 0,005 | 0,12. -0,09 | — | — |
.
жилая зона для этой звезды, определяемой как места, где жидкая вода может присутствовать на планете, подобной Земле, находится в радиусе 0,11–0,24 AU, где 1 AU - это среднее расстояние от Земли до Солнце. Фактическая планета b имеет равновесную температуру 370,1. −6,8 K.
