Wolf 359

Sejarah pengamatan dan Nama

Wolf 359 pertama kali menjadi perhatian para astronom karena laju gerak yang relatif tinggi terhadap latar belakang, yang dikenal sebagai gerak diri. Laju gerak yang tinggi dapat menunjukkan bahwa sebuah bintang terletak di dekatnya, karena bintang yang lebih jauh harus bergerak pada kecepatan yang lebih tinggi untuk mencapai laju perjalanan sudut yang sama di seluruh ruang angkasa. Gerak diri dari Wolf 359 pertama kali diukur pada tahun 1917 oleh astronom Jerman Max Wolf, dengan bantuan astrofotografi. Pada tahun 1919, ia menerbitkan katalog yang berisi lebih dari seribu bintang dengan gerak diri, termasuk bintang ini, yang masih diidentifikasi dengan namanya. Dia mendaftarkan bintang ini sebagai nomor 359, dan sejak itu bintang itu telah disebut sebagai Wolf 359 yang mengacu pada katalog Max Wolf.
Pengukuran paralaks pertama dari Wolf 359 dilaporkan pada tahun 1928 dari Mount Wilson Observatory, menghasilkan perubahan tahunan pada posisi bintang sebesar 0.407 ± 0.009 detik ark. Dari perubahan posisi ini, dan ukuran orbit Bumi yang diketahui, jarak ke bintang dapat diperkirakan. Bintang ini adalah bintang dengan massa terendah dan paling samar yang diketahui sampai penemuan VB 10 pada tahun 1944. Magnitudo inframerah bintang diukur pada tahun 1957. Pada tahun 1969, suar singkat pada luminositas Wolf 359 diamati, menghubungkannya ke kelas bintang variabel yang dikenal sebagai bintang suar.

Properti

Wolf 359 memiliki klasifikasi bintang M6.5, meskipun berbagai sumber mencantumkan kelas spektral M5.5, M6  atau M8. Bintang tipe M dikenal sebagai katai merah : disebut merah karena emisi energi bintang mencapai puncak di bagian spektrum merah dan inframerah. Wolf 359 memiliki luminositas yang sangat rendah, memancarkan sekitar 0,1% dari energi Matahari. Jika dipindahkan ke lokasi Matahari, bintang akan muncul sepuluh kali seterang bulan purnama.
Dengan perkiraan 9% massa Matahari, Wolf 359 tepat berada di atas batas terendah di mana bintang dapat melakukan fusi hidrogen melalui reaksi rantai proton-proton : 8% dari massa Matahari. Jari-jari Wolf 359 diperkirakan 16% dari jari-jari Matahari, atau sekitar 110.000 km  Sebagai perbandingan, jari-jari khatulistiwa planet Jupiter adalah 71.492 km, yang berarti Wolf 359 memiliki radius 65% lebih besar.
Seluruh bintang sedang mengalami konveksi, di mana energi yang dihasilkan pada inti diangkut ke permukaan oleh gerakan konvektif plasma, bukan melalui transmisi melalui radiasi. Sirkulasi ini mendistribusikan kembali akumulasi helium yang dihasilkan melalui nukleosintesis bintang pada inti di seluruh bintang. Proses ini akan memungkinkan bintang untuk tetap berada di deret utama sebagai bintang sekering hidrogen secara proporsional lebih lama daripada bintang seperti Matahari di mana helium terus menumpuk di inti. Dalam kombinasi dengan tingkat konsumsi hidrogen yang lebih rendah karena massanya yang rendah, konveksi akan memungkinkan Wolf 359 untuk tetap menjadi bintang urutan utama selama sekitar delapan triliun tahun.
Pencarian bintang ini oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble mengungkapkan tidak ada pendamping bintang, meskipun ini tidak menghalangi kehadiran pendamping kecil yang berada di bawah batas deteksi teleskop, seperti planet yang mengorbit dalam satu unit astronomi bintang. Tidak ada emisi infra merah berlebih yang terdeteksi, yang mungkin mengindikasikan kurangnya piringan puing di orbit di sekitarnya. Pengukuran kecepatan radial bintang ini menggunakan instrumen Near Infrared Spectrometer (NIRSPEC) di observatorium Keck II belum mengungkapkan variasi yang mungkin mengindikasikan adanya pendamping yang mengorbit. Instrumentasi ini cukup sensitif untuk mendeteksi gangguan gravitasi dari massa yang pendek dan besar dengan massa Neptunus atau lebih besar.

Atmosfer Terluar

Lapisan luar, pemancar cahaya dari sebuah bintang dikenal sebagai fotosfer. Perkiraan suhu fotosfer dari Wolf 359 berkisar 2.500 K hingga 2.900 K, yang cukup dingin untuk terjadi keseimbangan kimia. Senyawa kimia yang dihasilkan bertahan cukup lama untuk diamati melalui garis spektralnya. Sejumlah pita molekul muncul dalam spektrum Wolf 359, yang termasuk karbon monoksida (CO), besi hidrida (FeH), kromium hidrida (CrH), air (H ₂ O), magnesium hidrida (MgH), vanadium (II) oksida (VO), titanium (II) oksida (TiO) dan mungkin molekul CaOH. Karena tidak ada garis litium dalam spektrum, elemen ini pasti telah dikonsumsi oleh fusi pada intinya. Ini menandakan bintang itu harus berusia minimal 100 juta tahun.
Di luar fotosfer terdapat wilayah bersuhu rendah yang dikenal sebagai korona. Pada tahun 2001, Wolf 359 menjadi bintang pertama selain Matahari yang memiliki spektrum korona yang diamati dari teleskop berbasis darat. Spektrum menunjukkan garis emisi Fe XIII, yang merupakan besi terionisasi berat yang telah dilucuti dari dua belas elektronnya. Kekuatan garis ini dapat bervariasi selama periode waktu beberapa jam, yang mungkin merupakan bukti pemanasan mikrosuar.
Wolf 359 diklasifikasikan sebagai bintang suar tipe UV Ceti, yang merupakan bintang yang mengalami peningkatan luminositas singkat dan enerjik karena aktivitas magnetik di fotosfer. Wolf 359 memiliki laju suar yang relatif tinggi. Pengamatan dengan Hubble Space Telescope mendeteksi 32 peristiwa flare dalam periode dua jam, dengan energi 10 ²⁷ erg (10 ²⁰ joule ) dan lebih tinggi. Medan magnet rata-rata pada permukaan Wolf 359 memiliki kekuatan sekitar 2,2 kG (0,22 teslas ), tetapi ini bervariasi secara signifikan pada skala waktu sesingkat enam jam. Sebagai perbandingan, medan magnet Matahari rata-rata 1 gauss (100 μT ), meskipun bisa naik setinggi 3 kG (0,3 T) di daerah bintik matahari. Selama aktivitas suar, Wolf 359 telah diamati memancarkan sinar-X dan sinar gamma.

Gerakan

Rotasi bintang menyebabkan pergeseran Doppler ke spektrum. Rata-rata, ini menghasilkan perluasan garis spektrum dalam spektrumnya, dengan garis-garis bertambah lebar dengan laju rotasi yang lebih tinggi. Namun, hanya gerakan rotasi ke arah pengamat yang dapat diukur dengan cara ini, sehingga data yang dihasilkan memberikan batas yang lebih rendah pada rotasi bintang. Kecepatan rotasi proyeksi khatulistiwa Wolf 359 kurang dari 3 km / s, yang berada di bawah ambang batas pendeteksian melalui perluasan garis spektrum. Laju rotasi yang rendah ini mungkin disebabkan oleh hilangnya momentum sudut melalui angin bintang. Biasanya, skala waktu untuk putaran ke bawah bintang di kelas spektral M6 kira-kira 10 miliar tahun, karena bintang yang sepenuhnya konvektif seperti ini kehilangan rotasi lebih lambat daripada bintang lainnya. Namun, model evolusi menunjukkan bahwa Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun.
Gerak diri Wolf 359 terhadap latar belakang adalah 4.696 detik ark per tahun, dan itu bergerak menjauh dari Matahari dengan kecepatan 19 km / s. Ketika diterjemahkan ke dalam sistem koordinat galaksi, gerakan ini sesuai dengan kecepatan ruang (U, V, W) = (−26, −44, −18) km/s. Kecepatan ruang Wolf 359 menyiratkan bahwa itu adalah bintang populasi puing bintang lama. Bintang ini mengikuti orbit melalui Bima Sakti yang akan membawanya sedekat 20,5 kly (6,3 kpc) dan sejauh 28 kly (8,6 kpc) dari Pusat Galaksi. Orbit bintang memiliki eksentrisitas 0,156, dan bintang itu dapat melakukan perjalanan sejauh 444 tahun cahaya (136 pc) jauh dari bidang galaksi . Tetangga bintang terdekat terdekat dengan Wolf 359 adalah katai merah Ross 128 di 3,79 ly (1,16 pc). Sekitar 13.850 tahun yang lalu, Wolf 359 berada pada jarak minimal sekitar 7,35 ly (2,25 pc) dari Matahari