葛利斯915

葛利斯915（Gliese 915），或編號為WD 2359-434、LHS 1005、L 362-81，是一顆距離地球相對較近的白矮星，光譜型 DAP5.8。該天體是單一白矮星，位於鳳凰座，是鳳凰座內距離地球最近的天體。 葛利斯915可能是距離地球第11近的白矮星，或者可能是第9、10或12（參見葛利斯293、GJ 1087和葛利斯518）。近年該天體最精密的距離量測結果是來自近星研究团体（Research Consortium on Nearby Stars，RECONS）以托洛洛山美洲際天文台的口徑0.9公尺望遠鏡進行托洛洛山美洲際天文台視差調查（Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation，CTIOPI）成果；並於2009年發表在太陽近鄰天體（The Solar Neighborhood，TSN）系列論文的第21篇論文中。根據 Subasavage 等人於2009年發表內容，結果為：122.27 ± 1.13 mas，相當於8.18 ± 0.08 秒差距或26.68 ± 0.25 光年。 葛利斯915距離推測 最精確的預測以粗體表示。 葛利斯915的質量是0.85 ± 0.01倍太陽質量。它的表面重力是 108.39 ± 0.01（2.45 · 108）cm·s−2，或者是地球表面重力的25萬倍，這是以半徑值6780公里（地球的1.06倍）推估得知。 葛利斯915是相對高溫而年輕的白矮星，表面溫度為8570 ± 50 K。它的冷卻年齡，即白矮星形成時間（不含主序星和巨星持續時間）是18.2 ± 0.6億年。葛利斯915在外觀上應呈現藍白色，類似A型主序星。 就跟所有白矮星一樣，葛利斯915是由密度極高的電子簡併態物質組成。它的平均密度是1,300,000 g·cm−3，即每立方毫米的葛利斯915組成物質重量即有1.3公斤。 就如同所有的致密星，葛利斯915也曾經是主序星，之後演化成為巨星，並且在所有熱核反應燃料耗盡，失去大多數物質後成為現在的白矮星。根據一篇2010年的博士論文，以伍德模型 D初始－最終質量關係與 Holberg 等人於2008年推測的葛利斯915的質量值0.97 ± 0.03 M☉。它的前身星主序星質量約7.09 M☉。根據計算成為白矮星前的主序星持續時間公式10 · (MMS/M☉)2.5 （十億年），葛利斯915在主序星時期的持續時間為7000萬年。 另一個由 Subasavage 等人於2009年所推測質量是0.85 ± 0.01 M☉，以同樣方式計算的主序星質量結果則是6.03 M☉，主序星持續時間則是1.1億年，相當於B型主序星的狀態。 根據 Weidemann 於2000年發表論文中的初始－最終質量關係，葛利斯915的主序星前身星質量應是4.6 M☉，主序星持續時間則是2.2億年，應是B型主序星。 來自其視星等和視差。 根據表面重力和質量。 這是白矮星冷卻時間，即從白矮星形成開始計算的時間，不含主序星和巨星時期時間長。 根據其質量和表面重力（假設為球體）。 GJ 915 -- White Dwarf. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2011-11-03]. （原始内容存档于2020-08-06）.  Holberg, J. B.; Sion; Oswalt; McCook; Foran; Subasavage. A NEW LOOK AT THE LOCAL WHITE DWARF POPULATION. The Astronomical Journal. 2008, 135: 1225–1238. Bibcode:2008AJ....135.1225H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1225.  引文使用过时参数coauthors (帮助) Sion, Edward M.; Holberg; Oswalt; McCook; Wasatonic. THE WHITE DWARFS WITHIN 20 PARSECS OF THE SUN: KINEMATICS AND STATISTICS. The Astronomical Journal. 2009, 138: 1681–1689. Bibcode:2009AJ....138.1681S. arXiv:0910.1288 . doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.  引文使用过时参数coauthors (帮助) Subasavage, John P.; Jao; Henry; Bergeron; Dufour; Ianna; Costa; Mendez. THE SOLAR NEIGHBORHOOD. XXI. PARALLAX RESULTS FROM THE CTIOPI 0.9 m PROGRAM: 20 NEW MEMBERS OF THE 25 PARSEC WHITE DWARF SAMPLE. The Astronomical Journal. 2009, 137: 4547–4560. Bibcode:2009AJ....134.4547S. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4547.  引文使用过时参数coauthors (帮助) Pauli, E.-M.; Napiwotzki; Heber; Altmann, and Odenkirchen. 3D kinematics of white dwarfs from the SPY project. II.. Astronomy and Astrophysics. 2006, 447: 173–184. Bibcode:2006A&A...447..173P. arXiv:astro-ph/0510494 . doi:10.1051/0004-6361:20052730.  引文使用过时参数coauthors (帮助) (see Table 8 （页面存档备份，存于互联网档案馆）) Yale Trigonometric Parallaxes, Fourth Edition (van Altena+ 1995). [2022-03-04]. （原始内容存档于2016-03-04）.  The Solar Neighborhood (TSN) Series in The Astronomical Journal. [2013-10-26]. （原始内容存档于2021-04-26）.  Stars within 25 pc of the Sun (Woolley+ 1970). [2022-03-04]. （原始内容存档于2016-03-04）.  Nearby Stars, Preliminary 3rd Version (Gliese+ 1991). [2022-03-04]. （原始内容存档于2020-07-23）.  Matías Cristóbal Radiszcz Sotomayor, BINARIEDAD ESTELAR Y SUB-ESTELAR EN ENANAS BLANCAS CERCANAS[永久失效連結] Wood, M. A. Constraints on the age and evolution of the Galaxy from the white dwarf luminosity function. The Astrophysical Journal. 1992, 386: 539–561. Bibcode:1992ApJ...386..539W. doi:10.1086/171038.  Weidemann, V. Revision of the initial-to-final mass relation. Astronomy and Astrophysics. 2000, 363: 647–656. Bibcode:2000A&A...363..647W.