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Wolf 359

étoile naine rouge de la constellation du Lion

Wolf 359 est une naine rouge qui se trouve dans la constellation du Lion, près de l'écliptique. Située à une distance de 7,86 années-lumière de la Terre, elle a une magnitude apparente de 13,5 et ne peut être vue qu'avec un grand télescope. Son âge est estimé à moins d'un milliard d'années.

Wolf 359
Description de cette image, également commentée ci-après
Wolf 359 est l'étoile orangée située juste au-dessus du centre de cette astrophotographie.
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 10h 56m 28,92087s[1]
Déclinaison +07° 00′ 53,0033″[1]
Constellation Lion
Magnitude apparente +13,53

Localisation dans la constellation : Lion

(Voir situation dans la constellation : Lion)
Caractéristiques
Type spectral M6.5V[2]
Indice U-B 1,54
Indice B-V 2,01
Variabilité étoile éruptive
Astrométrie
Vitesse radiale +19,57 km/s[3]
Mouvement propre μα = −3 866,338 mas/a[1]
μδ = −2 699,215 mas/a[1]
Parallaxe 415,179 4 ± 0,068 4 mas[1]
Distance 2,408 6 ± 0,000 3 pc (∼7,86 al)[2]
Magnitude absolue +16,55
Caractéristiques physiques
Masse 0,09 à 0,13 M☉
Rayon 0,16 à 0,19 R☉
Gravité de surface (log g) 5,5
Luminosité 0,000 02 L☉
Température 3 500 K
Métallicité ?
Rotation ? km/s
Âge Moins de 109 a

Désignations

CN Leo, GCTP 2553, G 045-020, GJ 406, LFT 750, LHS 36, LTT 12923, NLTT 25782[2]

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La photosphère de l'étoile a une température d'environ 2 800 K, ce qui est suffisamment faible pour y observer des composés tels que l'eau et le dioxyde de titane[4].

En raison de sa forte activité magnétique, Wolf 359 est une étoile éruptive pouvant subir des hausses soudaines de luminosité pendant quelques minutes. Ces éruptions émettent de forts éclats de rayons X et de rayons gamma.

L'étoile est l'une des plus proches du système solaire. Seuls le système Alpha Centauri, l'étoile de Barnard et Luhman 16 sont plus proches. Sa proximité de la Terre a mené à sa mention dans plusieurs ouvrages de fiction.

Observation

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Le mouvement propre de l'étoile est mesuré pour la première fois en 1917 par l'astronome allemand Max Wolf. Ses observations sont publiées en 1919 dans le catalogue Wolf, où elle est classée en 359e position[5]. Le fort mouvement propre de l'étoile suscite l'attention des astronomes puisque ce dernier peut indiquer que cette dernière peut être située à proximité du système solaire. Elle est l'étoile la moins massive connue jusqu'à la découverte de VB 10 en 1944[6].

La première mesure de parallaxe de Wolf 359 est signalée en 1928 par l'Observatoire du Mont Wilson, donnant une estimation de la distance de l'étoile[7]. Des observations de l'étoile en infrarouge sont publiées en 1957[8]. En 1969, on observe une brève émission de lumière et on classe Wolf 359 comme étant une étoile éruptive[9], ce qui est corroboré par des observations ultérieures du télescope spatial Hubble, qui recensent 32 émissions énergétiques de 1027 ergs (1020 joules) dans un délai de deux heures[10].

Classification

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Wolf 359 est classée comme une naine rouge de type spectral M6.5[11], bien que cette classification varie de M5.5 à M8[12],[13],[10]. Elle est d'une luminosité très faible, estimée à environ 0,1 % de celle du Soleil[14],[15]. Ainsi, si elle était à l'emplacement du Soleil, elle semblerait dix fois plus brillante que la pleine Lune[16].

Avec une masse d'environ 0,09 masse solaire, Wolf 359 est tout juste au-dessus de la limite la plus basse à laquelle une étoile peut effectuer la fusion de l'hydrogène selon la réaction en chaîne proton-proton[17]. Le rayon de Wolf 359 est d'environ 110 000 km.

Wolf 359 est classée comme une étoile éruptive de type UV Ceti[18], une étoile subissant de brèves augmentations de luminosité en raison de l'activité magnétique dans la photosphère. Le champ magnétique moyen à la surface de Wolf 359 a une intensité d'environ 2,2 kG (0,22 teslas) qui peut varier de manière significative sur des échelles de temps aussi courtes que six heures[12],[19].

L'étoile subit de grands mouvements de convection amenant la circulation à travers l'étoile de l'hélium généré par nucléosynthèse stellaire en son cœur[20][source insuffisante].

Photosphère et couronne

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Les estimations de la température de la photosphère de Wolf 359 varient de 2 500 K à 2 900 K[21], ce qui est suffisamment froid pour que des composés chimiques résultant survivent assez longtemps pour être observés à l'aide de leurs raies spectrales[22]. Ainsi, on observe dans le spectre de Wolf 359 de nombreuses raies moléculaires telles celles du monoxyde de carbone (CO)[23], d'hydrure de fer (FeH), d'hydrure de chrome (CrH), d'eau (H2O)[4], d'hydrure de magnésium (MgH), d'oxyde de vanadium(II) (VO)[15], d'oxyde de titane(II) (TiO) et possiblement la molécule CaOH[24]. Comme il n'y a pas lignes de lithium dans le spectre, cet élément doit avoir déjà été consumé par fusion dans le noyau, ce qui indique que l'étoile doit être âgée d'au moins 100 millions d'années[15].

En 2001, Wolf 359 devient la première étoile autre que le Soleil à avoir le spectre de sa couronne observé à partir d'un télescope terrestre. Le spectre montre les raies d'émission de Fe XIII[25] (du fer fortement ionisé qui a été dépouillé de treize de ses électrons). La force de cette raie peut varier sur une période de plusieurs heures, ce qui tend à démontrer que l'étoile est le siège de micro-éruptions[25].

Mouvement propre

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Le mouvement propre de l'étoile est de 4,696 secondes d'arc par an[26],[13]. Elle s'éloigne du Soleil à une vitesse radiale de +19,6 km/s[3]. Lorsque traduit dans le système de coordonnées galactiques, ce mouvement correspond à une vitesse spatiale de (U, V, W) = (-26, -44, -18) km/s[27]. La vitesse spatiale de Wolf 359 implique qu'elle suit une orbite à travers la Voie lactée ayant une distance variant de 20 500 à 28 000 années-lumière du centre galactique. Cette orbite a une excentricité de 0,156 et s'éloigne jusqu'à 444 années-lumière du plan galactique[28].

Il y a environ 13 850 années, Wolf 359 était à sa distance minimale du Soleil, soit environ ∼ 7,35 a.l. (∼ 2,25 pc)[2][source insuffisante].

Environnement stellaire

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Les recherches menées aux environs de l'étoile à l'aide du télescope spatial Hubble n'ont révélé aucun compagnon stellaire[29]. Aucun excès d'émission infrarouge n'y a été détecté, ce qui peut indiquer l'absence d'un disque de débris en orbite autour d'elle[30],[31].

Le plus proche voisin stellaire de Wolf 359 est la naine rouge Ross 128, située à 3,79 années-lumière d'elle[32].

Dans la culture populaire

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On retrouve le nom de cette étoile dans différentes œuvres de fiction :

Notes et références

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  1. ↑ a b c d et e (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ , article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211). Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c et d (en) Wolf 359 -- Eruptive Variable sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  3. ↑ a et b (en) Pascal Fouqué et al., « SPIRou Input Catalogue: global properties of 440 M dwarfs observed with ESPaDOnS at CFHT », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 475, no 2,‎ , p. 1960-1986 (DOI 10.1093/mnras/stx3246, Bibcode 2018MNRAS.475.1960F, arXiv 1712.04490)
  4. ↑ a et b (en) Ian S. McLean, Mark R. McGovern, Adam J. Burgasser, J. Davy Kirkpatrick, L. Prato et Sungsoo S. Kim, « The NIRSPEC Brown Dwarf Spectroscopic Survey. I. Low-Resolution Near-Infrared Spectra », The Astrophysical Journal, vol. 596, no 1,‎ , p. 561–586 (DOI 10.1086/377636, Bibcode 2003ApJ...596..561M, arXiv astro-ph/0309257, résumé, lire en ligne)
  5. ↑ (en) M. Wolf, « Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen », Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg, vol. 7, no 10,‎ , p. 195–219 (Bibcode 1919VeHei...7..195W, lire en ligne)
  6. ↑ (en) G. van Biesbroeck, « The star of lowest known luminosity », The Astronomical Journal, vol. 51,‎ , p. 61–62 (DOI 10.1086/105801, Bibcode 1944AJ.....51...61V, lire en ligne)
  7. ↑ (en) Adriaan van Maanen, « The Photographic Determination of Stellar Parallaxes with the 60- and 100-INCH Reflectors. Fifteenth Series », Contributions from the Mount Wilson Observatory, vol. 356,‎ , p. 1–27 (Bibcode 1928CMWCI.356....1V, lire en ligne)
  8. ↑ (en) G. E. Kron, S. C. B. Gascoigne et H. S. White, « Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes. », Astronomical Journal, vol. 62,‎ , p. 205–220 (DOI 10.1086/107521, Bibcode 1957AJ.....62..205K, lire en ligne)
  9. ↑ (en) Jesse L. Greenstein, G. Neugebauer et E. E. Becklin, « The Faint End of the Main Sequence », Astrophysical Journal, vol. 161,‎ , p. 519 (DOI 10.1086/150556, Bibcode 1970ApJ...161..519G, lire en ligne)
  10. ↑ a et b (en) R. D. Robinson, K. G. Carpenter, J. W. Percival et J. A. Bookbinder, « A Search for Microflaring Activity on dMe Flare Stars. I. Observations of the dM8e Star CN Leonis », Astrophysical Journal, vol. 451,‎ , p. 795–805 (DOI 10.1086/176266, Bibcode 1995ApJ...451..795R, lire en ligne)
  11. ↑ (en) K. Mukai, K. O. Mason, S. B. Howell, J. Allington-Smith, P. J. Callanan, P. A. Charles, B. J. M. Hassall, G. Machin et T. Naylor, « Spectroscopy of faint, high latitude cataclysmic variable candidates », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 245, no 3,‎ , p. 385–391 (Bibcode 1990MNRAS.245..385M, lire en ligne)
  12. ↑ a et b (en) A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt et C. Liefke, « Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis », Astronomy and Astrophysics, vol. 466, no 2,‎ , L13–L16 (DOI 10.1051/0004-6361:20077095, Bibcode 2007A&A...466L..13R, arXiv astro-ph/0703172, lire en ligne)
  13. ↑ a et b (en) « List of the Nearest 100 Stellar Systems », Research Consortium on Nearby Stars,
  14. ↑ (en) Frederick R. West, « Letter to the Editor: The Corona of CN Leonis (Gliese 406) and its Possible Detection at Radio Frequencies », The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 30, no 2,‎ , p. 149–150 (Bibcode 2002JAVSO..30..149W, lire en ligne)
  15. ↑ a b et c (en) Pavlenko Ya. V., H. R. A. Jones, Yu. Lyubchik, J. Tennyson et D. J. Pinfield, « Spectral energy distribution for GJ406 », Astronomy and Astrophysics, vol. 447, no 2,‎ , p. 709–717 (DOI 10.1051/0004-6361:20052979, Bibcode 2006A&A...447..709P, arXiv astro-ph/0510570, lire en ligne)
  16. ↑ (en) Michael P. Borgia, Human vision and the night sky: hot [i.e. how] to improve your observing skills, Springer, , 291 p. (ISBN 0-387-30776-1, présentation en ligne, lire en ligne), p. 208
  17. ↑ (en) « Evolution of very low mass stars and brown dwarfs. I - The minimum main-sequence mass and luminosity », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 296,‎ , p. 502–513 (DOI 10.1086/163470, Bibcode 1985ApJ...296..502D, lire en ligne)
  18. ↑ (en) R. E. Gershberg et N. I. Shakhovskaia, « Characteristics of activity energetics of he UV Cet-type flare stars », Astrophysics and Space Science, vol. 95, no 2,‎ , p. 235–253 (DOI 10.1007/BF00653631, Bibcode 1983Ap&SS..95..235G, lire en ligne)
  19. ↑ (en) « Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity », National Optical Astronomy Observatory,
  20. ↑ (en) G. P. McCook et E. R. Jewell, « Fully Convective M Dwarfs », Villanova University,
  21. ↑ (en) Luca Casagrande, Chris Flynn et Michael Bessell, « M dwarfs: effective temperatures, radii and metallicities », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, no 2,‎ , p. 585–607 (DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x, Bibcode 2008MNRAS.389..585C, résumé)
  22. ↑ (en) Gerrit L. Verschuur, Interstellar matters : essays on curiosity and astronomical discovery, New York, Springer, , 253–254 p. (ISBN 0-387-40606-9, lire en ligne)
  23. ↑ (en) Y. V. Pavlenko et H. R. A. Jones, « Carbon monoxide bands in M dwarfs », Astronomy and Astrophysics, vol. 396, no 3,‎ , p. 967–975 (DOI 10.1051/0004-6361:20021454, Bibcode 2002A&A...396..967P, arXiv astro-ph/0210017, résumé, lire en ligne)
  24. ↑ (en) Peter Pesch, « CaOH, a New Triatomic Molecule in Stellar Atmospheres », Astrophysical Journal, vol. 174,‎ , p. L155 (DOI 10.1086/180970, Bibcode 1972ApJ...174L.155P, lire en ligne)
  25. ↑ a et b (en) J. H. M. M. Schmitt et R. Wichmann, « Ground-based observation of emission lines from the corona of a red-dwarf star », Nature, vol. 412, no 2,‎ , p. 508–510 (PMID 11484044, DOI 10.1038/35087513, résumé)
  26. ↑ (en) Subhanjoy Mohanty et Gibor Basri, « Rotation and Activity in Mid-M to L Field Dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 583, no 1,‎ , p. 451–472 (DOI 10.1086/345097, Bibcode 2002astro.ph..1455M, arXiv astro-ph/0201455, lire en ligne)
  27. ↑ (en) W. Gliese, « Catalogue of Nearby Stars », Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg,‎ (Bibcode 1969VeARI..22....1G, lire en ligne)
  28. ↑ (en) C. Allen et M. A. Herrera, « The galactic orbits of nearby UV Ceti stars », Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 34,‎ , p. 37–46 (Bibcode 1998RMxAA..34...37A, lire en ligne)
  29. ↑ (en) Daniel J. Schroeder, David A. Golimowski, Ryan A. Brukardt, Christopher J. Burrows, John J. Caldwell, William G. Fastie, Holland C. Ford, Brigette Hesman et Ilona Kletskin, « A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2 », The Astronomical Journal, vol. 119, no 2,‎ , p. 906–922 (DOI 10.1086/301227, Bibcode 2000AJ....119..906S, résumé, lire en ligne)
  30. ↑ (en) T. N. Gautier, Thomas N. III Gautier, G. H. Rieke, John Stansberry, Geoffrey C. Bryden, Karl R. Stapelfeldt, Michael W. Werner, Charles A. Beichman et Christine Chen, « Far Infrared Properties of M Dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 667, no 1,‎ , p. 527- (DOI 10.1086/520667, Bibcode 2007ApJ...667..527G, arXiv 0707.0464, résumé, lire en ligne)
  31. ↑ (en) J.-F. Lestrade, M. C. Wyatt, F. Bertoldi, K. M. Menten et G. Labaigt, « Search for cold debris disks around M-dwarfs. II », Astronomy and Astrophysics, vol. 506, no 3,‎ , p. 1455–1467 (DOI 10.1051/0004-6361/200912306, Bibcode 2009A&A...506.1455L, résumé, lire en ligne)
  32. ↑ (en) « Wolf 359 », SolStation Company

Voir aussi

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Articles connexes

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