Wolf 359

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Wolf 359

Description de cette image, également commentée ci-après

Position de Wolf 359 dans la constellation du Lion, indiquée par la croix violette en bas de l'image constellation=Lion

Époque J2000.0

Données d'observation
Ascension droite 10h 56m 29.2s [1]
Déclinaison +07° 00′ 53″[1]
Magnitude apparente +13,53
Caractéristiques
Type spectral M6.5V [1]
Indice U-B 1,54
Indice B-V 2,01
Indice R-I ?
Variabilité étoile éruptive
Astrométrie
Vitesse radiale +14,9 km/s
Mouvement propre μα = -3 842 mas/a
μδ = -2 725 mas/a
Parallaxe 419,10 ± 2,10 mas
Distance 7,78 ± 0,04 al
(2,386 ± 0,01 pc)
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 0,00002 L☉
Température 3 500 K
Métallicité ?
Rotation ? km/s
Âge Moins de 1010 a

Autres désignations

V* CN Leo, GCTP 2553, GJ 406, G 045-020 LHS 36, LTT 12923, LFT 750

Wolf 359 est une naine rouge qui se trouve dans la constellation du Lion, près de l'écliptique. À une distance d'environ 7,8 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.

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[2].

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, Proxima du Centaure et l'étoile de Barnard sont plus proches. Sa proximité de la Terre a mené à sa mention dans plusieurs ouvrages de fiction.

Sommaire

Observation [modifier]

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[3]. 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[4].

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[5]. Des observations de l'étoile en infrarouge sont publiées en 1957[6]. En 1969, on observe une brève émission de lumière et on classe Wolf 359 comme étant une étoile éruptive[7], ce qui est corroboré par des observations ultérieures du télescope spatial Hubble, qui recensent 32 émissions énergétiques de 10^27 ergs (10^20 joules) dans un délai de deux heures[8].

Classification [modifier]

Wolf 359 est classée de type M6.5[9] , bien que cette classification varie de M5.5 à M8[10],[11],[8]. Elle est d'une luminosité très faible, estimée à environ 0,1 % de celle du Soleil[12],[13]. Ainsi, si elle était à l'emplacement du Soleil, elle semblerait dix fois plus brillante que la pleine Lune[14].

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[15]. Le rayon de Wolf 359 est d'environ 110 000 km.

Wolf 359 est classée comme une étoile éruptive de type UV Ceti[16], 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 résistance d'environ 2,2 kG (0,22 teslas) qui peut varier de manière significative sur des échelles de temps aussi courtes que six heures[10],[17].

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[18][réf. insuffisante].

Photosphère et couronne [modifier]

Wolf 359 est l'étoile orangée située juste au-dessus du centre de cette astrophotographie.

Les estimations de la température de la photosphère de Wolf 359 varient de 2 500 K à 2 900 K[19], ce qui est suffisamment froid pour que des composés chimiques résultant survivent assez longtemps pour être observés à l'aide de leurs raies spectrales[20]. Ainsi, on observe dans le spectre de Wolf 359 de nombreuses raies moléculaires telles celles du monoxyde de carbone (CO)[21], d'hydrure de fer (FeH), d'hydrure de chrome (CrH), d'eau (H2O)[2], d'hydrure de magnésium (MgH), d'oxyde de vanadium(II) (VO)[13], d'oxyde de titane(II) (TiO) et possiblement la molécule CaOH[22]. 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[13].

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[23] (du fer fortement ionisé qui a été dépouillé de douze de ses électrons). La force de cette ligne peut varier sur une période de plusieurs heures, ce qui tend à démontrer que l'étoile est l'hôte de micro-éruptions[23].

Mouvement propre [modifier]

Le mouvement propre de l'étoile est de 4,696 secondes d'arc par an. Elle s'éloigne du Soleil à une vitesse de 19 km/s[24] ,[11]. Lorsque traduit dans le système de coordonnées galactiques, ce mouvement correspond à une vitesse spatiale de (U, V, W) = (-26, -44, -18) km / s[25]. 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[26].

Il y a environ 13 850 années, Wolf 359 était à sa distance minimale du Soleil, soit environ 7,35 Al (2,25 pc)[1].

Environnement stellaire [modifier]

Une recherche aux environs de l'étoile par le télescope spatial Hubble n'a révélé aucun autre compagnon stellaire[27]. Aucun excès d'émission infrarouge n'y a été détectée, ce qui peut indiquer l'absence d'un disque de débris en orbite autour d'elle[28],[29].

Le plus proche voisin stellaire de Wolf 359 est la naine rouge Ross 128, située à 3,79 années-lumière d'elle[30].

Dans la culture populaire [modifier]

La bataille de Wolf 359 est un combat stellaire de l'univers de fiction Star Trek.

Notes et références [modifier]

  1. ↑ a, b, c et d (en) Annotations on V* CN Leo object, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consulté le 2010-04-13
  2. ↑ 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, octobre 2003, p. 561–586 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  3. ↑ (en) M. Wolf, « Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen », Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg, vol. 7, no 10, 1919, p. 195–219 [texte intégral] 
  4. ↑ (en) G. van Biesbroeck, « The star of lowest known luminosity », The Astronomical Journal, vol. 51, août 1944, p. 61–62 [texte intégral, lien DOI] 
  5. ↑ (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, 1928, p. 1–27 [texte intégral] 
  6. ↑ (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, 1957, p. 205–220 [texte intégral, lien DOI] 
  7. ↑ (en) Jesse L. Greenstein, G. Neugebauer et E. E. Becklin, « The Faint End of the Main Sequence », Astrophysical Journal, vol. 161, août 1970, p. 519 [texte intégral, lien DOI] 
  8. ↑ 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, 1995, p. 795–805 [texte intégral, lien DOI] 
  9. ↑ (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, août 1990, p. 385–391 [texte intégral] 
  10. ↑ 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, 2007, p. L13–L16 [texte intégral, lien DOI] 
  11. ↑ a et b (en) List of the Nearest 100 Stellar Systems, Research Consortium on Nearby Stars, 8 juin 2007
  12. ↑ (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, 2002, p. 149–150 [texte intégral] 
  13. ↑ 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, 2006, p. 709–717 [texte intégral, lien DOI] 
  14. ↑ (en) Michael P. Borgia, Human vision and the night sky: hot [i.e. how] to improve your observing skills, Springer, 17 août 2006, 291 p. (ISBN 0387307761) [lire en ligne] [présentation en ligne], p. 208 
  15. ↑ (en) « Evolution of very low mass stars and brown dwarfs. I - The minimum main-sequence mass and luminosity », Astrophysical Journal, Part 1, vol. 296, 15 septembre 1985, p. 502–513 [texte intégral, lien DOI] 
  16. ↑ (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, 1983, p. 235–253 [texte intégral, lien DOI] 
  17. ↑ (en) Calling Dr. Frankenstein! : Interactive Binaries Show Signs of Induced Hyperactivity, National Optical Astronomy Observatory, 7 janvier 2007
  18. ↑ (en) G. P. McCook et E. R. Jewell, « Fully Convective M Dwarfs », Villanova University, 1995
  19. ↑ (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, septembre 2008, p. 585–607 [résumé, lien DOI] 
  20. ↑ (en) Gerrit L. Verschuur, Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discovery, Springer, 2003, 253–254 p. (ISBN 0387406069) [lire en ligne] 
  21. ↑ (en) Y. V. Pavlenko et H. R. A. Jones, « Carbon monoxide bands in M dwarfs », Astronomy and Astrophysics, vol. 396, no 3, décembre 2002, p. 967–975 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  22. ↑ (en) Peter Pesch, « CaOH, a New Triatomic Molecule in Stellar Atmospheres », Astrophysical Journal, vol. 174, juin 1972, p. L155 [texte intégral, lien DOI] 
  23. ↑ 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, 2001, p. 508–510 [résumé, lien PMID, lien DOI (pages consultées le 2007-07-18)] 
  24. ↑ (en) Subhanjoy Mohanty et Gibor Basri, « Rotation and Activity in Mid-M to L Field Dwarfs », The Astrophysical Journal, vol. 583, no 1, 2003, p. 451–472 [texte intégral, lien DOI] 
  25. ↑ (en) W. Gliese, « Catalogue of Nearby Stars », Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg, 1969 [texte intégral] 
  26. ↑ (en) C. Allen et M. A. Herrera, « The galactic orbits of nearby UV Ceti stars », Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 34, 1998, p. 37–46 [texte intégral] 
  27. ↑ (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, 2000, p. 906–922 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  28. ↑ (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, 2007, p. 527- [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  29. ↑ (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, novembre 2009, p. 1455–1467 [résumé, texte intégral, lien DOI] 
  30. ↑ (en) Wolf 359, SolStation Company

Voir aussi [modifier]

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Articles connexes [modifier]

Liens externes [modifier]

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