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拉兰德21185

拉兰德21185（Lalande 21185）是一颗红矮星，位于大熊座，与太阳系距离8.21光年（2.5秒差距）。它是北天球亮度最高的红矮星（只有南天球的拉卡伊8760和拉卡伊9352比它更明亮）[12][13]尽管拉兰德21185在相对接近地球，但它和其他红矮星一样光度极低，视星等为肉眼不可见的7.5，必须以小型望远镜或双筒望远镜观测[14]。

Lalande 21185
红点表示拉兰德21185在大熊座中的位置。
观测资料
历元 J2000.0
星座 大熊座
星官
赤经 11h 03m 20.19400s[1]
赤纬 +35° 58′ 11.5682″[1]
视星等（V） 7.520[2]
特性
光谱分类M2V[3]
视星等 (B)8.960 ± 0.007[2]
视星等 (V)7.520 ± 0.009[2]
视星等 (R)~6.6[3]
视星等 (I)~5.8[3]
视星等 (J)4.203 ±0.242[3]
视星等 (H)3.640 ±0.202[3]
视星等 (K)3.254 ±0.306[3]
U−B 色指数+1.074[2]
B−V 色指数+1.444[2]
变星类型BY[4]
天体测定
径向速度 (Rv)−85.6 ± 1.0[5] km/s
自行 (μ) 赤经：−580.27[1] mas/yr
赤纬：−4765.85[1] mas/yr
视差 (π)392.64 ± 0.67[1] mas
距离8.31 ± 0.01 ly
(2.547 ± 0.004 pc)
绝对星等 (MV)10.48[6]
详细资料
质量0.46[7] M☉
半径0.393 ± 0.008[8] R☉
表面重力 (log g)4.90[9]
亮度 (bolometric)0.021[10] L☉
亮度 (visual, LV)0.0055[nb 1] L☉
温度3,828[9] K
金属量 [Fe/H]−0.20[9] dex
自转速度 (v sin i)58[11] km/s
年龄5–10 Gyr
其他命名
BD+36 2147, G 119-052, Gliese 411, HD 95735, HIP 54035, LFT 756, LHS 37, LTT 12960, MCC（英语：Alexander Vyssotsky） 594, PLX 2576, SAO 62377, NLTT 26105, NSV 18593, IRAS 11005+3615.[3]
参考数据库
SIMBAD资料

拉兰德21185距离地球约 8.31光年（2.55秒差距）[1]，是最接近太阳系的恒星之一；只有南门二恒星系统、巴纳德星、沃夫359以及褐矮星WISE 1049-5319和WISE 0855–0714比它更接近地球[7]。因为它相当接近地球，经常成为巡天调查的目标，也因此有许多其他的称呼。拉兰德21185在研究论文中也相当常见的其他名称有BD+36 2147、Gliese 411以及 HD 95735[3]。在大约19,900年后，拉兰德21185与太阳距离将达到最接近的4.65 光年（1.43秒差距）[15][16]。

观测历史

 
本图为距离太阳系最近的数颗恒星自2万年前至8万年后与太阳距离变化曲线图。

拉兰德21185的天球座标最早纪录于巴黎天文台天文学家杰罗姆·拉朗德于1801年出版的星表《Histoire Céleste Française》。该星表中大部分恒星的编号由天文学家弗朗西斯·贝利于1847年的改版中发表[17][18]。今日拉兰德21185和该星表中少数其他恒星仍常以拉朗德的星表编号称呼[19]。

1857年5月，天文学家弗里德里希·阿格兰德发现拉兰德21185的自行极高。有时候拉兰德21185也因此被称为“第二阿格兰德星”（Argelander's second star）[20][21][22]。（“第一阿格兰德星”是指阿格兰得更早在1842年发现另一颗高自行恒星葛罗姆布里吉1830）。

天文学家弗里德里希·奥古斯特·特奥多尔·温尼克（英语：Friedrich August Theodor Winnecke）于1857至1858年间首次对拉兰德21185的视差进行量测，并得到0.511角秒的值；因此在当时拉兰德21185被认为是仅次于南门二的距离太阳第二近恒星[21]。之后因为更精确的量测，实际距离较最初的值远，但直到20世纪初以前以天文摄影方式发现更黯淡的沃夫359与巴纳德星以前，拉兰德21185长期被认为是距离太阳第二近的恒星[23]

恒星状态

拉兰德21185是一颗典型的M型主序星 （红矮星），质量为太阳的46% [7]，表面温度为远低于太阳的3,828 K。拉兰德21185的视星等10.48，并且大多数的辐射能集中在红外线波长部分[6]。拉兰德21185为高自行恒星，在垂直于银河系盘面的轨道上每年移动约5角秒[来源请求]。它的金属量以铁与氢比例计算的对数值为−0.20，代表它的铁含量为太阳的10−0.20倍，或63%。拉兰德21185这颗相对较致密恒星的表面重力约为地球的65倍（log g = 4.8 cgs）[24]，或者太阳表面重力2倍以上。

在变星总表中，拉兰德21185被列为天龙座BY型变星，并有变星编号NSV 18593[4]。 SIMBAD等数个星表也将拉兰德21185列为耀星。不过这些星表主要的参考资料并不支持它是耀星，因为在这些参考资料中的观测结果显示它与其他同类型变星相比是相当稳定的[25]。

另外，天文学家观测到拉兰德21185辐射的X射线[26]。

宣称的行星系统

1951年，荷兰天文学家彼得·范·德·坎普（英语：Peter van de Kamp）与他的学生莎拉·李·利平科特（英语：Sarah Lee Lippincott）宣称以斯沃斯莫尔学院斯普劳尔天文台（英语：Sproul Observatory）的口径24-英寸（610-毫米） 折射望远镜对拉兰德21185进行天文测量干板摄影时发现了行星系统[27]。1960年，利平科特以同样的望远镜和新拍摄的摄影干板结合先前的观测，再次宣称1951年确实发现了行星系统，只是这次相关参数有所不同[28]。而坎普曾经以同样在斯普劳尔天文台拍摄的摄影干板错误地宣称发现巴纳德星的行星系。斯普劳尔天文台24吋折射望远镜拍摄并用于拉兰德21185等研究的摄影干板后来被确认是有缺陷的[29]。1974年时，阿利根尼天文台的乔治·大卫·盖特伍德对拉兰德21185和巴纳德星的天文测量结果则否定了前述研究的结论[30]。

1996年，盖特伍德在美国天文学会的会议上[31]和对大众媒体[32]宣称以天文测量法发现拉兰德21185的多行星系统。这项宣称的最初报告是基于对拉兰德21185多年的位置精密观测，并认为它的轨道变化是因为恒星旁有一到多个天体环绕所导致。盖特伍德宣称这样的伴星在天球上与红矮星距离将在0.8角秒以上。尽管盖特伍德在1992年发表的另一篇论文[33]与之后他和数人使用日冕仪等多项技术以降低恒星光散射问题，都得到没有伴星存在于拉兰德21185的结论[34]，而盖特伍德在1996年的宣称仍未被证实并在今日受到质疑。然而，2017年2月发表的论文指出，以位于冒纳凯阿火山的凯克天文台的 HIRES 系统观测结果则支持有一个极为接近拉兰德21185的行星候选天体，轨道周期只有9.8693±0.0016日，质量下限为3.8 M🜨[35]。

第三颗行星, 拉兰德21185 d, 预计在拉兰德21185 b和拉兰德21185 c 之间的轨道运行，周期为215天。[36]

拉兰德21185的行星系[36]
成员
(依恒星距离) 		质量 半长轴
(AU) 		轨道周期
(天) 		离心率 倾角 半径
b ≥2.64±0.19 M⊕ 0.0788+0.00056
−0.00057 		12.9395+0.0013
−0.0012 		0.052+0.057
−0.037 		— —
d (未确认) ≥4.1±0.6 M⊕ 0.5141+0.0038
−0.0039 		215.62+0.76
−0.73 		0.15+0.16
−0.11
c ≥14.2±1.8 M⊕ 2.845+0.077
−0.067 		2806+110
−94 		0.08+0.1
−0.06 		— —

这个恒星的宜居带，即是为类地行星上可能存在液态水的位置，半径为 0.11–0.24天文单位，其中 1 天文单位是地球到太阳的平均距离。 [37] 行星 b 的温度约370.1+5.8
−6.8 K。其他已知行星均处于宜居带之外，但未被发现的低质量行星也可能在该系统的这个区域运行。[38]

行星边界条件的更精进研究

拉兰德21185的径向速度量测值相当稳定，因此天文学家杰佛瑞·马西在1987年发表的论文将该恒星视为“正常”红矮星稳定状态的完美范例[39]。包含前述研究的其他对拉兰德21185行星系统的否定存在结果并未完全排除行星系统的存在，但这些研究确定了可能存在行星的质量上限边界值。目前对该恒星可能存在的行星侦测技术最低质量限制为稍低于木星质量[来源请求]。更新的地面或太空中的观测仪器将更进一步使侦测质量下限降低，这使侦测到质量更小行星的可能性较今日更加提高。

拉兰德21185的适居带，即液态水能存在于类地球行星表面的与母恒星距离范围，大约是距离母恒星0.11到0.24天文单位[37]。

参见

参考资料

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注释

  1. ^ 这个值来自已知的拉兰德21185的绝对星等 与太阳的绝对星等  =  ，因此拉兰德21185的可见光光度可由计算式求出：  = 0.005495 Lv⊙

外部链接


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