좌표:Sky map 10hm 49 18.723s, -53° 19° 09.86°

루만 16

Luhman 16
루만 16
Luhman 16
Luhman 16의 WISE 이미지.삽입된 이미지에서는 쌍으로 분해됩니다.
관찰 데이터
에폭J2000[1]에쿼녹스J2000[1]
콘스텔레이션 벨라
적경 10h 49m 18.723s[1]
적위 -53° 19° 09.86°[1]
특성.
스펙트럼형 A: L7.5[2]
B: T0.5 ± 1[2]
겉보기 등급(i(DENIS 필터 시스템)) 14.94±0.03[3]
겉보기 등급(J(2MASS 필터 시스템)) 10.73±0.03[3]
겉보기 등급(J(DENIS 필터 시스템)) 10.68±0.05[3]
겉보기 등급 (H(2MASS 필터 시스템)) 9.56±0.03[3]
겉보기 등급 (KS(2MASS 필터 시스템)) 8.84±0.02[3]
겉보기 등급(KS(DENIS 필터 시스템)) 8.87±0.08[3]
아스트로메트리
고유운동(μ) - RA:2762.16±2.43mas[4]/년
Dec.:357.79±3.44mas[4]/년
시차())501.557 ± 0.082 mas[5]
거리6.503 ± 0.001 ly
(1.9938 ± 0.0003 pc)
궤도[5]
기간(P)27.54+0.39
−0.43 yr
반장축(a)3.557+0.026
−0.023 AU
편심(e)0.343±0.005
기울기(i)100.26±0.05°
노드의 경도(δ)139.67±0.05°
근일점 에폭(T)2017.78±0.05
근일점 인수())
(세컨더리)		128.1±1.5°
상세[6][7][4]
루만 16A
덩어리0.032 M☉
덩어리33.5±0.3[5] M주프
반지름최대 0.85[note 1]Jup R
광도0.0000219[4] L☉
온도1350 K
루만 16B
덩어리0.027 M☉
덩어리28.6±0.3[5] M주프
반지름1.04[note 1]Jup R까지
광도0.0000209[4] L☉
온도1210 K
위치(A에 대한 상대)[3]
요소B
각거리1.5파운드
관찰된 분리
(표준)		3 AU
기타 명칭
전체 시스템: LUH 16,[1] Luhman-WISE [1]1, WISE J104915.57-531906.1,[3] DENIS-P J104919.0-531910,[8] 2MASS J10491891-5319100,[8]IRAS Z10473-5303,[1] AKARI J1049166-531907,[1] GSC 2.2 S11132026703,[1] GSC2.3 S4BM006703[1]

컴포넌트 A: Luhman 16A[1]

컴포넌트 B: Luhman 16B[1]
데이터베이스 참조
심바디시스템
A
B
Luhman 16 is located in the constellation Vela.
Luhman 16 is located in the constellation Vela.
루만 16
용골자리 루만 16의 위치

Luhman 16(WISE 1049-5319, WISE J104915.57-531906.1)은 태양으로부터 약 6.5광년(2.0파초) 거리에 있는 남쪽 별자리 벨라에 있는 쌍성 갈색왜성계이다.이들은 1916년 [9][10]바너드 별의 고유 운동을 측정한 이래 발견된 가장 가까운 갈색 왜성이며, 태양에서 세 번째로 가까운 것으로 알려져 있습니다(센타우루스자리 알파와 바너드 별 다음으로).1차 유형은 L7.5이고 2차 유형은 T0.5 ± 1이다(따라서 L-T [11]전이 근처에 있음).루만 16 A와 B의 질량은 각각 목성 질량이 33.5, 28.6이며 이들의 나이는 6억-8억 [4]년으로 추정된다.루만 16 A와 B는 약 27년 [4]주기로 약 3.5 천문단위 거리에서[3] 서로를 공전하고 있다.

검출

갈색왜성은 펜실베니아 주립 대학의 천문학자이자 펜 주립 외계행성과 거주가능 [9]세계 센터의 연구원인 케빈 루먼이 와이드필드 적외선 탐사기(WISE)의 지구궤도 위성에 의해 만들어진 이미지에서 발견했다.NASA 적외선 파장 40cm(16인치) 우주망원경은 2009년 12월부터 2011년 2월까지 지속된 임무로 2010년 1월부터 2011년 1월까지 촬영됐으며 2013년 발견이 발표됐다.이 시스템은 고유 [9][3]운동이 높은 물체를 나타내기 위해 여러 시대의 WISE 이미지를 비교함으로써 발견되었습니다.

Luhman 16은 별이 밀집한 은하 평면에 가까운 하늘에서 나타납니다; 풍부한 광원은 희미한 물체를 발견하는 것을 어렵게 만듭니다.이것은 왜 태양에 매우 가까운 물체가 이전의 [3]연구에서 발견되지 않았는지 설명해준다.

동반자 발견

Luhman 16은 이 WISE 이미지의 중앙에 있는 노란색 디스크입니다.각각의 갈색왜성은 해결되지 않았다.

시스템의 두 번째 구성 요소도 2013년에 Luhman에 의해 발견되었으며, 1차 시스템과 같은 기사에서 발표되었다.2013년 2월 23일 밤 칠레의 제미니 남쪽 망원경에 있는 제미니 다중 물체 분광기(GMOS)를 사용하여 i-밴드에서의 발견 이미지를 촬영했다.이 시스템의 구성 요소는 1.5초의 각거리와 3AU의 예상 간격과 0.45mag의 진폭 [3]차이로 분해되었습니다.

프리커버리

비록 체제가 처음 이미지 WISE는에 의해 2010–2011에서 찍은 사진에서, 나중에 그것은 Digitized 스카이 서베이에서 precovered되었다;1992년( 빨간)),[3]적외선 천문 위성(IRAS, 1983년)[1]의 ESO슈미트 망원경(1984년 에틸 적색)),[1]가이드 스타 카탈로그(기체-고체 크로마토 그래피, 1995년)[1] 깊은 근거리 적외선은 남부 스카이(DENIS, 19및(디지털 서명 표준, 1978년(IR).99),[3]두 마이크론전천 조사(2MASS,[3] 1999년), AKARI 위성(2007년).[1]

1984년에 촬영된 ESO Schmidt 망원경 이미지에서 선원은 138°[1]의 위치 각도로 길게 보입니다.Luhman(2013)의 그림 1에 있는 GMOS 이미지(epoch 2013)의 분해된 쌍과 이 위치 각도의 유사성은 1984년에서 2013년 사이의 기간이 시스템의 궤도 주기에 가까울 수 있음을 시사한다(Luhman(2013)[3][1]의 최초 궤도 주기 추정치와 멀지 않음).

이름.

Eric E. Mamajek는 Luhman 16A와 Luhman 16B라는 구성 요소를 사용하여 시스템의 이름을 Luhman 16이라고 제안했습니다.이 이름은 자주 업데이트되는 워싱턴 이중성 카탈로그(WDS)에서 유래했다.케빈 루만은 이미 발견 식별자 "LUH"와 함께 WDS에 정리된 몇 개의 새로운 쌍성 발견을 발표했다.WDS 카탈로그에는 이 시스템이 ID 10493-5319 및 디스커버러 명칭 LUH [12]16으로 표시됩니다.

그 이유는 Luhman 16이 WISE J104915.57-531906.1보다 기억하기 쉽고 "이 개체를 24자 이름(스페이스 포함)[1][13][note 2]으로 부르는 것은 어리석은 것 같다"는 것입니다.「전화 번호명」에는, WISE J1049-5319 와 WISE 1049-5319 도 포함됩니다.루만또 다른 대안으로 [1]WISE 1이 제안되었습니다.

바이너리 오브젝트로서 Luhman 16AB라고도 불립니다.

아스트로메트리

하늘에서의 위치

Luhman 16은 남반구 벨라자리에 위치해 있습니다.2015년 7월 현재, 태양계 바깥 별자리에서 가장 가까운 것으로 알려진 천체들이다.천구 좌표: RA = 10h 49m 18.723s, 12월 = -53° 19° 09.86°[1]

거리

2014년 기준으로 WISE 1049-5319([14]또는 Luhman 16)를 포함하여 태양에 가장 가까운 별과 갈색 왜성.

Sahlmann & Lazorenko(2015)가 발표한 Luhman 16의 삼각 시차는 0.50051±0.00011 아크초이며, 이는 6.5166±0.0013 광년(1.998±0.0004 파초)[11] 거리에 해당한다.

태양계 근접성

현재 루만 16은 WISE 0855-0714 발견과 함께 볼프 359(7.78년)를 5위로 밀어올리며 센타우루스자리 트리플 알파 시스템(4.37년)과 바너드 별(5.98년)에 이어 태양에서 세 번째로 가까운 별/갈색 왜성계이다.또한 가장 가까운 갈색왜성, 가장 가까운 L형 왜성, 그리고 가장 가까운 T형 왜성(성분 B가 T형일 경우) 등 여러 기록을 보유하고 있습니다.

센타우루스자리 알파 근접성

루만 16은 센타우루스자리 알파에서 가장 가까운 별/갈색왜성으로 센타우루스자리 알파 AB에서 3.577년(1.097년 pc), 프록시마 [note 3]센타우루스자리 3.520년(1.079년 pc)에 위치해 있습니다.두 계는 지구에서 볼 때 하늘의 같은 부분에 인접한 별자리에 위치해 있지만 루만 16은 조금 더 멀리 있다.루만 16이 발견되기 전에 태양계는 센타우루스자리 알파에 가장 가까운 것으로 알려진 시스템이었다.

루만 16은 센타우루스자리 알파 시스템보다 지구에서 더 멀리 위치해 있음에도 불구하고 지구처럼 센타우루스자리 알파 AB보다 프록시마에 더 가깝습니다.이는 루만 16이 프록시마 센타우루스 AB에 비해 지구 상공에 있는 프록시마 센타우루스 AB에 대한 각도가 작다는 사실에서 반영되며, 이는 루만 16에서 센타우루스자리 알파까지의 거리 차이보다 루만 16에서 센타우루스자리 알파까지의 거리 차이에 더 큰 기여를 한다.

고유 운동

루만 16A와 B는 불과 3.5AU의 [15]거리에서 서로를 공전하고 있다.

가르시아 외 연구진(2017)이 발표한 루만 16의 고유 운동은 약 2.79µ/년이며, 루만 [4]16의 근접성 때문에 상대적으로 크다.

반지름 속도

부품 A의 반경 속도는 23.1 ± 1.1km/s(14.35 ± 0.68mi/s), 부품 B의 반경 속도는 19.5 ± 1.2km/s(12.12 ± 0.75mi/s)[7]이다.반지름 속도 값이 양수이기 때문에 현재 태양계로부터 멀어지고 있습니다.

이러한 구성 요소에 대한 값과 Sahlmann & Lazorenko(2015)의 Luhman 16 질량비를 [11]0.78로 가정할 때, 시스템의 중심 반지름 속도는 약 21.5 km/s(13.4 mi/s)[note 4]이다.이는 루만 16이 약 3만 6천 년 전 태양계 근처를 5.05 리(1.55 피트)의 최소 거리로 지나갔다는 것을 의미한다.

궤도 및 질량

루만 16호의 최초 발견 논문에서 루만 외 연구진(2013)은 구성 요소의 공전 주기를 약 25년으로 [3]추정했다.

Garcia et al. (2017)는 31년에 걸친 기록 관측을 사용하여 장축 3.54AU의 반지름으로 27.4년의 공전 주기를 발견했다.이 궤도의 이심률은 0.35이고 기울기는 79.5°이다.컴포넌트의 질량은 34.2+1
.3-1.2 및 27.9+1
.1-1.0인 것으로 확인되었습니다. M질량비는 약 0.[4]82이다Jup.

2018년 Gaia DR2의 데이터를 사용하여 궤도는 27.5±0.4년 주기로 미세 조정되었으며, 반장축은 3.56±0.025AU, 이심률은 0.343±0.005이며, 기울기는 100.26°±0.05°(2017년 연구 결과 반대 방향)이다.질량은 33.51+0.31
~0.29로 조정되었습니다. MJup 및 28.55+0.26-0
.25 M를 클릭합니다Jup.[5]

이러한 결과는 궤도 및 성분 [4][1][2][11]질량에 대한 이전의 모든 추정치와 일치한다.

갈색왜성의 자전 주기와 예상 회전 속도를 비교함으로써, 두 갈색왜성은 대략 적도에서 볼 수 있으며 [16]궤도에 잘 정렬되어 있는 것으로 보입니다.

나이

루만 16이 발견된 직후에 발표된 2013년 논문은 갈색왜성이 은하수의 얇은 원반에 속하며 96% 확률로 젊은 운동성단에 [1]속하지 않는다고 결론지었다.리튬 흡수 라인에 근거해, 시스템의 최대 수명은 약 3-4.5 Gyr입니다.[17][18]VLT를 사용한 관측 결과,[19] 이 시스템은 120Myr보다 오래된 것으로 나타났습니다.

하지만 2022년, 루만 16호는 레아 468이라는 이름의 새롭게 발견된 움직이는 그룹의 일원인 것으로 밝혀졌다.이 움직이는 그룹의 나이는 560±[20]60Myr입니다.

행성 검색

2013년 12월, 시스템의 궤도 운동 교란이 보고되었으며, 이는 시스템에 세 번째 물체가 있음을 시사한다.이 동반성의 주기는 몇 달로, 갈색왜성 중 하나를 공전하는 것을 암시합니다.어떤 동반자도 갈색왜성 질량 한계보다 낮아야 하는데, 그렇지 않았다면 직접 영상을 통해 검출되었을 것이기 때문이다.연구자들은 측정이 잘못되지 않았다고 가정할 때 거짓 양성의 확률을 0.002%로 추정했습니다.만약 확인된다면, 이것은 측성학적으로 발견된 최초의 외계행성이 될 것이다.그들은 행성의 질량이 "몇 개"에서 30개 사이일 것으로 추정한다. M그러나 그들은 더 무거운 행성이 더 밝아질 것이고 따라서 별의 "포토센터"나 측정된 위치에 영향을 미칠 것이라고 언급하고 있다Jup.이것은 [6]외계행성의 측성학적 움직임을 측정하기 어렵게 만들 것이다.

초대형 망원경을 사용한 루만 16의 후속 측성학적 관찰에서는 20일에서 300일 주기로 갈색왜성 주위를 도는 질량이 2 이상인 세 번째 물체의 존재가 제외되었다.Luhman 16에는 근접한 거대 [11]행성이 없습니다.

2014-2016년 허블우주망원경으로 관측한 결과, 이 행성 내에 갈색왜성이 추가로 존재하지 않는 것으로 확인되었습니다.또한 공전 주기가 1년에서 [21]2년인 해왕성 질량(17)은 제외했다.이 때문에 이전에 발견된 외계행성의 존재 가능성은 매우 희박하다.

대기.

길론 외 연구진(2013)의 연구는 Luhman 16B가 [22]회전하는 동안 불규칙한 표면 조도를 보인다는 것을 발견했다.2013년 5월 5일 크로스필드 외 연구진(2014년)은 유럽 남방 천문대의 초대형 망원경(VLT)을 사용하여 루만 16B의 [23][24]완전 회전과 동일한 5시간 동안 루만 16계를 직접 관측했다.그들의 연구는 중간 위도에서 크고 어두운 지역, 그 위쪽 극 부근의 밝은 지역, 그리고 다른 곳에서 얼룩덜룩한 빛을 발견하면서 길론 등의 관찰을 확인시켜 주었다.그들은 이 변형된 조명이 "패치한 글로벌 구름"을 나타내며, 여기서 어두운 영역은 두꺼운 구름을 나타내고 밝은 영역은 내부에서 [23][24]빛을 낼 수 있는 구름 층에 구멍이 뚫려 있음을 시사한다.Luhman 16B의 조명 패턴은 매일 빠르게 변화합니다.[22][16]Luhman 16B는 광도학적으로 가장 가변적인 갈색왜성 중 하나이며, 때로는 20% 이상의 [25]진폭으로 변화하기도 합니다.2MASS J21392676+0220226만이 [25]더 가변적인 것으로 알려져 있습니다.

Heinze et al. (2021)는 칼륨과 나트륨과 같은 알칼리 금속의 스펙트럼 라인의 변동을 관찰했다. 그들은 그 변화가 염화물과의 국소 화학적 평형을 변화시킨 구름 덮개의 변화로 인해 발생했다고 주장했다.번개나 오로라는 가능한 것으로 여겨졌지만 가능성은 [25]낮았다.

Luhman 16B의 광도곡선은 차등회전의 증거를 보여준다.적도 지역과 중위도 지역이 자전 주기가 다르다는 증거가 있다.주기는 5.28시간으로 적도 [16]지역의 자전 주기에 해당한다.한편 루만 16A의 자전 주기는 6.[16]94시간으로 추정된다.

  • VLT 관측 결과 재현된 Luhman 16B 표면도

  • VLT 관찰을 바탕으로 한 Luhman 16B에 대한 아티스트의 인상

무선 및 X선 활동

오스텐 외 연구진(2015)의 연구에서 루만 16은 전파에서는 호주 망원경 콤팩트 어레이로, X선에서는 찬드라 X선 관측소로 관측됐다.Luhman 16 AB에서는 무선 또는 X선 활동이 발견되지 않았으며, 무선 및 X선 활동에 대한 제약이 제시되었다. 이는 "지금까지 초저온 [26]왜성 중 무선 및 X선 광도에 대해 얻은 가장 강력한 제약"이다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ a b From : T 4 { { { style R = \ \ { { { t _ {e } } （ ） 、 { R }은 광도, {\ }는 반지름, 표면온도)일정.
  2. ^ 이 문서의 첫 번째 전자 인쇄 버전에서는 WISE J104915.57-531906이라는 명칭이 사용되었습니다.이것은 마지막 두 글자 ".1"이 생략되었기 때문에 WISE 식별자의 형식이 올바르지 않습니다.따라서 "22자 이름"이라고 언급되었습니다.전자 인쇄의 두 번째(및 마지막) 버전에서는 올바른 24글자 지정이 사용되었습니다.
  3. ^ Sahlmann & Lazorenko(2015): 500.51ms, Söderhjelm(1999년)의 알파 센타우루스 AB의 시차: 747.1ms, 베네딕트 등(1999년)의 프록시마 센타우리의 시차: 768.7ms라고 가정한다.
  4. ^ (23.1 + 19.5 * 0.78) / (1 + 0.78) ≈ 21.5.

레퍼런스

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