Menu Close

Mengulas Lalande 21185 Lebih Jauh

Mengulas Lalande 21185 Lebih Jauh – Lalande 21185 adalah bintang di selatan Ursa Major . Ini adalah jelas terang katai merah di belahan bumi utara. Meskipun demikian, dan relatif dekat, bintang ini (seperti semua katai merah) sangat redup, hanya berkekuatan 7,5 dalam cahaya tampak dan dengan demikian terlalu redup untuk dilihat dengan mata telanjang. The bintang terlihat melalui teleskop kecil atau teropong.

Mengulas Lalande 21185 Lebih Jauh

diodati.org – Dengan jarak sekitar 8,31 tahun cahaya (2,55 parsec ), ia merupakan salah satu dari bintang terdekat yang ada dari Tata Surya; hanya sistem Alpha Centauri , Barnard’s Star , dan Wolf 359 serta katai coklat Luhman 16 dan WISE 0855−0714 yang diketahui lebih dekat. Karena kedekatannya itu sering menjadi subjek untuk survei astronomi dan penelitian lainnya dan juga dengan demikian ia ini dikenal dengan banyak sekali sebutan lainnya.

Baca Juga : Mengulas Lebih Jauh Bintang Aldebaran

Sejarah

The koordinat langit dari Lalande 21.185 pertama kali diterbitkan pada tahun 1801 oleh astronom Perancis Jérôme Lalande dari Paris Observatory di bintang katalog Histoire romi française . Nomor urut katalog untuk sebagian besar bintang yang diamati, termasuk yang ini, diperkenalkan pada edisi 1847 oleh Francis Baily . Saat ini bintang ini adalah salah satu dari sedikit yang masih sering disebut dengan nomor katalog Lalande mereka.

Pada bulan Mei 1857, Friedrich Wilhelm Argelander menemukan gerak bintang yang tepat tinggi . Itu kadang-kadang disebut “bintang kedua Argelander”. (“Bintang Argelander pertama” adalah Groombridge 1830 , yang geraknya sendirinya ditemukan oleh Argelander sebelumnya—pada tahun 1842).

Friedrich August Theodor Winnecke dilaporkan telah melakukan pengukuran pertama paralaks bintang sebesar 0,511 detik busur pada tahun 1857–58 dan dengan demikian pertama kali mengidentifikasi Lalande 21185 sebagai bintang kedua yang paling dekat dengan Matahari , setelah sistem Alpha Centauri . Sejak saat itu pengukuran yang lebih baik telah menempatkan bintang lebih jauh, tetapi tetap menjadi sistem bintang terdekat kedua yang diketahui sampai penemuan astrofotografi dari dua katai merah redup, Wolf 359 dan Bintang Barnard, pada awal abad ke-20.

Properti

Lalande 21185 adalah tipikal bintang deret utama tipe-M ( red dwarf ) dengan massa sekitar 46% dari massa Matahari dan jauh lebih dingin daripada Matahari pada 3.828 K. Bintang ini secara intrinsik redup dengan magnitudo absolut 10,48 , memancarkan sebagian besar energinya dalam inframerah .

Proporsi unsur selain dengan hidrogen dan juga helium ini juga diperkirakan berdasarkan dari rasio besi terhadap hidrogen di bintang yang jika dibandingkan dengan sebuah Matahari. Logaritma rasio ini adalah 0.20, menunjukkan bahwa proporsi besi adalah sekitar 10 0.20, atau 63% dari Matahari. Gravitasi permukaan bintang yang relatif kompak ini kira-kira 65 kali lebih besar dari gravitasi di permukaan bumi (log g = 4,8 cgs), yang lebih dari dua kali gravitasi permukaan Matahari kita.

Lalande 21185 ini juga sudah terdaftar sebagai sebuah bintang variabel tipe BY Draconis yang ada di Katalog Umum Bintang Variabel . Hal ini diidentifikasi oleh penunjukan bintang variabel NSV 18593. Beberapa katalog bintang, termasuk SIMBAD , juga mengklasifikasikannya sebagai bintang suar . Kesimpulan ini tidak didukung oleh referensi utama yang digunakan semua katalog ini. Pengamatan yang dilakukan dalam referensi ini menunjukkan bahwa ia agak tenang dibandingkan dengan bintang lain dari jenis variabelnya.

Lalande 21185 memancarkan sinar-X. Ini adalah bintang paling terang antara variabel CO Ursae Maj dan bintang HD 95129 yang sebanding di baratnya ( khususnya di selatan ) dan sedikit lebih dekat ke yang terakhir.

Klaim sistem planet

Astronom Belanda Peter van de Kamp menulis pada tahun 1945 bahwa Lalande 21.185 memiliki sebuah “pendamping tak terlihat” dari 0,06 M ☉ (sekitar 60 M J ). Pada tahun 1951 van de Kamp dan muridnya Sarah Lippincott mengklaim deteksi astrometri dari sistem planet menggunakan pelat fotografi yang diambil dengan teleskop refraktor 24-inci (610 mm) di Swarthmore College ‘s Sproul Observatory . Pada musim panas 1960, Sarah Lippincott diubah tahun 1951 klaim, ke planet 0,01 M ☉ (yaitu, 10 M J ), periode orbit 8 tahun, eksentrisitas 0,3, sumbu semi-mayor dari0,083 SA .

Dia menggunakan pelat fotografi asli dan pelat baru yang diambil dengan teleskop yang sama. Pelat fotografi dari observatorium ini, yang diambil pada saat yang sama, digunakan oleh Van de Kamp untuk klaimnya yang salah tentang sistem planet untuk Bintang Barnard . Pelat yang dibuat dengan refraktor 24 inci Sproul dan digunakan untuk ini dan penelitian lain pada tahun 1973 terbukti cacat; karena mereka adalah tahun berikutnya dengan pengukuran astrometri yang dilakukan oleh George Gatewood dari Observatorium Allegheny .

Pada tahun 1996, Gatewood yang sama secara mencolok mengumumkan pada pertemuan AAS dan kepada pers populer penemuan beberapa planet dalam sistem ini, yang terdeteksi oleh astrometri. Laporan awal didasarkan pada analisis yang sangat halus dari posisi bintang selama bertahun-tahun, yang menyarankan gerakan orbital refleks karena satu atau lebih pendamping. Gatewood mengklaim bahwa teman seperti itu biasanya akan muncul lebih dari 0,8 detik busur dari katai merah itu sendiri.

Padahal, sebuah makalah oleh Gatewood yang diterbitkan hanya beberapa tahun sebelumnya dan pencarian selanjutnya oleh orang lain, menggunakan teknik koronagraf dan multifilter untuk mengurangi masalah cahaya yang tersebar dari bintang, tidak secara positif mengidentifikasi rekan semacam itu, sehingga klaimnya tetap tidak terkonfirmasi dan sekarang diragukan.

Sebelum tahun 1980-an, menemukan kecepatan radial katai merah tidak terlalu akurat atau konsisten, dan karena kecerahannya yang tampak dan karena tidak memiliki pendamping, bintang ini, bersama dengan sebelas bintang katai merah serupa lainnya, dipilih untuk memiliki kecepatan radial mereka diukur, dengan akurasi tinggi yang belum pernah terjadi sebelumnya, oleh pemburu planet Geoff Marcy .

Tidak ada pendamping yang terdeteksi di sekitar bintang ini dalam survei ini maupun survei kontemporer lainnya, dan peralatan awal semacam itu akan mengambil planet apa pun yang melebihi 0,7 M J dalam orbit yang sangat dekat selama 5 hari atau kurang; atau melebihi 10 M J pada jarak orbit Jupiter. Data yang diterbitkan pada tahun 2017 dari sistem HIRES di Keck Observatory di Mauna Kea mendukung keberadaan lebih dekat-in planet dengan periode orbit hanya 9,8693 ± 0,0016 hari, menjadi setidaknya 3,8M.