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葛利斯915

葛利斯915（Gliese 915），或編號為WD 2359-434、LHS 1005、L 362-81，是一顆距離地球相對較近的白矮星，光譜型 DAP5.8[3]。該天體是單一白矮星，位於鳳凰座，是鳳凰座內距離地球最近的天體。

Gliese 915

葛利斯915（右）和地球（左）的比較。
觀測資料
曆元 J2000[1]
星座 鳳凰座
星官
赤經 00h 02m 10.766s[1]
赤緯 -43° 09′ 56.02″[1]
視星等（V） 12.76[2]
特性
光譜分類DAP5.8[3]
視星等 (B)13.12[1]
視星等 (V)12.76[2]
視星等 (RKC)12.82[4]
視星等 (IKC)12.66[4]
視星等 (J)12.60 ± 0.03[4]
視星等 (H)12.43 ± 0.02[4]
視星等 (KS)12.45 ± 0.02[4]
天體測定
徑向速度 (Rv)-58.8 ± 10.8[5] km/s
自行 (μ) 赤經：589[4] mas/yr
赤緯：-664[4] mas/yr
視差 (π)122.27 ± 1.13[4] mas
距離26.7 ± 0.2 ly
(8.18 ± 0.08 pc)
絕對星等 (MV)13.20[2][4][note 1]
詳細資料
質量0.85 ± 0.01[4] M☉
半徑0.0097[4][note 2] R☉
表面重力 (log g)8.39 ± 0.01[4]
溫度8570 ± 50[2] K
年齡1.82 ± 0.06[4][note 3] Gyr
其他命名
WD 2359-434,[2][3] LHS 1005,[2] LFT 1849,[1] LTT 9857,[1] LP 988-88,[1] L 362-81,[6] EGGR 165,[1] 2MASS J00021076-4309560[1]
參考資料庫
SIMBAD資料

距離

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葛利斯915可能是距離地球第11近的白矮星，或者可能是第9、10或12（參見葛利斯293、GJ 1087和葛利斯518）。近年該天體最精密的距離量測結果是來自近星研究團體（Research Consortium on Nearby Stars，RECONS）以托洛洛山美洲際天文台的口徑0.9公尺望遠鏡進行托洛洛山美洲際天文台視差調查（Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation，CTIOPI）成果；並於2009年發表在太陽近鄰天體（The Solar Neighborhood，TSN）系列論文的第21篇論文中[7]。根據 Subasavage 等人於2009年發表內容，結果為[4]：122.27 ± 1.13 mas，相當於8.18 ± 0.08 秒差距或26.68 ± 0.25 光年。

葛利斯915距離推測

來源 論文 視差 mas 距離（秒差距） 距離（光年） 參考
Woolley Woolley et al. 1970 122 ± 8 8.2 ± 0.6 26.7 ± 1.9 [8]
GJ, 3rd version Gliese, Jahreiss 1991 128.2 ± 6.4 7.80 ± 0.41 25.44 ± 1.37 [9]
YPC, 4th edition van Altena et al. 1995 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館） 127.4 ± 6.8 7.85 ± 0.44 25.60 ± 1.44 [6]
CTIOPI 0.9 m TSN 21 (Subasavage et al. 2009 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）) 122.27 ± 1.13 8.18 ± 0.08 26.68 ± 0.25 [4]

最精確的預測以粗體表示。

物理性質

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葛利斯915的質量是0.85 ± 0.01倍太陽質量[4]。它的表面重力是 108.39 ± 0.01（2.45 · 108）cm·s−2[4]，或者是地球表面重力的25萬倍，這是以半徑值6780公里（地球的1.06倍）推估得知。

葛利斯915是相對高溫而年輕的白矮星，表面溫度為8570 ± 50 K[2]。它的冷卻年齡，即白矮星形成時間（不含主序星和巨星持續時間）是18.2 ± 0.6億年[4]。葛利斯915在外觀上應呈現藍白色，類似A型主序星。

就跟所有白矮星一樣，葛利斯915是由密度極高的電子簡併態物質組成。它的平均密度是1,300,000 g·cm−3[4][note 4]，即每立方毫米的葛利斯915組成物質重量即有1.3公斤。

前身星的主序星狀態

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就如同所有的緻密星，葛利斯915也曾經是主序星，之後演化成為巨星，並且在所有熱核反應燃料耗盡，失去大多數物質後成為現在的白矮星。根據一篇2010年的博士論文[10]，以伍德模型 D[11]初始－最終質量關係與 Holberg 等人於2008年推測的葛利斯915的質量值0.97 ± 0.03 M☉[2]。它的前身星主序星質量約7.09 M☉。根據計算成為白矮星前的主序星持續時間公式10 · (MMS/M☉)2.5 （十億年）[11]，葛利斯915在主序星時期的持續時間為7000萬年。

另一個由 Subasavage 等人於2009年所推測質量是0.85 ± 0.01 M☉[4]，以同樣方式計算的主序星質量結果則是6.03 M☉，主序星持續時間則是1.1億年，相當於B型主序星的狀態。

根據 Weidemann 於2000年發表論文中的初始－最終質量關係[12]，葛利斯915的主序星前身星質量應是4.6 M☉，主序星持續時間則是2.2億年，應是B型主序星。

注釋

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  1. ^ 來自其視星等和視差。
  2. ^ 根據表面重力和質量。
  3. ^ 這是白矮星冷卻時間，即從白矮星形成開始計算的時間，不含主序星和巨星時期時間長。
  4. ^ 根據其質量和表面重力（假設為球體）。

參考資料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 1.8 GJ 915 -- White Dwarf. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2011-11-03]. （原始內容存檔於2020-08-06）. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 Holberg, J. B.; Sion; Oswalt; McCook; Foran; Subasavage. A NEW LOOK AT THE LOCAL WHITE DWARF POPULATION. The Astronomical Journal. 2008, 135: 1225–1238. Bibcode:2008AJ....135.1225H. doi:10.1088/0004-6256/135/4/1225. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Sion, Edward M.; Holberg; Oswalt; McCook; Wasatonic. THE WHITE DWARFS WITHIN 20 PARSECS OF THE SUN: KINEMATICS AND STATISTICS. The Astronomical Journal. 2009, 138: 1681–1689. Bibcode:2009AJ....138.1681S. arXiv:0910.1288  . doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681. 
  4. ^ 4.00 4.01 4.02 4.03 4.04 4.05 4.06 4.07 4.08 4.09 4.10 4.11 4.12 4.13 4.14 4.15 4.16 4.17 4.18 4.19 Subasavage, John P.; Jao; Henry; Bergeron; Dufour; Ianna; Costa; Mendez. THE SOLAR NEIGHBORHOOD. XXI. PARALLAX RESULTS FROM THE CTIOPI 0.9 m PROGRAM: 20 NEW MEMBERS OF THE 25 PARSEC WHITE DWARF SAMPLE. The Astronomical Journal. 2009, 137: 4547–4560. Bibcode:2009AJ....134.4547S. doi:10.1088/0004-6256/137/6/4547. 
  5. ^ Pauli, E.-M.; Napiwotzki; Heber; Altmann, and Odenkirchen. 3D kinematics of white dwarfs from the SPY project. II.. Astronomy and Astrophysics. 2006, 447: 173–184. Bibcode:2006A&A...447..173P. arXiv:astro-ph/0510494  . doi:10.1051/0004-6361:20052730.  (see Table 8 （頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）)
  6. ^ 6.0 6.1 Yale Trigonometric Parallaxes, Fourth Edition (van Altena+ 1995). [2022-03-04]. （原始內容存檔於2016-03-04）. 
  7. ^ The Solar Neighborhood (TSN) Series in The Astronomical Journal. [2013-10-26]. （原始內容存檔於2021-04-26）. 
  8. ^ Stars within 25 pc of the Sun (Woolley+ 1970). [2022-03-04]. （原始內容存檔於2016-03-04）. 
  9. ^ Nearby Stars, Preliminary 3rd Version (Gliese+ 1991). [2022-03-04]. （原始內容存檔於2020-07-23）. 
  10. ^ Matías Cristóbal Radiszcz Sotomayor, BINARIEDAD ESTELAR Y SUB-ESTELAR EN ENANAS BLANCAS CERCANAS[永久失效連結]
  11. ^ 11.0 11.1 Wood, M. A. Constraints on the age and evolution of the Galaxy from the white dwarf luminosity function. The Astrophysical Journal. 1992, 386: 539–561. Bibcode:1992ApJ...386..539W. doi:10.1086/171038. 
  12. ^ Weidemann, V. Revision of the initial-to-final mass relation. Astronomy and Astrophysics. 2000, 363: 647–656. Bibcode:2000A&A...363..647W. 
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