Wolf 359: Perbedaan antara revisi

{{Starbox character|class=M6.5 Ve<ref name="SIMBAD" />|b-v=+2.034<ref name=aj137_5/>|u-b=+1.165<ref name=aj137_5/>|variable=[[FlareBintang starsuar|UV Ceti]]<ref name=ass95_2/>|appmag_1_passband=J<!-- Passband for second apparent magnitude (e.g., H, J, K, etc.) -->|appmag_1=7.1<ref name="SIMBAD"/>}}

{{Starbox end}}{{Sky|10|56|28.99|+|07|00|52|7.78}}<span data-segmentid="197" class="cx-segment">'''Wolf 359''' adalah bintang [[katai merah]] yang terletak di rasi bintang [[Leo]], dekat [[ekliptika]].</span> <span data-segmentid="201" class="cx-segment">Pada jarak sekitar 7,9 [[tahun cahaya]] dari [[Bumi]], iabintang ini memiliki [[Magnitudo semu|magnitudo]] 13,54 dan hanya dapat dilihat dengan [[teleskop]] besar.</span> <span data-segmentid="206" class="cx-segment">Wolf 359 adalah salah satu [[Daftar bintang terdekat|bintang terdekat]] dengan [[Matahari]] ; hanya sistem [[Alpha Centauri]] (termasuk [[Proxima Centauri]] ), [[Bintang Barnard|Barnard's Star,]] dan [[Katai coklat|kerdil coklat]] [[Luhman 16]] dan [[WISE 0855−0714]] yang diketahui lebih dekat.</span> <span data-segmentid="215" class="cx-segment">Kedekatannya dengan Bumi telah menyebabkannya bintang ini disebutkan dalam beberapa [[Bintang dan sistem planet dalam fiksi|karya fiksi]].</span>

<span data-segmentid="217" class="cx-segment">Wolf 359 adalah salah satu bintang yang paling redup dan bermassa paling rendah.</span> <span data-segmentid="218" class="cx-segment">Pada lapisan pemancar cahaya yang disebut [[fotosfer]], iabintang ini memiliki suhu sekitar 2.800 [[Kelvin|K]] atau 2526,85 [[Celsius|°C]], yang cukup rendah untuk membentuk [[senyawa kimia]] dan bertahan hidup.</span> <span data-segmentid="222" class="cx-segment">Garis [[Garis spektrum|absorpsi]] senyawa seperti air dan [[titanium (II) oksida]] telah diamati dalam [[Spektrum bintang|spektrum]] .<ref name="apj596_12"><cite class="citation journal">McLean, Ian S.; et al. (October 2003). "The NIRSPEC brown dwarf spectroscopic survey. I. low-resolution near-infrared spectra". ''The Astrophysical Journal''. '''596''' (1): 561–586. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0309257 astro-ph/0309257]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2003ApJ...596..561M|2003ApJ...596..561M]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/377636|10.1086/377636]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="226" class="cx-segment">Permukaannya memiliki [[medan magnet]] yang lebih kuat dari rata-rata medan magnet di [[Matahari]] .</span> <span data-segmentid="229" class="cx-segment">Akibat aktivitas magnetik yang disebabkan oleh [[Zona konveksi|konveksi]], Wolf 359 adalah [[bintang suar]] yang dapat mengalami peningkatan luminositas mendadak selama beberapa menit.</span> <span data-segmentid="232" class="cx-segment">Suar ini memancarkan ledakan kuat [[sinar-X]] dan radiasi [[Sinar gama|sinar gamma]] yang telah diamati oleh [[Observatorium angkasa|teleskop ruang angkasa]] .</span> <span data-segmentid="236" class="cx-segment">Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun.</span> <span data-segmentid="237" class="cx-segment">Tidak ada temanpendamping atau [[diskpiringan puing]] yang terdeteksi di orbitmengorbit di sekitarnyabintang ini.</span>

== Sejarah, Nama,pengamatan dan ObservasiNama ==

<span data-segmentid="240" class="cx-segment">Wolf 359 pertama kali menjadi perhatian para astronom karena laju gerak [[wiktionary:transverse|transversal yang]] relatif tinggi terhadap latar belakang, yang dikenal sebagai [[Gerakgerak diri|gerak yang tepat]] .</span> <span data-segmentid="242" class="cx-segment">Laju gerak semestinya yang tinggi dapat menunjukkan bahwa sebuah bintang terletak di dekatnya, karena bintang yang lebih jauh harus bergerak pada kecepatan yang lebih tinggi untuk mencapai laju perjalanan sudut yang sama di seluruh ruang [[Bola langit|angkasa]] .</span> <span data-segmentid="244" class="cx-segment">Gerak yang tepatdiri dari Wolf 359 pertama kali diukur pada tahun 1917 oleh [[astronom]] Jerman [[Max Wolf]], dengan bantuan [[Astrofotografi|astrophotographyastrofotografi]] .</span> <span data-segmentid="248" class="cx-segment">Pada tahun 1919, ia menerbitkan katalog yang berisi lebih dari seribu bintang dengan [[Gerakgerak diri|gerakan yang layak]], termasuk yangbintang ini, yang masih diidentifikasi dengan namanya.<ref name="vbsh7_10"><cite class="citation journal">Wolf, M. (1919). "Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen". ''Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg''. '''7''' (10): 195–219, 206. [[Bibcode]]:[[bibcode:1919VeHei...7..195W|1919VeHei...7..195W]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="250" class="cx-segment">Dia mendaftarkan bintang ini sebagai entri nomor 359, dan sejak itu bintang itu telah disebut sebagai Wolf 359 yang mengacu pada katalog Max Wolf.<ref name="an204"><cite class="citation journal">Wolf, M. (July 1917). "Eigenbewegungssterne". ''Astronomische Nachrichten''. '''204''' (20): 345–350. [[Bibcode]]:[[bibcode:1917AN....204..345W|1917AN....204..345W]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1002/asna.19172042002|10.1002/asna.19172042002]].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="251" class="cx-segment">Pengukuran [[paralaks]] pertama dari Wolf 359 dilaporkan pada tahun 1928 dari [[Observatorium Mount Wilson|Mount Wilson Observatory]], menghasilkan perubahan tahunan pada posisi bintang sebesar {{Nowrap|0.407 ± 0.009 [[arcsecond|detik ark]]}} .</span> <span data-segmentid="255" class="cx-segment">Dari perubahan posisi ini, dan ukuran orbit Bumi yang diketahui, jarak ke bintang dapat diperkirakan.</span> <span data-segmentid="256" class="cx-segment">ItuBintang ini adalah bintang dengan massa terendah dan paling samar yang diketahui sampai penemuan [[VB 10]] pada tahun 1944.<ref name="cmwo356"><cite class="citation journal">van Maanen, Adriaan (1928). "The photographic determination of stellar parallaxes with the 60- and 100-inch reflectors. Fifteenth Series". ''Contributions from the Mount Wilson Observatory''. '''356''': 1–27. [[Bibcode]]:[[bibcode:1928CMWCI.356....1V|1928CMWCI.356....1V]].</cite></ref><ref name="Biesbroeck"><cite class="citation journal">van Biesbroeck, G. (August 1944). "The star of lowest known luminosity". ''[[The Astronomical Journal]]''. '''51''': 61–62. [[Bibcode]]:[[bibcode:1944AJ.....51...61V|1944AJ.....51...61V]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/105801|10.1086/105801]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="258" class="cx-segment">Magnitudo [[inframerah]] bintang diukur pada tahun 1957.<ref name="aj62"><cite class="citation journal">Kron, G. E.; et al. (1957). "Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes". ''Astronomical Journal''. '''62''': 205–220. [[Bibcode]]:[[bibcode:1957AJ.....62..205K|1957AJ.....62..205K]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/107521|10.1086/107521]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="260" class="cx-segment">Pada tahun 1969, suar singkat pada luminositas Wolf 359 diamati, menghubungkannya ke kelas [[bintang variabel]] yangdikenalyang dikenal sebagai [[bintang suar]].<ref name="apj161"><cite class="citation journal">Greenstein, Jesse L.; et al. (August 1970). "The faint end of the main sequence". ''Astrophysical Journal''. '''161''': 519. [[Bibcode]]:[[bibcode:1970ApJ...161..519G|1970ApJ...161..519G]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/150556|10.1086/150556]].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="264" class="cx-segment">Wolf 359 memiliki [[klasifikasi bintang]] M6.5,<ref name="mnras245_3"><cite class="citation journal">Mukai, K.; et al. (August 1990). "Spectroscopy of faint, high latitude cataclysmic variable candidates". ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]''. '''245''' (3): 385–391. [[Bibcode]]:[[bibcode:1990MNRAS.245..385M|1990MNRAS.245..385M]].</cite></ref> meskipun berbagai sumber mencantumkan kelas spektral M5.5,<ref name="aaa4662"><cite class="citation journal">Reiners, A.; et al. (2007). "Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis". ''Astronomy and Astrophysics''. '''466''' (2): L13–L16. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0703172 astro-ph/0703172]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2007A&A...466L..13R|2007A&#x26;A...466L..13R]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1051/0004-6361:20077095|10.1051/0004-6361:20077095]].</cite></ref> M6 <ref name="RECONS2"><cite class="citation web">Staff (June 8, 2007). [http://joy.chara.gsu.edu/RECONS/ "List of the nearest 100 stellar systems"]. Research Consortium on Nearby Stars<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2007-07-16</span></span>.</cite></ref> atau M8.<ref name="apj4512"><cite class="citation journal">Robinson, R. D.; et al. (1995). "A search for microflaring activity on dMe flare stars. I. Observations of the dM8e Star CN Leonis". ''Astrophysical Journal''. '''451''': 795–805. [[Bibcode]]:[[bibcode:1995ApJ...451..795R|1995ApJ...451..795R]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/176266|10.1086/176266]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="266" class="cx-segment">[[Klasifikasi bintang|Bintang tipe M]] dikenal sebagai [[katai merah]] : disebut merah karena emisi energi bintang mencapai puncak di bagian spektrum merah dan inframerah.<ref name="jones09"><cite class="citation book">Jones, Lauren V. (2009). ''Stars and galaxies''. Greenwood Guides to the Universe. ABC-CLIO. p.&nbsp;50. [[International Standard Book Number|ISBN]]&nbsp;[[Istimewa:BookSources/978-0-313-34075-8|<bdi>978-0-313-34075-8</bdi>]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="269" class="cx-segment">Wolf 359 memiliki luminositas yang sangat rendah, memancarkan sekitar 0,1% dari [[Luminositas matahari|energi Matahari]].<ref name="aaa4474"><cite class="citation journal">Pavlenko, Ya. V.; et al. (2006). "Spectral energy distribution for GJ406". ''Astronomy and Astrophysics''. '''447''' (2): 709–717. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0510570 astro-ph/0510570]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2006A&A...447..709P|2006A&#x26;A...447..709P]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1051/0004-6361:20052979|10.1051/0004-6361:20052979]].</cite></ref><ref name="jaavso30_2"><cite class="citation journal">West, Frederick R. (2002). "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''. '''30''' (2): 149–150. [[Bibcode]]:[[bibcode:2002JAVSO..30..149W|2002JAVSO..30..149W]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="271" class="cx-segment">Jika dipindahkan ke lokasi Matahari, itubintang akan muncul sepuluh kali seterang [[bulan purnama]].<ref name="borgia06"><cite class="citation book">Borgia, Michael P. (2006). ''Human vision and the night sky: hot [i.e. how] to improve your observing skills''. Patrick Moore's practical astronomy series. Springer. p.&nbsp;208. [[International Standard Book Number|ISBN]]&nbsp;[[Istimewa:BookSources/978-0-387-30776-3|<bdi>978-0-387-30776-3</bdi>]].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="273" class="cx-segment">PadaDengan perkiraan 9% [[Massa matahari|massa Matahari]], Wolf 359 tepat berada di atas batas terendah di mana bintang dapat melakukan [[Fusi nuklir|fusi hidrogen]] melalui [[Reaksireaksi rantai proton-proton|reaksi berantai proton-proton]] : 8% dari massa Matahari.<ref name="apj296"><cite class="citation journal">Dantona, F.; et al. (September 15, 1985). "Evolution of very low mass stars and brown dwarfs. I - The minimum main-sequence mass and luminosity". ''Astrophysical Journal, Part 1''. '''296''': 502–513. [[Bibcode]]:[[bibcode:1985ApJ...296..502D|1985ApJ...296..502D]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/163470|10.1086/163470]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="277" class="cx-segment">([[Objek substellar|Benda-benda bintang]] di bawah batas ini dikenal sebagai [[katai coklat]]</span><span data-segmentid="280" class="cx-segment">) Jari-jari Wolf 359 diperkirakan 16% dari [[Radius matahari|jari-jari Matahari]], atau sekitar 110.000&nbsp;km <ref name="apjl500_L195"><cite class="citation journal">[[Jørgen Christensen-Dalsgaard|Brown, T. M.]]; et al. (1998). "Accurate determination of the solar photospheric radius". ''Astrophysical Journal Letters''. '''500''' (2): L195. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/9803131 astro-ph/9803131]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:1998ApJ...500L.195B|1998ApJ...500L.195B]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/311416|10.1086/311416]].</cite> The radius of the Sun is 695.5 Mm. 16% of this is 111 Mm.</ref></span> <span data-segmentid="282" class="cx-segment">Sebagai perbandingan, jari-jari khatulistiwa planet [[Yupiter|Jupiter]] adalah 71.492&nbsp;km, yang berarti Wolf 359 memiliki radius 65% lebih besar dari Wolf 359.<ref name="nasa10"><cite class="citation web">Harvey, Samantha (March 4, 2010). [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter&Display=Facts "Jupiter: facts & figures"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151107183158/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jupiter |date=2015-11-07 }}. ''Solar System Exploration''. NASA<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2010-05-28</span></span>.</cite></ref></span>

<span data-segmentid="284" class="cx-segment">Seluruh bintang sedang mengalami [[Zona konveksi|konveksi]], di mana energi yang dihasilkan pada inti diangkut ke permukaan oleh gerakan [[Konveksi|konvektif]] [[Plasma (wujud zat)|plasma]], bukan melalui transmisi melalui [[Zona radiasi|radiasi]] .</span> <span data-segmentid="289" class="cx-segment">Sirkulasi ini mendistribusikan kembali akumulasi helium yang dihasilkan melalui [[nukleosintesis bintang]] pada inti di seluruh bintang.<ref name="cook_jewell95"><cite class="citation web">McCook, G. P.; et al. (1995). [https://web.archive.org/web/20110615064340/http://www.csc.villanova.edu/~astronom/obs95/node12.html "Fully convective M dwarfs"]. Villanova University. Archived from [http://www.csc.villanova.edu/~astronom/obs95/node12.html the original] on 2011-06-15<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2010-05-17</span></span>.</cite></ref></span> <span data-segmentid="291" class="cx-segment">Proses ini akan memungkinkan bintang untuk tetap berada di [[Deret utama|urutanderet utama]] sebagai bintang sekering [[Hidrogen|hidrogen]] secara]] proporsional lebih lama daripada bintang seperti Matahari di mana helium terus menumpuk di inti.</span> <span data-segmentid="294" class="cx-segment">Dalam kombinasi dengan tingkat konsumsi hidrogen yang lebih rendah karena massanya yang rendah, konveksi akan memungkinkan Wolf 359 untuk tetap menjadi bintang urutan utama selama sekitar delapan triliun tahun.<ref name="adams04"><cite class="citation conference">Adams, Fred C.; et al. (December 2004). "Red dwarfs and the end of the main sequence". ''Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets''. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. pp.&nbsp;46–49. [[Bibcode]]:[[bibcode:2004RMxAC..22...46A|2004RMxAC..22...46A]].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="295" class="cx-segment">Pencarian bintang ini oleh [[Teleskop luar angkasa Hubble|Teleskop Luar Angkasa Hubble]] mengungkapkan tidak ada temanpendamping bintang, meskipun ini tidak menghalangi kehadiran sahabatpendamping kecil yang berada di bawah batas deteksi teleskop, seperti planet yang mengorbit dalam satu [[Satuan astronomi|unit astronomi]] bintang.<ref name="apj119_2"><cite class="citation journal">Schroeder, Daniel J.; et al. (2000). "A search for faint companions to nearby stars using the wide field planetary camera 2". ''The Astronomical Journal''. '''119''' (2): 906–922. [[Bibcode]]:[[bibcode:2000AJ....119..906S|2000AJ....119..906S]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/301227|10.1086/301227]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="298" class="cx-segment">Tidak ada [[Inframerah berlebih|emisi infra merah berlebih]] yang terdeteksi, yang mungkin mengindikasikan kurangnya [[diskpiringan puing]] di orbit di sekitarnya.<ref name="apj667"><cite class="citation journal">Gautier, T. N.; et al. (2007). "Far infrared properties of M dwarfs". ''The Astrophysical Journal''. '''667''' (1): 527–. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/0707.0464 0707.0464]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2007ApJ...667..527G|2007ApJ...667..527G]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/520667|10.1086/520667]].</cite></ref><ref name="aaa506_3"><cite class="citation journal">Lestrade, J.-F.; et al. (November 2009). "Search for cold debris disks around M-dwarfs. II". ''Astronomy and Astrophysics''. '''506''' (3): 1455–1467. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/0907.4782 0907.4782]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2009A&A...506.1455L|2009A&#x26;A...506.1455L]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1051/0004-6361/200912306|10.1051/0004-6361/200912306]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="301" class="cx-segment">Pengukuran [[kecepatan radial]] bintang ini menggunakan instrumen Near Infrared Spectrometer (NIRSPEC) di observatorium [[Observatorium W. M. Keck|Keck II]] belum mengungkapkan variasi yang mungkin mengindikasikan adanya pendamping yang mengorbit.</span> <span data-segmentid="304" class="cx-segment">Instrumentasi ini cukup sensitif untuk mendeteksi [[Perturbasi (astronomi)|gangguan gravitasi]] dari massa yang pendek dan besar dengan massa [[Neptunus]] atau lebih besar.<ref name="aaa538_A141"><cite class="citation journal">Rodler, F.; et al. (February 2012). "Search for radial velocity variations in eight M-dwarfs with NIRSPEC/Keck II". ''Astronomy & Astrophysics''. '''538''': A141. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/1112.1382 1112.1382]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2012A&A...538A.141R|2012A&#x26;A...538A.141R]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1051/0004-6361/201117577|10.1051/0004-6361/201117577]].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="308" class="cx-segment">Lapisan luar, pemancar cahaya dari sebuah bintang dikenal sebagai [[fotosfer]].</span> <span data-segmentid="310" class="cx-segment">Perkiraan suhu photospherefotosfer dari Wolf 359 berkisar 2.500 K menjadihingga 2.900 K,<ref name="mnras389_2"><cite class="citation journal">Casagrande, Luca; et al. (September 2008). "M dwarfs: effective temperatures, radii and metallicities". ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society''. '''389''' (2): 585–607. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/0806.2471 0806.2471]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2008MNRAS.389..585C|2008MNRAS.389..585C]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x|10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x]].</cite></ref> yang cukup dingin untuk terjadi [[Kimia kesetimbangan|keseimbangan kimia]] .</span> <span data-segmentid="312" class="cx-segment">[[Senyawa kimia|Senyawa kimia]] yang]] dihasilkan bertahan cukup lama untuk diamati melalui [[Garis spektrum|garis spektralnya]].<ref name="verschuur03"><cite class="citation book">Verschuur, Gerrit L. (2003). ''Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discovery''. Springer. pp.&nbsp;253–254. [[International Standard Book Number|ISBN]]&nbsp;[[Istimewa:BookSources/978-0-387-40606-0|<bdi>978-0-387-40606-0</bdi>]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="315" class="cx-segment">Sejumlah pita [[molekul]] muncul dalam spektrum Wolf 359, termasuk yang termasuk [[karbon monoksida]] (CO),<ref name="aaa396"><cite class="citation journal">Pavlenko, Y. V.; et al. (December 2002). "Carbon monoxide bands in M dwarfs". ''Astronomy and Astrophysics''. '''396''' (3): 967–975. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0210017 astro-ph/0210017]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2002A&A...396..967P|2002A&#x26;A...396..967P]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1051/0004-6361:20021454|10.1051/0004-6361:20021454]].</cite></ref> [[Besi (I) hidrida|besi hidrida]] (FeH), [[kromium]] hidrida (CrH), air (H ₂ O),<ref name="apj596_12"/> [[magnesium]] hidrida (MgH), [[vanadium (II) oksida]] (VO),<ref name="aaa4474"/> [[titanium (II) oksida]] (TiO) dan mungkin molekul CaOH.<ref name="apj174"><cite class="citation journal">Pesch, Peter (June 1972). "CaOH, a new triatomic molecule in stellar atmospheres". ''Astrophysical Journal''. '''174''': L155. [[Bibcode]]:[[bibcode:1972ApJ...174L.155P|1972ApJ...174L.155P]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/180970|10.1086/180970]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="323" class="cx-segment">Karena tidak ada garis [[litium]] dalam spektrum, elemen ini pasti telah dikonsumsi oleh fusi pada intinya.</span> <span data-segmentid="325" class="cx-segment">Ini menandakan bintang itu harus berusia minimal 100 juta tahun.<ref name="aaa4474"/></span>

<span data-segmentid="326" class="cx-segment">Di luar photospherefotosfer terdapat wilayah bersuhu rendah yang dikenal sebagai [[korona]] .</span> <span data-segmentid="328" class="cx-segment">Pada tahun 2001, Wolf 359 menjadi bintang pertama selain Matahari yang memiliki spektrum korona yang diamati dari teleskop berbasis darat.</span> <span data-segmentid="329" class="cx-segment">Spektrum menunjukkan [[Garis spektrum|garis emisi]] Fe XIII, yang merupakan besi [[Ion|terionisasi]] berat yang telah dilucuti dari dua belas elektronnya.<ref name="nature412_2"><cite class="citation journal">Schmitt, J. H. M. M.; et al. (2001). "Ground-based observation of emission lines from the corona of a red-dwarf star". ''Nature''. '''412''' (2): 508–510. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1038/35087513|10.1038/35087513]]. [[PubMed Identifier|PMID]]&nbsp;[//www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/11484044 11484044].</cite></ref></span> <span data-segmentid="332" class="cx-segment">Kekuatan garis ini dapat bervariasi selama periode waktu beberapa jam, yang mungkin merupakan bukti pemanasan [[wiktionary:microflare|mikroflaremikrosuar]].<ref name="aaa4474"/></span>

<span data-segmentid="333" class="cx-segment">Wolf 359 diklasifikasikan sebagai [[bintang suar]] tipe [[Luyten 726-8|UV Ceti]],<ref name="ass95_2"><cite class="citation journal">Gershberg, R. E.; et al. (1983). "Characteristics of activity energetics of the UV Cet-type flare stars". ''Astrophysics and Space Science''. '''95''' (2): 235–253. [[Bibcode]]:[[bibcode:1983Ap&SS..95..235G|1983Ap&#x26;SS..95..235G]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1007/BF00653631|10.1007/BF00653631]].</cite></ref> yang merupakan bintang yang mengalami peningkatan luminositas singkat dan enerjik karena aktivitas magnetik di fotosfer.</span> <span data-segmentid="336" class="cx-segment">[[Penunjukan bintang variabel]]nya adalah ''CN Leonis'' .</span> <span data-segmentid="338" class="cx-segment">Wolf 359 memiliki laju suar yang relatif tinggi.</span> <span data-segmentid="339" class="cx-segment">Pengamatan dengan Hubble Space Telescope mendeteksi 32 peristiwa flare dalam periode dua jam, dengan energi 10 ²⁷ [[erg]] (10 ²⁰ [[joule]] ) dan lebih tinggi.<ref name="apj4512"/></span> <span data-segmentid="342" class="cx-segment">Medan magnet rata-rata pada permukaan Wolf 359 memiliki kekuatan sekitar 2,2 &nbsp; [[Gauss (satuan)|kG]] (0,22 [[tesla]]s ), tetapi ini bervariasi secara signifikan pada skala waktu sesingkat enam jam.<ref name="aaa4662"/></span> <span data-segmentid="345" class="cx-segment">Sebagai perbandingan, medan magnet Matahari rata-rata 1 &nbsp; gauss (100 [[Tesla|μT]] ), meskipun bisa naik setinggi 3 &nbsp; kG (0,3 T) di daerah [[Bintikbintik matahari|sunspot]] aktif.<ref name="noao070107"><cite class="citation news">Staff (January 7, 2007). [http://www.noao.edu/outreach/press/pr07/pr0701.html "Calling Dr. Frankenstein! : interactive binaries show signs of induced hyperactivity"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190622132132/https://www.noao.edu/outreach/press/pr07/pr0701.html |date=2019-06-22 }}. National Optical Astronomy Observatory<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2006-05-24</span></span>.</cite></ref></span> <span data-segmentid="348" class="cx-segment">Selama aktivitas flaresuar, Wolf 359 telah diamati memancarkan [[sinar-X]] dan [[Sinar gama|sinar gamma]].<ref name="apj450_9"><cite class="citation journal">Schmitt, J. H. M. M.; et al. (September 1995). "The X-ray view of the low-mass stars in the solar neighborhood". ''Astrophysical Journal''. '''450''' (9): 392–400. [[Bibcode]]:[[bibcode:1995ApJ...450..392S|1995ApJ...450..392S]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/176149|10.1086/176149]].</cite></ref><ref name="appb37_3"><cite class="citation journal">Cwiok, M.; et al. (March 2006). "Search for optical counterparts of gamma ray burst". ''Acta Physica Polonica B''. '''37''' (3): 919. [[Bibcode]]:[[bibcode:2006AcPPB..37..919C|2006AcPPB..37..919C]].</cite></ref></span>

<span data-segmentid="354" class="cx-segment">Rotasi bintang menyebabkan [[Efek Doppler|pergeseran Doppler]] ke spektrum.</span> <span data-segmentid="356" class="cx-segment">Rata-rata, ini menghasilkan perluasan [[Garisgaris spektrum|garis serapan]] dalam spektrumnya, dengan garis-garis bertambah lebar dengan laju rotasi yang lebih tinggi.</span> <span data-segmentid="358" class="cx-segment">Namun, hanya gerakan rotasi ke arah pengamat yang dapat diukur dengan cara ini, sehingga data yang dihasilkan memberikan batas yang lebih rendah pada rotasi bintang.</span> <span data-segmentid="359" class="cx-segment">[[Rotasi bintang|Kecepatan rotasi]] proyeksi khatulistiwa Wolf 359 ini kurang dari 3 &nbsp; km / s, yang berada di bawah ambang batas pendeteksian melalui [[Garis spektrum|perluasan garis spektralspektrum]] .<ref name="apj5832"><cite class="citation journal">Mohanty, Subhanjoy; et al. (2003). "Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs". ''The Astrophysical Journal''. '''583''' (1): 451–472. [[arXiv]]:<span class="cs1-lock-free" title="Freely accessible">[//arxiv.org/abs/astro-ph/0201455 astro-ph/0201455]</span>. [[Bibcode]]:[[bibcode:2003ApJ...583..451M|2003ApJ...583..451M]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1086/345097|10.1086/345097]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="362" class="cx-segment">Laju rotasi yang rendah ini mungkin disebabkan oleh hilangnya [[momentum sudut]] melalui [[angin bintang]] .</span> <span data-segmentid="365" class="cx-segment">Biasanya, skala waktu untuk putaran ke bawah bintang di kelas spektral M6 kira-kira 10 miliar tahun, karena bintang yang sepenuhnya konvektif seperti ini kehilangan rotasi lebih lambat daripada bintang lainnya.<ref name="roeser08"><cite class="citation book">Röser, Siegfried (2008). ''Reviews in modern astronomy, cosmic matter''. Wiley-VCH. pp.&nbsp;49–50, 57. [[International Standard Book Number|ISBN]]&nbsp;[[Istimewa:BookSources/978-3-527-40820-7|<bdi>978-3-527-40820-7</bdi>]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="366" class="cx-segment">Namun, model evolusi menunjukkan bahwa Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun.<ref name="aaa4474"/></span>

<span data-segmentid="367" class="cx-segment">Gerak yang tepatdiri Wolf 359 terhadap latar belakang adalah 4.696 &nbsp; [[arcsecond|detik ark]]s per tahun, dan itu bergerak menjauh dari Matahari dengan kecepatan 19 &nbsp; km / s.<ref name="apj5832"/><ref name="RECONS2"/></span> <span data-segmentid="369" class="cx-segment">Ketika diterjemahkan ke dalam [[sistem koordinat galaksi]], gerakan ini sesuai dengan [[Kecepatan ruang (astronomi)|kecepatan ruang]] {{Nowrap|(U, V, W)}} = {{Nowrap|(−26, −44, −18) km/s}}.<ref name="gliese69"><cite class="citation journal">Gliese, W. (1969). "Catalogue of nearby stars". ''Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg''. '''22''': 1. [[Bibcode]]:[[bibcode:1969VeARI..22....1G|1969VeARI..22....1G]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="372" class="cx-segment">Kecepatan ruang Wolf 359 menyiratkan bahwa itu milikadalah bintang populasi bintang [[Bintangpuing disk lama|-bintang disk lama]] .</span> <span data-segmentid="374" class="cx-segment">IniBintang ini mengikuti orbit melalui [[Bima Sakti]] yang akan membawanya sedekat {{Convert|20.5|kly|kpc|abbr=on}} dan sejauh {{Convert|28|kly|kpc|abbr=on}} dari [[Pusat Galaksi]] .</span> <span data-segmentid="377" class="cx-segment">Orbit galaksibintang memiliki [[Eksentrisitas orbit|eksentrisitas]] 0,156, dan bintang itu dapat melakukan perjalanan sejauh {{Convert|444|ly|pc}} jauh dari bidang [[Pesawat galaksi|galaksi]] .<ref name="rmaa34"><cite class="citation journal">Allen, C.; et al. (1998). "The galactic orbits of nearby UV Ceti stars". ''Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica''. '''34''': 37–46. [[Bibcode]]:[[bibcode:1998RMxAA..34...37A|1998RMxAA..34...37A]].</cite></ref></span> <span data-segmentid="380" class="cx-segment">Tetangga bintang terdekat terdekat dengan Wolf 359 adalah katai merah [[Ross 128|Ross]] [[Ross 128|128]] di {{Convert|3.79|ly|pc|abbr=on|lk=on}}.<ref name="solstation"><cite class="citation web">[http://www.solstation.com/stars/wolf359.htm "Wolf 359"]. SolStation Company<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2006-08-10</span></span>.</cite></ref></span> <span data-segmentid="384" class="cx-segment">Sekitar 13.850 tahun yang lalu, Wolf 359 berada pada jarak minimal sekitar {{Convert|7.35|ly|pc|abbr=on}} dari Matahari <ref name="SIMBAD2"><cite class="citation web">[http://cdsannotations.u-strasbg.fr/annotations/simbadObject/1769389 "Annotations on V* CN Leo object"]. ''SIMBAD''. Centre de Données astronomiques de Strasbourg<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2010-04-13</span></span>.</cite></ref></span>

== Sistem Planetkeplanetan ==

== Pranala Luarluar ==