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葛利斯915

天球赤道座标：星图 00h 02m 10.766s, −43° 09′ 56.02″
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Gliese 915

葛利斯915（右）和地球（左）的比较。
观测资料
历元 J2000[1]
星座 凤凰座
星官
赤经 00h 02m 10.766s[1]
赤纬 -43° 09′ 56.02″[1]
视星等（V） 12.76[2]
特性
光谱分类DAP5.8[3]
视星等 (B)13.12[1]
视星等 (V)12.76[2]
视星等 (RKC)12.82[4]
视星等 (IKC)12.66[4]
视星等 (J)12.60 ± 0.03[4]
视星等 (H)12.43 ± 0.02[4]
视星等 (KS)12.45 ± 0.02[4]
天体测定
径向速度 (Rv)-58.8 ± 10.8[5] km/s
自行 (μ) 赤经：589[4] mas/yr
赤纬：-664[4] mas/yr
视差 (π)122.27 ± 1.13[4] mas
距离26.7 ± 0.2 ly
(8.18 ± 0.08 pc)
绝对星等 (MV)13.20[2][4][note 1]
详细资料
质量0.85 ± 0.01[4] M☉
半径0.0097[4][note 2] R☉
表面重力 (log g)8.39 ± 0.01[4]
温度8570 ± 50[2] K
年龄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]
参考资料库
SIMBAD资料

葛利斯915（Gliese 915），或编号为WD 2359-434、LHS 1005、L 362-81，是一颗距离地球相对较近的白矮星，光谱型 DAP5.8[3]。该天体是单一白矮星，位于凤凰座，是凤凰座内距离地球最近的天体。

距离

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葛利斯915可能是距离地球第11近的白矮星，或者可能是第9、10或12（参见葛利斯293、GJ 1087和葛利斯518）。近年该天体最精密的距离量测结果是来自近星研究团体（Research Consortium on Nearby Stars，RECONS）以托洛洛山美洲际天文台的口径0.9公尺望远镜进行托洛洛山美洲际天文台视差调查（Cerro Tololo Inter-American Observatory Parallax Investigation，CTIOPI）成果；并于2009年发表在太阳近邻天体（The Solar Neighborhood，TSN）系列论文的第21篇论文中[7]。根据 Subasavage 等人于2009年发表内容，结果为[4]：122.27 ± 1.13 mas，相当于8.18 ± 0.08 秒差距或26.68 ± 0.25 光年。

葛利斯915距离推测

来源 论文 视差 mas 距离（秒差距） 距离（光年） 参考
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 （页面存档备份，存于互联网档案馆） 127.4 ± 6.8 7.85 ± 0.44 25.60 ± 1.44 [6]
CTIOPI 0.9 m TSN 21 (Subasavage et al. 2009 （页面存档备份，存于互联网档案馆）) 122.27 ± 1.13 8.18 ± 0.08 26.68 ± 0.25 [4]

最精确的预测以粗体表示。

物理性质

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葛利斯915的质量是0.85 ± 0.01倍太阳质量[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25万倍，这是以半径值6780公里（地球的1.06倍）推估得知。

葛利斯915是相对高温而年轻的白矮星，表面温度为8570 ± 50 K[2]。它的冷却年龄，即白矮星形成时间（不含主序星和巨星持续时间）是18.2 ± 0.6亿年[4]。葛利斯915在外观上应呈现蓝白色，类似A型主序星。

就跟所有白矮星一样，葛利斯915是由密度极高的电子简并态物质组成。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组成物质重量即有1.3公斤。

前身星的主序星状态

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就如同所有的致密星，葛利斯915也曾经是主序星，之后演化成为巨星，并且在所有热核反应燃料耗尽，失去大多数物质后成为现在的白矮星。根据一篇2010年的博士论文[10]，以伍德模型 D[11]初始－最终质量关系与 Holberg 等人于2008年推测的葛利斯915的质量值0.97 ± 0.03 M☉[2]。它的前身星主序星质量约7.09 M☉。根据计算成为白矮星前的主序星持续时间公式10 · (MMS/M☉)2.5 （十亿年）[11]，葛利斯915在主序星时期的持续时间为7000万年。

另一个由 Subasavage 等人于2009年所推测质量是0.85 ± 0.01 M☉[4]，以同样方式计算的主序星质量结果则是6.03 M☉，主序星持续时间则是1.1亿年，相当于B型主序星的状态。

根据 Weidemann 于2000年发表论文中的初始－最终质量关系[12]，葛利斯915的主序星前身星质量应是4.6 M☉，主序星持续时间则是2.2亿年，应是B型主序星。

注释

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  1. ^ 来自其视星等和视差。
  2. ^ 根据表面重力和质量。
  3. ^ 这是白矮星冷却时间，即从白矮星形成开始计算的时间，不含主序星和巨星时期时间长。
  4. ^ 根据其质量和表面重力（假设为球体）。

参考资料

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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]. （原始内容存档于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 可免费查阅. 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 可免费查阅. doi:10.1051/0004-6361:20052730.  (see Table 8 （页面存档备份，存于互联网档案馆）)
  6. ^ 6.0 6.1 Yale Trigonometric Parallaxes, Fourth Edition (van Altena+ 1995). [2022-03-04]. （原始内容存档于2016-03-04）. 
  7. ^ The Solar Neighborhood (TSN) Series in The Astronomical Journal. [2013-10-26]. （原始内容存档于2021-04-26）. 
  8. ^ Stars within 25 pc of the Sun (Woolley+ 1970). [2022-03-04]. （原始内容存档于2016-03-04）. 
  9. ^ Nearby Stars, Preliminary 3rd Version (Gliese+ 1991). [2022-03-04]. （原始内容存档于2020-07-23）. 
  10. ^ Matías Cristóbal Radiszcz Sotomayor, BINARIEDAD ESTELAR Y SUB-ESTELAR EN ENANAS BLANCAS CERCANAS[永久失效链接]
  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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