Luyten 726-8, častěji katalogizovaný jako Gliese 65 nebo GJ 65, je fyzická dvojhvězda v souhvězdí Velryby. Od Slunce je vzdálena 8,77 světelného roku a patří mezi jeho nejbližší hvězdné sousedy. Soustavu tvoří dva velmi podobní červení trpaslíci hlavní posloupnosti: Gliese 65 A neboli BL Ceti a Gliese 65 B neboli UV Ceti. Obě složky jsou eruptivní proměnné hvězdy; UV Ceti je prototypem celé třídy proměnných hvězd tohoto typu.

Astrometrie a vzdálenost Katalog Gaia DR3 rozlišuje obě složky jako zdroje Gaia DR3 5140693571158739840 a 5140693571158946048. Jejich katalogové paralaxy činí 367,7119 ± 0,7418 mas pro složku A a 373,8443 ± 0,5009 mas pro složku B. Rozdíl mezi hodnotami není skutečným rozdílem vzdáleností hvězd, ale především důsledkem jejich oběžného pohybu a problematického astrometrického řešení těsné dvojhvězdy; obě složky mají v katalogu vysokou hodnotu ukazatele RUWE.

Společné zpracování astrometrie obou složek dává paralaxu soustavy 371,92 ± 0,42 mas. Tomu odpovídá vzdálenost 2,689 ± 0,003 parseku neboli 8,770 ± 0,010 světelného roku. Astrometrická data v plném vydání Gaia DR3 jsou totožná s daty zveřejněnými již v Gaia EDR3.

Soustava má velmi vysoký vlastní pohyb, přibližně 3,33 obloukové vteřiny za rok. Pohyb jednotlivých složek naměřený Gaiou se výrazně liší, protože obsahuje také jejich pohyb kolem společného těžiště. Z rozdílu poloh mezi Gaia DR2 a EDR3 byl pro těžiště odvozen vlastní pohyb +3 284,66 mas za rok v rektascenzi a +562,96 mas za rok v deklinaci.

Hvězdné složky Obě hvězdy jsou velmi chladní a málo hmotní červení trpaslíci. Ve viditelném světle mají v klidovém stavu hvězdnou velikost přibližně 12,8. Pro složku A jsou uváděny barevné indexy B−V = +1,87 a U−B = +1,10. Gliese 65 A má spektrální typ M5,5 V a Gliese 65 B typ M6 V; obě hvězdy se používají jako spektrální standardy příslušných tříd. Nové určení dráhy poskytlo dynamické hmotnosti 0,122±0,002 hmotnosti Slunce pro A a 0,116 ± 0,002 hmotnosti Slunce pro B.

Interferometrická měření určila poloměry složek na 0,165±0,006 a 0,159±0,006 poloměru Slunce. Jsou přibližně o 14 % a 12 % větší, než předpovídají běžné modely pro hvězdy těchto hmotností. Pravděpodobnou příčinou je silná magnetická aktivita, která omezuje přenos energie konvekcí.

Bolometrická zářivost složky A činí přibližně 0,00147 zářivosti Slunce a její efektivní teplota 2 784 K. Pro složku B byly odvozeny hodnoty 0,00125 zářivosti Slunce a 2 728 K. Stáří soustavy není přesně známo. Její pohyb odpovídá starší populaci tenkého disku Mléčné dráhy a připouští široké rozmezí přibližně jedné až osmi miliard let.

Proměnnost a magnetická aktivita náhled|Světelná křivka erupce UV Ceti v ultrafialovém záření BL Ceti i UV Ceti jsou eruptivní proměnné hvězdy. Při erupcích se energie uložená v jejich magnetickém poli náhle uvolňuje a jasnost hvězdy může během sekund až minut prudce vzrůst. Tento jev je výraznější v ultrafialové a modré části spektra než v červeném a infračerveném záření.

Složka B, UV Ceti, se stala prototypem proměnných hvězd typu UV Ceti. Historická pozorování ukázala, že při mimořádně silné erupci může během několika desítek sekund zvýšit jasnost o několik hvězdných velikostí. BL Ceti je rovněž eruptivní hvězdou, její optické erupce však bývají méně nápadné.

Obě složky se otáčejí mimořádně rychle. Rotační perioda A je 0,2430 dne, tedy asi 5,83 hodiny, a perioda B 0,2268 dne, přibližně 5,44 hodiny. Mapování jejich povrchu ukázalo odlišné rozložení hvězdných skvrn, přestože mají téměř stejné hmotnosti a rychlosti rotace.

Oběžná dráha Složky obíhají kolem společného těžiště po výrazně výstředné dráze s periodou 26,38 roku. Velká poloosa relativní dráhy činí 5,459 AU a excentricita 0,6172. Skutečná vzdálenost hvězd se proto mění přibližně od 2,09 AU v periastru do 8,83 AU v apoastru.

Přesná znalost dráhy umožňuje určit hmotnosti obou hvězd přímo z jejich pohybu, nikoli pouze z modelových vztahů mezi hmotností a zářivostí. Měření přístrojem GRAVITY na interferometru Very Large Telescope dosáhla přesnosti přibližně 50–60 mikroobloukových vteřin na jednu pozorovací epochu.

Kandidát na planetu V roce 2024 oznámil tým přístroje GRAVITY astrometrický signál odpovídající možnému planetárnímu průvodci. Kandidát obíhá jednu ze složek soustavy, ale dosavadní měření neurčila, zda jde o hvězdu A, nebo B. Oběžná doba činí 156 ± 1 den.

Pokud kandidát obíhá složku A, vychází jeho hmotnost na 39±7 hmotností Země a velká poloosa dráhy na 0,283±0,002 AU. Pro dráhu kolem složky B odpovídají hodnoty 36±6 hmotností Země a 0,274 ± 0,002 AU. Jde tedy o objekt s hmotností větší než Neptun, avšak podstatně menší než Jupiter. Autoři objevové studie označili signál za kandidáta, jehož parametry mají ověřit další pozorování; nejde proto o potvrzenou exoplanetu.

Objev a označení Soustavu zaznamenal v roce 1948 nizozemsko-americký astronom Willem Luyten při hledání hvězd s vysokým vlastním pohybem; objev zveřejnil následujícího roku. Naměřil pohyb přibližně 3,37 obloukové vteřiny za rok a objekt zařadil do svého katalogu jako Luyten 726-8.

Označení Gliese 65 pochází z Glieseho katalogu blízkých hvězd. Názvy BL Ceti a UV Ceti jsou označení proměnných hvězd; zkratka Cet označuje souhvězdí Velryby. Jméno UV Ceti se později začalo používat také pro celou třídu eruptivních proměnných hvězd podobných této složce.

Reference

Externí odkazy

Gliese 65 v databázi SIMBAD Gliese 65 A v databázi SIMBAD Gliese 65 B v databázi SIMBAD UV Ceti a eruptivní hvězdy na stránkách AAVSO

Kategorie:Dvojhvězdy Kategorie:Červení trpaslíci Kategorie:Proměnné hvězdy Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Velryby Kategorie:Objekty v katalogu 2MASS Kategorie:Objekty v Glieseho katalogu