Wolf 359: Perbedaan antara revisi

Wolf 359
	;
Data pengamatan; Epos J2000 Ekuinoks J2000
Rasi bintang	Leo
Asensio rekta	10j 56m 28.99d
Deklinasi	+07° 00′ 52.0″
Magnitudo tampak (V)	13.54
Ciri-ciri
Kelas spektrum	M6.5 Ve
Magnitudo semu (J)	7.1
Indeks warna U−B	+1.165
Indeks warna B−V	+2.034
Jenis variabel	UV Ceti
Astrometri
Kecepatan radial (Rv)	+19 ± 1 km/s
Gerak diri (μ)	RA: –3842 mdb/thn ; Dek.: –2725 mdb/thn
Paralaks (π)	415,16±1,62 mdb
Jarak	7,86 ± 0,03 tc ; (2,409 ± 0,009 pc)
Magnitudo mutlak (MV)	16.65
Detail
Massa	0.09 M☉
Radius	0.16 R☉
Luminositas (bolometrik)	0.0014 L☉
Luminositas (visual, LV)	0.00002 L☉
Batas dalam; Zona laik huni	0.024 AU
Batas luar; Zona laik huni	0.052 AU
Gravitasi permukaan (log g)	5.5
Suhu	2,800 ± 100 K
Metalisitas [Fe/H]	+0.18 ± 0.17
Kecepatan rotasi (v sin i)	< 3.0 km/s
Usia	100–350 megatahun
Penamaan lain
	CN Leonis, CN Leo, GJ 406, G 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36, GCTP 2553.
Referensi basis data
SIMBAD	data

Jelajahi riwayat secara interaktif

← Revisi sebelumnya

Konten dihapus Konten ditambahkan

VisualTeks wiki

Sebaris

Revisi terkini sejak 26 Desember 2022 09.18

Koordinat: 10^h 56^m 28.99^s, +07° 00′ 52″Wolf 359 adalah bintang katai merah yang terletak di rasi bintang Leo, dekat ekliptika. Pada jarak sekitar 7,9 tahun cahaya dari Bumi, bintang ini memiliki magnitudo 13,54 dan hanya dapat dilihat dengan teleskop besar. Wolf 359 adalah salah satu bintang terdekat dengan Matahari. Kedekatannya dengan Bumi telah menyebabkannya bintang ini disebutkan dalam beberapa karya fiksi.

Wolf 359 adalah salah satu bintang yang paling redup dan bermassa paling rendah. Pada lapisan pemancar cahaya yang disebut fotosfer, bintang ini memiliki suhu sekitar 2.800 K atau 2526,85 °C, yang cukup rendah untuk membentuk senyawa kimia dan bertahan. Garis absorpsi senyawa seperti air dan titanium (II) oksida telah diamati dalam spektrum.^[13] Permukaannya memiliki medan magnet yang lebih kuat dari rata-rata medan magnet di Matahari. Akibat aktivitas magnetik yang disebabkan oleh konveksi, Wolf 359 adalah bintang suar yang dapat mengalami peningkatan luminositas mendadak selama beberapa menit. Suar ini memancarkan ledakan kuat sinar-X dan radiasi sinar gamma yang telah diamati oleh teleskop ruang angkasa. Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun. Tidak ada pendamping atau piringan puing yang terdeteksi mengorbit di bintang ini.

Sejarah pengamatan dan Nama

Wolf 359 pertama kali menjadi perhatian para astronom karena laju gerak yang relatif tinggi terhadap latar belakang, yang dikenal sebagai gerak diri. Laju gerak 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 angkasa. Gerak diri dari Wolf 359 pertama kali diukur pada tahun 1917 oleh astronom Jerman Max Wolf, dengan bantuan astrofotografi. Pada tahun 1919, ia menerbitkan katalog yang berisi lebih dari seribu bintang dengan gerak diri, termasuk bintang ini, yang masih diidentifikasi dengan namanya.^[14] Dia mendaftarkan bintang ini sebagai nomor 359, dan sejak itu bintang itu telah disebut sebagai Wolf 359 yang mengacu pada katalog Max Wolf.^[15]

Pengukuran paralaks pertama dari Wolf 359 dilaporkan pada tahun 1928 dari Mount Wilson Observatory, menghasilkan perubahan tahunan pada posisi bintang sebesar 0.407 ± 0.009 detik ark. Dari perubahan posisi ini, dan ukuran orbit Bumi yang diketahui, jarak ke bintang dapat diperkirakan. Bintang ini adalah bintang dengan massa terendah dan paling samar yang diketahui sampai penemuan VB 10 pada tahun 1944.^[16]^[17] Magnitudo inframerah bintang diukur pada tahun 1957.^[18] Pada tahun 1969, suar singkat pada luminositas Wolf 359 diamati, menghubungkannya ke kelas bintang variabel yang dikenal sebagai bintang suar.^[19]

Properti

Wolf 359 memiliki klasifikasi bintang M6.5,^[20] meskipun berbagai sumber mencantumkan kelas spektral M5.5,^[21] M6 ^[7] atau M8.^[22] Bintang tipe M dikenal sebagai katai merah : disebut merah karena emisi energi bintang mencapai puncak di bagian spektrum merah dan inframerah.^[23] Wolf 359 memiliki luminositas yang sangat rendah, memancarkan sekitar 0,1% dari energi Matahari.^[11]^[24] Jika dipindahkan ke lokasi Matahari, bintang akan muncul sepuluh kali seterang bulan purnama.^[25]

Wolf 359 adalah bintang berwarna oranye yang terletak tepat di atas pusat astrophotograph 2009 ini.

Dengan perkiraan 9% massa Matahari, Wolf 359 tepat berada di atas batas terendah di mana bintang dapat melakukan fusi hidrogen melalui reaksi rantai proton-proton : 8% dari massa Matahari.^[26] Jari-jari Wolf 359 diperkirakan 16% dari jari-jari Matahari, atau sekitar 110.000 km ^[27] Sebagai perbandingan, jari-jari khatulistiwa planet Jupiter adalah 71.492 km, yang berarti Wolf 359 memiliki radius 65% lebih besar.^[28]

Seluruh bintang sedang mengalami konveksi, di mana energi yang dihasilkan pada inti diangkut ke permukaan oleh gerakan konvektif plasma, bukan melalui transmisi melalui radiasi. Sirkulasi ini mendistribusikan kembali akumulasi helium yang dihasilkan melalui nukleosintesis bintang pada inti di seluruh bintang.^[29] Proses ini akan memungkinkan bintang untuk tetap berada di deret utama sebagai bintang sekering hidrogen secara proporsional lebih lama daripada bintang seperti Matahari di mana helium terus menumpuk di inti. 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.^[30]

Pencarian bintang ini oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble mengungkapkan tidak ada pendamping bintang, meskipun ini tidak menghalangi kehadiran pendamping kecil yang berada di bawah batas deteksi teleskop, seperti planet yang mengorbit dalam satu unit astronomi bintang.^[31] Tidak ada emisi infra merah berlebih yang terdeteksi, yang mungkin mengindikasikan kurangnya piringan puing di orbit di sekitarnya.^[32]^[33] Pengukuran kecepatan radial bintang ini menggunakan instrumen Near Infrared Spectrometer (NIRSPEC) di observatorium Keck II belum mengungkapkan variasi yang mungkin mengindikasikan adanya pendamping yang mengorbit. Instrumentasi ini cukup sensitif untuk mendeteksi gangguan gravitasi dari massa yang pendek dan besar dengan massa Neptunus atau lebih besar.^[34]

Atmosfer Terluar

Lapisan luar, pemancar cahaya dari sebuah bintang dikenal sebagai fotosfer. Perkiraan suhu fotosfer dari Wolf 359 berkisar 2.500 K hingga 2.900 K,^[35] yang cukup dingin untuk terjadi keseimbangan kimia. Senyawa kimia yang dihasilkan bertahan cukup lama untuk diamati melalui garis spektralnya.^[36] Sejumlah pita molekul muncul dalam spektrum Wolf 359, yang termasuk karbon monoksida (CO),^[37] besi hidrida (FeH), kromium hidrida (CrH), air (H ₂ O),^[13] magnesium hidrida (MgH), vanadium (II) oksida (VO),^[11] titanium (II) oksida (TiO) dan mungkin molekul CaOH.^[38] Karena tidak ada garis litium dalam spektrum, elemen ini pasti telah dikonsumsi oleh fusi pada intinya. Ini menandakan bintang itu harus berusia minimal 100 juta tahun.^[11]

Di luar fotosfer terdapat wilayah bersuhu rendah yang dikenal sebagai korona. Pada tahun 2001, Wolf 359 menjadi bintang pertama selain Matahari yang memiliki spektrum korona yang diamati dari teleskop berbasis darat. Spektrum menunjukkan garis emisi Fe XIII, yang merupakan besi terionisasi berat yang telah dilucuti dari dua belas elektronnya.^[39] Kekuatan garis ini dapat bervariasi selama periode waktu beberapa jam, yang mungkin merupakan bukti pemanasan mikrosuar.^[11]

Wolf 359 diklasifikasikan sebagai bintang suar tipe UV Ceti,^[3] yang merupakan bintang yang mengalami peningkatan luminositas singkat dan enerjik karena aktivitas magnetik di fotosfer. Wolf 359 memiliki laju suar yang relatif tinggi. Pengamatan dengan Hubble Space Telescope mendeteksi 32 peristiwa flare dalam periode dua jam, dengan energi 10 ²⁷ erg (10 ²⁰ joule ) dan lebih tinggi.^[22] Medan magnet rata-rata pada permukaan Wolf 359 memiliki kekuatan sekitar 2,2 kG (0,22 teslas ), tetapi ini bervariasi secara signifikan pada skala waktu sesingkat enam jam.^[21] Sebagai perbandingan, medan magnet Matahari rata-rata 1 gauss (100 μT ), meskipun bisa naik setinggi 3 kG (0,3 T) di daerah bintik matahari.^[40] Selama aktivitas suar, Wolf 359 telah diamati memancarkan sinar-X dan sinar gamma.^[41]^[42]

Gerakan

Jarak bintang terdekat dari 20.000 tahun yang lalu hingga 80.000 tahun di masa depan.

Rotasi bintang menyebabkan pergeseran Doppler ke spektrum. Rata-rata, ini menghasilkan perluasan garis spektrum dalam spektrumnya, dengan garis-garis bertambah lebar dengan laju rotasi yang lebih tinggi. 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. Kecepatan rotasi proyeksi khatulistiwa Wolf 359 kurang dari 3 km / s, yang berada di bawah ambang batas pendeteksian melalui perluasan garis spektrum.^[4] Laju rotasi yang rendah ini mungkin disebabkan oleh hilangnya momentum sudut melalui angin bintang. 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.^[43] Namun, model evolusi menunjukkan bahwa Wolf 359 adalah bintang yang relatif muda dengan usia kurang dari satu miliar tahun.^[11]

Gerak diri Wolf 359 terhadap latar belakang adalah 4.696 detik ark per tahun, dan itu bergerak menjauh dari Matahari dengan kecepatan 19 km / s.^[4]^[7] Ketika diterjemahkan ke dalam sistem koordinat galaksi, gerakan ini sesuai dengan kecepatan ruang (U, V, W) = (−26, −44, −18) km/s.^[44] Kecepatan ruang Wolf 359 menyiratkan bahwa itu adalah bintang populasi puing bintang lama. Bintang ini mengikuti orbit melalui Bima Sakti yang akan membawanya sedekat 205 kly (63 kpc) dan sejauh 28 kly (8,6 kpc) dari Pusat Galaksi. Orbit bintang memiliki eksentrisitas 0,156, dan bintang itu dapat melakukan perjalanan sejauh 444 tahun cahaya (136 pc) jauh dari bidang galaksi .^[45] Tetangga bintang terdekat terdekat dengan Wolf 359 adalah katai merah Ross 128 di 379 ly (116 pc).^[46] Sekitar 13.850 tahun yang lalu, Wolf 359 berada pada jarak minimal sekitar 735 ly (225 pc) dari Matahari ^[47]

Sistem keplanetan

Pada bulan Juni 2019 dua planet kandidat dilaporkan di orbit sekitar Wolf 359 (GJ 406). Mereka dideteksi menggunakan kecepatan radial dari pengamatan dengan HARPS di Chili dan HIRES di Hawaii.^[48]

Sistem keplanetan Wolf 359
Anggota (diurut dari bintang)	Massa	Sumbu semimayor (AU)	Periode orbit (hari)	Eksentrisitas	Inklinasi	Jari-jari
b	3,8+2,0 −1,6 M_⊕	0,018±0,002	2,68687+0,00039 −0,00031	0,15+0,20 −0,15	—	—
c	43,9+29,5 −23,9 M_⊕	1,845+0,289 −0,258	2,938±436	0,04+0,27 −0,04	—	—

Lihat Juga

Referensi

^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama SIMBAD
^ ^a ^b Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aj137_5
^ ^a ^b 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:1983Ap&SS..95..235G. doi:10.1007/BF00653631.
^ ^a ^b ^c ^d Mohanty, Subhanjoy; et al. (2003). "Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs". The Astrophysical Journal. 583 (1): 451–472. arXiv:astro-ph/0201455. Bibcode:2003ApJ...583..451M. doi:10.1086/345097.
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Davison2015
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Mv
^ ^a ^b ^c Staff (June 8, 2007). "List of the nearest 100 stellar systems". Research Consortium on Nearby Stars. Retrieved 2007-07-16.
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa235_1_2
^ ^a ^b Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa555_A104
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa439_3
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Pavlenko, Ya. V.; et al. (2006). "Spectral energy distribution for GJ406". Astronomy and Astrophysics. 447 (2): 709–717. arXiv:astro-ph/0510570. Bibcode:2006A&A...447..709P. doi:10.1051/0004-6361:20052979.
^ Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama apj748_2_934
^ ^a ^b 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:astro-ph/0309257. Bibcode:2003ApJ...596..561M. doi:10.1086/377636.
^ Wolf, M. (1919). "Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen". Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219, 206. Bibcode:1919VeHei...7..195W.
^ Wolf, M. (July 1917). "Eigenbewegungssterne". Astronomische Nachrichten. 204 (20): 345–350. Bibcode:1917AN....204..345W. doi:10.1002/asna.19172042002.
^ 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:1928CMWCI.356....1V.
^ van Biesbroeck, G. (August 1944). "The star of lowest known luminosity". The Astronomical Journal. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ.....51...61V. doi:10.1086/105801.
^ Kron, G. E.; et al. (1957). "Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes". Astronomical Journal. 62: 205–220. Bibcode:1957AJ.....62..205K. doi:10.1086/107521.
^ Greenstein, Jesse L.; et al. (August 1970). "The faint end of the main sequence". Astrophysical Journal. 161: 519. Bibcode:1970ApJ...161..519G. doi:10.1086/150556.
^ 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:1990MNRAS.245..385M.
^ ^a ^b Reiners, A.; et al. (2007). "Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis". Astronomy and Astrophysics. 466 (2): L13–L16. arXiv:astro-ph/0703172. Bibcode:2007A&A...466L..13R. doi:10.1051/0004-6361:20077095.
^ ^a ^b 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:1995ApJ...451..795R. doi:10.1086/176266.
^ Jones, Lauren V. (2009). Stars and galaxies. Greenwood Guides to the Universe. ABC-CLIO. p. 50. ISBN 978-0-313-34075-8.
^ 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:2002JAVSO..30..149W.
^ 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. 208. ISBN 978-0-387-30776-3.
^ 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:1985ApJ...296..502D. doi:10.1086/163470.
^ Brown, T. M.; et al. (1998). "Accurate determination of the solar photospheric radius". Astrophysical Journal Letters. 500 (2): L195. arXiv:astro-ph/9803131. Bibcode:1998ApJ...500L.195B. doi:10.1086/311416. The radius of the Sun is 695.5 Mm. 16% of this is 111 Mm.
^ Harvey, Samantha (March 4, 2010). "Jupiter: facts & figures" Diarsipkan 2015-11-07 di Wayback Machine.. Solar System Exploration. NASA. Retrieved 2010-05-28.
^ McCook, G. P.; et al. (1995). "Fully convective M dwarfs". Villanova University. Archived from the original on 2011-06-15. Retrieved 2010-05-17.
^ 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. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.
^ 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:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227.
^ Gautier, T. N.; et al. (2007). "Far infrared properties of M dwarfs". The Astrophysical Journal. 667 (1): 527–. arXiv:0707.0464. Bibcode:2007ApJ...667..527G. doi:10.1086/520667.
^ Lestrade, J.-F.; et al. (November 2009). "Search for cold debris disks around M-dwarfs. II". Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1455–1467. arXiv:0907.4782. Bibcode:2009A&A...506.1455L. doi:10.1051/0004-6361/200912306.
^ Rodler, F.; et al. (February 2012). "Search for radial velocity variations in eight M-dwarfs with NIRSPEC/Keck II". Astronomy & Astrophysics. 538: A141. arXiv:1112.1382. Bibcode:2012A&A...538A.141R. doi:10.1051/0004-6361/201117577.
^ 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:0806.2471. Bibcode:2008MNRAS.389..585C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x.
^ Verschuur, Gerrit L. (2003). Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discovery. Springer. pp. 253–254. ISBN 978-0-387-40606-0.
^ Pavlenko, Y. V.; et al. (December 2002). "Carbon monoxide bands in M dwarfs". Astronomy and Astrophysics. 396 (3): 967–975. arXiv:astro-ph/0210017. Bibcode:2002A&A...396..967P. doi:10.1051/0004-6361:20021454.
^ Pesch, Peter (June 1972). "CaOH, a new triatomic molecule in stellar atmospheres". Astrophysical Journal. 174: L155. Bibcode:1972ApJ...174L.155P. doi:10.1086/180970.
^ 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. doi:10.1038/35087513. PMID 11484044.
^ Staff (January 7, 2007). "Calling Dr. Frankenstein! : interactive binaries show signs of induced hyperactivity" Diarsipkan 2019-06-22 di Wayback Machine.. National Optical Astronomy Observatory. Retrieved 2006-05-24.
^ 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:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149.
^ Cwiok, M.; et al. (March 2006). "Search for optical counterparts of gamma ray burst". Acta Physica Polonica B. 37 (3): 919. Bibcode:2006AcPPB..37..919C.
^ Röser, Siegfried (2008). Reviews in modern astronomy, cosmic matter. Wiley-VCH. pp. 49–50, 57. ISBN 978-3-527-40820-7.
^ Gliese, W. (1969). "Catalogue of nearby stars". Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. 22: 1. Bibcode:1969VeARI..22....1G.
^ Allen, C.; et al. (1998). "The galactic orbits of nearby UV Ceti stars". Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. 34: 37–46. Bibcode:1998RMxAA..34...37A.
^ "Wolf 359". SolStation Company. Retrieved 2006-08-10.
^ "Annotations on V* CN Leo object". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-04-13.
^ Tuomi, M.; Jones, H. R. A.; Anglada-Escudé, G.; Butler, R. P.; Arriagada, P.; Vogt, S. S.; Burt, J.; Laughlin, G.; Holden, B.; Teske, J. K.; Shectman, S. A.; Crane, J. D.; Thompson, I.; Keiser, S.; Jenkins, J. S.; Berdiñas, Z.; Diaz, M.; Kiraga, M.; Barnes, J. R. (2019). "Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood". arXiv:1906.04644v1 [astro-ph.EP].

Pranala luar

The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
Reiners, Ansgar (May 2009). "Activity-induced radial velocity jitter in a flaring M dwarf". Astronomy and Astrophysics. 498 (3): 853–861. arXiv:0903.2661 . Bibcode:2009A&A...498..853R. doi:10.1051/0004-6361/200810257.
Dittmann, Jason A.; Irwin, Jonathan M.; Charbonneau, David; Berta-Thompson, Zachory K. (2014). "Trigonometric Parallaxes for 1507 Nearby Mid-to-late M Dwarfs". The Astrophysical Journal. 784 (2): 156. arXiv:1312.3241 . Bibcode:2014ApJ...784..156D. doi:10.1088/0004-637X/784/2/156. Table with parallaxes.
Henry, Todd J.; et al. (November 2004). "The solar neighborhood. X. new nearby stars in the southern sky and accurate photometric distance estimates for red dwarfs". The Astronomical Journal. 128 (5): 2460–2473. arXiv:astro-ph/0408240 . Bibcode:2004AJ....128.2460H. doi:10.1086/425052.

[SIMBAD-1] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama SIMBAD

[aj137_5-2] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aj137_5

[ass95_2-3] 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:1983Ap&SS..95..235G. doi:10.1007/BF00653631.

[apj5832-4] Mohanty, Subhanjoy; et al. (2003). "Rotation and activity in mid-M to L field dwarfs". The Astrophysical Journal. 583 (1): 451–472. arXiv:astro-ph/0201455. Bibcode:2003ApJ...583..451M. doi:10.1086/345097.

[Davison2015-5] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Davison2015

[Mv-6] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama Mv

[RECONS2-7] Staff (June 8, 2007). "List of the nearest 100 stellar systems". Research Consortium on Nearby Stars. Retrieved 2007-07-16.

[aaa235_1_2-8] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa235_1_2

[aaa555_A104-9] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa555_A104

[aaa439_3-10] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama aaa439_3

[aaa4474-11] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g Pavlenko, Ya. V.; et al. (2006). "Spectral energy distribution for GJ406". Astronomy and Astrophysics. 447 (2): 709–717. arXiv:astro-ph/0510570. Bibcode:2006A&A...447..709P. doi:10.1051/0004-6361:20052979.

[apj748_2_934-12] Kesalahan pengutipan: Tag <ref> tidak sah; tidak ditemukan teks untuk ref bernama apj748_2_934

[apj596_12-13] 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:astro-ph/0309257. Bibcode:2003ApJ...596..561M. doi:10.1086/377636.

[vbsh7_10-14] Wolf, M. (1919). "Katalog von 1053 staerker bewegten Fixsternen". Veroeffentlichungen der Badischen Sternwarte zu Heidelberg. 7 (10): 195–219, 206. Bibcode:1919VeHei...7..195W.

[an204-15] Wolf, M. (July 1917). "Eigenbewegungssterne". Astronomische Nachrichten. 204 (20): 345–350. Bibcode:1917AN....204..345W. doi:10.1002/asna.19172042002.

[cmwo356-16] 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:1928CMWCI.356....1V.

[Biesbroeck-17] van Biesbroeck, G. (August 1944). "The star of lowest known luminosity". The Astronomical Journal. 51: 61–62. Bibcode:1944AJ.....51...61V. doi:10.1086/105801.

[aj62-18] Kron, G. E.; et al. (1957). "Red and infrared magnitudes for 282 stars with known trigonometric parallaxes". Astronomical Journal. 62: 205–220. Bibcode:1957AJ.....62..205K. doi:10.1086/107521.

[apj161-19] Greenstein, Jesse L.; et al. (August 1970). "The faint end of the main sequence". Astrophysical Journal. 161: 519. Bibcode:1970ApJ...161..519G. doi:10.1086/150556.

[mnras245_3-20] 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:1990MNRAS.245..385M.

[aaa4662-21] Reiners, A.; et al. (2007). "Rapid magnetic flux variability on the flare star CN Leonis". Astronomy and Astrophysics. 466 (2): L13–L16. arXiv:astro-ph/0703172. Bibcode:2007A&A...466L..13R. doi:10.1051/0004-6361:20077095.

[apj4512-22] 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:1995ApJ...451..795R. doi:10.1086/176266.

[jones09-23] Jones, Lauren V. (2009). Stars and galaxies. Greenwood Guides to the Universe. ABC-CLIO. p. 50. ISBN 978-0-313-34075-8.

[jaavso30_2-24] 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:2002JAVSO..30..149W.

[borgia06-25] 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. 208. ISBN 978-0-387-30776-3.

[apj296-26] 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:1985ApJ...296..502D. doi:10.1086/163470.

[apjl500_L195-27] Brown, T. M.; et al. (1998). "Accurate determination of the solar photospheric radius". Astrophysical Journal Letters. 500 (2): L195. arXiv:astro-ph/9803131. Bibcode:1998ApJ...500L.195B. doi:10.1086/311416. The radius of the Sun is 695.5 Mm. 16% of this is 111 Mm.

[nasa10-28] Harvey, Samantha (March 4, 2010). "Jupiter: facts & figures" Diarsipkan 2015-11-07 di Wayback Machine.. Solar System Exploration. NASA. Retrieved 2010-05-28.

[cook_jewell95-29] McCook, G. P.; et al. (1995). "Fully convective M dwarfs". Villanova University. Archived from the original on 2011-06-15. Retrieved 2010-05-17.

[adams04-30] 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. 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.

[apj119_2-31] 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:2000AJ....119..906S. doi:10.1086/301227.

[apj667-32] Gautier, T. N.; et al. (2007). "Far infrared properties of M dwarfs". The Astrophysical Journal. 667 (1): 527–. arXiv:0707.0464. Bibcode:2007ApJ...667..527G. doi:10.1086/520667.

[aaa506_3-33] Lestrade, J.-F.; et al. (November 2009). "Search for cold debris disks around M-dwarfs. II". Astronomy and Astrophysics. 506 (3): 1455–1467. arXiv:0907.4782. Bibcode:2009A&A...506.1455L. doi:10.1051/0004-6361/200912306.

[aaa538_A141-34] Rodler, F.; et al. (February 2012). "Search for radial velocity variations in eight M-dwarfs with NIRSPEC/Keck II". Astronomy & Astrophysics. 538: A141. arXiv:1112.1382. Bibcode:2012A&A...538A.141R. doi:10.1051/0004-6361/201117577.

[mnras389_2-35] 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:0806.2471. Bibcode:2008MNRAS.389..585C. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13573.x.

[verschuur03-36] Verschuur, Gerrit L. (2003). Interstellar matters: essays on curiosity and astronomical discovery. Springer. pp. 253–254. ISBN 978-0-387-40606-0.

[aaa396-37] Pavlenko, Y. V.; et al. (December 2002). "Carbon monoxide bands in M dwarfs". Astronomy and Astrophysics. 396 (3): 967–975. arXiv:astro-ph/0210017. Bibcode:2002A&A...396..967P. doi:10.1051/0004-6361:20021454.

[apj174-38] Pesch, Peter (June 1972). "CaOH, a new triatomic molecule in stellar atmospheres". Astrophysical Journal. 174: L155. Bibcode:1972ApJ...174L.155P. doi:10.1086/180970.

[nature412_2-39] 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. doi:10.1038/35087513. PMID 11484044.

[noao070107-40] Staff (January 7, 2007). "Calling Dr. Frankenstein! : interactive binaries show signs of induced hyperactivity" Diarsipkan 2019-06-22 di Wayback Machine.. National Optical Astronomy Observatory. Retrieved 2006-05-24.

[apj450_9-41] 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:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149.

[appb37_3-42] Cwiok, M.; et al. (March 2006). "Search for optical counterparts of gamma ray burst". Acta Physica Polonica B. 37 (3): 919. Bibcode:2006AcPPB..37..919C.

[roeser08-43] Röser, Siegfried (2008). Reviews in modern astronomy, cosmic matter. Wiley-VCH. pp. 49–50, 57. ISBN 978-3-527-40820-7.

[gliese69-44] Gliese, W. (1969). "Catalogue of nearby stars". Veröffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg. 22: 1. Bibcode:1969VeARI..22....1G.

[rmaa34-45] Allen, C.; et al. (1998). "The galactic orbits of nearby UV Ceti stars". Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. 34: 37–46. Bibcode:1998RMxAA..34...37A.

[solstation-46] "Wolf 359". SolStation Company. Retrieved 2006-08-10.

[SIMBAD2-47] "Annotations on V* CN Leo object". SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2010-04-13.

[barnes-48] Tuomi, M.; Jones, H. R. A.; Anglada-Escudé, G.; Butler, R. P.; Arriagada, P.; Vogt, S. S.; Burt, J.; Laughlin, G.; Holden, B.; Teske, J. K.; Shectman, S. A.; Crane, J. D.; Thompson, I.; Keiser, S.; Jenkins, J. S.; Berdiñas, Z.; Diaz, M.; Kiraga, M.; Barnes, J. R. (2019). "Frequency of planets orbiting M dwarfs in the Solar neighbourhood". arXiv:1906.04644v1 [astro-ph.EP].

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

@@ Baris 9: / Baris 9: @@
 {{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]], bintang 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]]. 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]], bintang ini memiliki suhu sekitar 2.800 [[Kelvin|K]], yang cukup rendah untuk membentuk [[senyawa kimia]] dan bertahan.</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 pendamping atau [[piringan puing]] yang terdeteksi mengorbit di bintang ini.</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]], bintang ini memiliki suhu sekitar 2.800 [[Kelvin|K]] atau 2526,85 [[Celsius|°C]], yang cukup rendah untuk membentuk [[senyawa kimia]] dan bertahan.</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 pendamping atau [[piringan puing]] yang terdeteksi mengorbit di bintang ini.</span>
 == Sejarah pengamatan dan Nama ==
-<span data-segmentid="240" class="cx-segment">Wolf 359 pertama kali menjadi perhatian para astronom karena laju gerak [[./Https://id.wiktionary.org/wiki/transversal transversal]] yang relatif tinggi terhadap latar belakang, yang dikenal sebagai [[gerak diri]].</span> <span data-segmentid="242" class="cx-segment">Laju gerak 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 diri dari Wolf 359 pertama kali diukur pada tahun 1917 oleh [[astronom]] Jerman [[Max Wolf]], dengan bantuan [[astrofotografi]].</span> <span data-segmentid="248" class="cx-segment">Pada tahun 1919, ia menerbitkan katalog yang berisi lebih dari seribu bintang dengan [[gerak diri]], termasuk bintang 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 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="240" class="cx-segment">Wolf 359 pertama kali menjadi perhatian para astronom karena laju gerak yang relatif tinggi terhadap latar belakang, yang dikenal sebagai [[gerak diri]].</span> <span data-segmentid="242" class="cx-segment">Laju gerak 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 diri dari Wolf 359 pertama kali diukur pada tahun 1917 oleh [[astronom]] Jerman [[Max Wolf]], dengan bantuan [[astrofotografi]].</span> <span data-segmentid="248" class="cx-segment">Pada tahun 1919, ia menerbitkan katalog yang berisi lebih dari seribu bintang dengan [[gerak diri]], termasuk bintang 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 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">Bintang 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]] yang 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>
@@ Baris 19: / Baris 19: @@
 <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, bintang 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>
 [[Berkas:Wolf359.jpg|ka|jmpl|<span data-segmentid="195" class="cx-segment">Wolf 359 adalah bintang berwarna oranye yang terletak tepat di atas pusat [[Astrofotografi|astrophotograph]] 2009 ini.</span>]]
-<span data-segmentid="273" class="cx-segment">Dengan perkiraan 9% [[Massa matahari|massa Matahari]], Wolf 359 tepat berada di atas batas terendah di mana bintang dapat melakukan [[Fusi nuklir|fusi hidrogen]] melalui [[reaksi rantai 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="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.<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"]. ''Solar System Exploration''. NASA<span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">2010-05-28</span></span>.</cite></ref></span>
+<span data-segmentid="273" class="cx-segment">Dengan perkiraan 9% [[Massa matahari|massa Matahari]], Wolf 359 tepat berada di atas batas terendah di mana bintang dapat melakukan [[Fusi nuklir|fusi hidrogen]] melalui [[reaksi rantai 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="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.<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]] sebagai bintang sekering [[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>
@@ Baris 30: / Baris 30: @@
 <span data-segmentid="326" class="cx-segment">Di luar fotosfer 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|mikrosuar]].<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="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 <sup>27</sup> [[erg]] (10 <sup>20</sup> [[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 [[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 gauss (100 [[Tesla|μT]] ), meskipun bisa naik setinggi 3 kG (0,3 T) di daerah [[bintik matahari]].<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"]. 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 suar, 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="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="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 <sup>27</sup> [[erg]] (10 <sup>20</sup> [[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 [[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 gauss (100 [[Tesla|μT]] ), meskipun bisa naik setinggi 3 kG (0,3 T) di daerah [[bintik matahari]].<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 suar, 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>
 === Gerakan ===
@@ Baris 53: / Baris 53: @@
 {{Reflist}}
-== Pranala Luar ==
+== Pranala luar ==
 {{commons category}}
@@ Baris 60: / Baris 60: @@
 * {{cite journal|last=Dittmann|first=Jason A.|last2=Irwin|first2=Jonathan M.|last3=Charbonneau|first3=David|last4=Berta-Thompson|first4=Zachory K.|year=2014|title=Trigonometric Parallaxes for 1507 Nearby Mid-to-late M Dwarfs|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=784|issue=2|pages=156|arxiv=1312.3241|bibcode=2014ApJ...784..156D|doi=10.1088/0004-637X/784/2/156}} [https://www.cfa.harvard.edu/MEarth/MEarth_Parallaxes.txt Table with parallaxes].
 * {{cite journal|last1=Henry|first1=Todd J.|last2=Subasavage|first2=John P.|last3=Brown|first3=Misty A.|last4=Beaulieu|first4=Thomas D.|last5=Jao|first5=Wei-Chun|last6=Hambly|first6=Nigel C.|display-authors=1|date=November 2004|title=The solar neighborhood. X. new nearby stars in the southern sky and accurate photometric distance estimates for red dwarfs|journal=The Astronomical Journal|volume=128|issue=5|pages=2460–2473|arxiv=astro-ph/0408240|bibcode=2004AJ....128.2460H|doi=10.1086/425052}}
-{{Good article}}
 {{Leo (konstelasi)}}

Data pengamatan Epos J2000 Ekuinoks J2000

Rasi bintang	Leo
Asensio rekta	10^j 56^m 28.99^d^[1]
Deklinasi	+07° 00′ 52.0″^[1]
Magnitudo tampak (V)	13.54^[1]
Ciri-ciri
Kelas spektrum	M6.5 Ve^[1]
Magnitudo semu (J)	7.1^[1]
Indeks warna U−B	+1.165^[2]
Indeks warna B−V	+2.034^[2]
Jenis variabel	UV Ceti^[3]
Astrometri

Kecepatan radial (R_v)	+19 ± 1^[4] km/s
Gerak diri (μ)	RA: –3842^[1] mdb/thn Dek.: –2725^[1] mdb/thn
Paralaks (π)	415,16±1,62^[5] mdb
Jarak	7,86 ± 0,03 tc (2,409 ± 0,009 pc)
Magnitudo mutlak (M_V)	16.65^[6]

Detail

Massa	0.09^[7] M_☉
Radius	0.16^[8] R_☉
Luminositas (bolometrik)	0.0014 L_☉
Luminositas (visual, L_V)	0.00002 L_☉
Batas dalam Zona laik huni	0.024^[9] AU
Batas luar Zona laik huni	0.052^[9] AU
Gravitasi permukaan (log g)	5.5^[10]
Suhu	2,800 ± 100^[11] K
Metalisitas [Fe/H]	+0.18 ± 0.17^[12]
Kecepatan rotasi (v sin i)	< 3.0^[4] km/s
Usia	100–350^[11] megatahun

Penamaan lain
CN Leonis, CN Leo, GJ 406, G 045-020, LTT 12923, LFT 750, LHS 36,^[1] GCTP 2553.
Referensi basis data
SIMBAD	data

l b s Bintang di Konstelasi Leo
Bayer	α (Regulus) β (Denebola) γ (Algieba) δ (Zosma) ε (Algenubi) ζ (Adhafera) η θ (Chertan) ι κ (Al Minliar al Asad) λ (Alterf) μ (Rasalas) ν ξ ο (Subra) π ρ σ τ υ φ χ ψ ω
Flamsteed	3 6 (h) 7 8 9 10 11 12 13 15 (f) 18 19 20 21 22 (g) 23 26 31 (A) 33 34 35 37 39 40 42 43 44 45 46 48 49 50 51 (m) 52 (k) 53 (l) 54 55 56 57 58 (d) 59 (c) 60 (b) 61 (p²) 62 (p³) 64 65 (p⁴) 66 67 69 (p⁵) 71 72 73 (n) 75 76 79 80 81 82 83 85 86 87 (e) 88 89 90 92 93 95 (o) 6 LMi 18 LMi 49 LMi 52 LMi 10 Sex 11 Sex 37 Sex
Variabel	R S X Y RR RZ SS ST TU TV UV UZ XY XZ AD AM AP AQ CE CW DH DK DN DP DR DX DY EE EO EX GX HN
HR	3736 3792 3804 3820 3869 3876 3942 3969 4006 4012 4032 4048 4097 4197 4244 4245 4249 4253 (p¹) 4303 4341 4358 4394 4404 4419 4459 4465 4512 4531 4535 4543
HD	81040 84680 86986 88133 89307 95089 96063 96372 97658 99109 100456 100659 100777 102272
Gliese	Gliese 408 Gliese 410 Gliese 436 GJ 3685
Lainnya	BD+20 2457 2MASSI J0937347+293142 MACS J1149 Lensed Star 1 PG 1031+234 PSR B0919+06 PSR B0943+10 PSR B0950+08 PSR B1133+16 PSR J1022+1001 SDSS J102915+172927 WD 1105-048 Wolf 359 (CN)
Daftar