拉兰德 21185 （ Lalande 21185 ）是一颗位于大熊座（ UMa ），与太阳系距离 8 . 21 光年（ 2 . 5 pc ）的红矮星。它是北天球亮度最高的红矮星［只有南天球的拉卡伊 8760 （ HIP 105090 ）和拉卡伊 9352 （ HIP 114046 ）比它更明亮］。尽管拉兰德 21185 距离地球比较近，但它和其他红矮星一样光度极低，视星等为肉眼不可见的 + 7 . 5 等，必须以小型望远镜或双筒望远镜观测。
拉兰德 21185 距离地球大约为 8 . 31 光年（ 2 . 55 pc ），是距离太阳系较近的恒星之一，比它更接近的天体只有半人马座 α （ α Cen ）恒星系统、巴纳德星（ Barnard's Star ）、沃尔夫 359 以及褐矮星 WISE J 104915 . 57 – 531906 和行星质量天体 WISE J 085510 . 83 – 071442 . 5 。因为它相当接近地球，经常成为巡天调查的目标，也因此有许多其他的称呼。拉兰德 21185 在研究论文中也相当常见的其他名称有 BD + 36 2147 、 Gliese 411 以及 HD 95735 。在大约 19,900 年后，拉兰德 21185 与太阳的距离将达到 4 . 65光年（ 1 . 43 pc ）。
拉兰德 21185 的天球坐标最早纪录于巴黎天文台天文学家杰罗姆·拉兰德（ Jérôme Lalande ）于 1801 年出版的星表《法国天体历史目录》（法语： Histoire Céleste Française ）。该星表中大部分恒星的编号由天文学家弗朗西斯·贝利于 1847 年的改版中发表。时至今日，拉兰德 21185 和该星表中少数其他恒星仍常以拉兰德的星表编号称呼。
1857 年 5 月，天文学家弗里德里希·阿格兰德发现拉兰德 21185 的自行极高。有时候拉兰德 21185 也因此被称为“阿格兰德的第二颗星”（ Argelander's Second Star ）。［“阿格兰德的第一颗星（ First Argelander's Star ）”是指阿格兰得早在 1842 年发现另一颗高自行恒星葛罗姆布里吉 1830 （ HIP 57939 ）］。
天文学家弗里德里希·奥古斯特·西奥多·温内克（ Friedrich August Theodor Winnecke ）于 1857 至 1858 年间首次对拉兰德 21185 的视差进行量测，并得到 0 . 511 ″ 的值；因此在当时拉兰德 21185 被认为是仅次于南门二（ α Cen ）的距离太阳第二近的恒星。之后因为更精确的量测，实际距离较最初的值要更远，但直到 20 世纪初以前以天文摄影方式发现更黯淡的沃尔夫 359 与巴纳德星（ Barnard's Star ）以前，拉兰德 21185 长期被认为是距离太阳第二近的恒星。
拉兰德 21185 是一颗典型的红矮星，其质量为太阳的 46 % ，表面温度为 3 , 828 K ，远低于太阳的表面温度。拉兰德 21185的绝对星等为 + 10 . 48 ，并且大部分辐射的能量都集中在红外波段。拉兰德 21185 为高自行恒星，在垂直于银河系盘面的轨道上每年移动约 5 ″ 。氢和氦之外的元素的比例是根据恒星中的铁和氢的比例来估算的。它的金属量以铁与氢比例计算的对数值为 − 0 . 20 ，这表明它的铁含量为太阳的 10 % 或 63 % 。这颗相对较为致密的恒星的表面重力约为地球的 65 倍（ log g = 4 . 8 cgs ），是太阳表面重力的两倍。
在变星总表中，拉兰德 21185 被列为天龙座 BY 型变星，变星编号为 NSV 18593 。包括 SIMBAD 在内的几个星表将拉兰德 21185 归类为耀星。不过这些星表主要的参考资料并不支持它是耀星，因为在这些参考资料中的观测结果显示它与其他同类型变星相比是相对较为稳定的。
拉兰德 21185 也有 X 射线辐射产生。
1951 年，荷兰天文学家彼得·范·德·坎普与他的学生萨拉·利平科特宣称用斯沃斯莫尔学院的斯普劳尔天文台的 24 英寸（ 609 . 6 mm ，可理解为 610 mm ）口径折射望远镜对拉兰德 21185进行天文测量干板摄影时发现了行星系统。 1960 年，萨拉·利平科特以同样的望远镜和新拍摄的摄影干板结合先前的观测，再次宣称 1951 年确实发现了行星系统，只是这次相关参数有所不同。而坎普曾经以同样在斯普劳尔天文台拍摄的摄影干板错误地宣称发现巴纳德星（ Barnard's Star ）的行星系。斯普劳尔天文台 24 英寸折射望远镜拍摄并用于拉兰德 21185 等研究的摄影干板后来被确认是有缺陷的。
1974 年时，阿利根尼天文台的乔治·大卫·盖特伍德对拉兰德 21185 和巴纳德星（ Barnard's Star ）的天文测量结果则否定了前述研究的结论。
1996 年，盖特伍德在美国天文学会的会议上和对大众媒体宣称以天文测量法发现拉兰德 21185 的多行星系统。这项宣称的最初报告是基于对拉兰德 21185 多年的位置精密观测，并认为它的轨道变化是因为恒星旁有一到多个天体环绕所导致。盖特伍德宣称这样的伴星在天球上与红矮星距离将在 0 . 8 ″ 以上。尽管盖特伍德在 1992 年发表的另一篇论文与之后他和数人使用日冕仪等多项技术以降低恒星光散射问题，都得到没有伴星存在于拉兰德 21185 的结论，而盖特伍德在 1996 年的宣称仍未被证实并在今日受到质疑。然而， 2017 年 2 月发表的论文指出，以位于冒纳凯阿火山的凯克天文台的 HIRES 系统观测结果则支持有一个极为接近拉兰德 21185 的行星候选天体，轨道周期只有 9 . 8693 ± 0 . 0016 日，质量下限为 3 . 8 M ⊕ 。
SOPHIE échelle 摄谱仪的进一步径向速度研究和对原始信号的回顾发现， 9 . 9 天的周期是不可探测的，相反，使用两个数据集提出，围绕恒星运行的周期为 12 . 95 天或 1 . 08 天的系外行星，最有可能是 12 . 95 天，因为公转周期为 1 天的系外行星在行星系统中很少见。这意味着行星质量的最小值为 2 . 99 M ⊕ 左右。由于它和主恒星的距离很近，因此地表温度很热，在其偏心轨道内的所有点都不在宜居带中。
拉兰德 21185 的行星系统
| 行星（按照行星和主恒星的距离） | b | ||||
| 质量 | ≥ 2 . 99 M ⊕ | ||||
| 半长轴（ AU ） | 0 . 0785 ± 0 . 0027 | ||||
| 轨道周期（天） | 12 . 9532 ± 0 . 0079 | ||||
| 偏心率 | 0 . 22 ± 0 . 13 | ||||
| 倾度 | —— | ||||
| 半径 | —— | ||||
行星边界条件的更精进研究
拉兰德 21185 的径向速度量测值相当稳定，因此天文学家杰弗里·马西在 1987 年发表的论文将该恒星视为“正常”红矮星稳定状态的范例。包含前述研究的其他对拉兰德 21185 行星系统的否定存在结果并未完全排除行星系统的存在，但这些研究确定了可能存在行星的质量上限边界值。目前对该恒星可能存在的行星侦测技术最低质量限制为稍低于木星质量。更新的地面或太空中的观测仪器将更进一步使侦测质量下限降低，这使侦测到质量更小行星的可能性较今日更加提高。
这颗恒星的宜居带区域，即定义为类似地球的行星上可能存在液态水的区域的半径大小约为 0 . 11 ~ 0 . 24 AU 左右，其中 1 AU 为日地平均距离。
下期精彩：误差函数（ Error function ）