van Maanen 2
 Gwiazda Van Maanena (ciemna plama w prawym górnym rogu) | |
|
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0 ( ICRS ) |
|
|---|---|
| Konstelacja | Ryby |
| Wymowa | / v æ n ˈ m ʌ n ə n z / ) |
| Rektascensja | 00 godz. 49 m 09,89841 sek |
| Deklinacja | +05° 23′ 18,9931″ |
| Pozorna wielkość (V) | 12.374 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | DZ8 |
| Indeks koloru U-B | 0,064 |
| Indeks koloru B-V | 0,546 |
| Indeks kolorów V-R | 0,268 |
| Indeks koloru R-I | 0,4 |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) |
+263,0 ± 4,9 km/s [ wątpliwe ] −12 ± 7 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: +1231,325 mas / rok grudzień: -2711,830 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 231,7800 ± 0,0183 mas |
| Dystans | 14,072 ± 0,001 ly (4,3144 ± 0,0003 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) | 14,21 ± 0,03 |
| Detale | |
| Masa | 0,67 ± 0,01 M ☉ |
| Promień | 0,011 R ☉ |
| Jasność | 0,00016 L ☉ |
| Ciężar powierzchniowy (log g ) | 8,16 ± 0,01 CG |
| Temperatura | 6130 ± 110 K |
| Wiek | 3,45 ± 0,36 żyr |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
  Gwiazda van Maanena Położenie Gwiazdy van Maanena w gwiazdozbiorze Ryb
| |
Van Maanen 2 lub Gwiazda van Maanena to najbliższy Układowi Słonecznemu samotny biały karzeł . Jest to gęsta, zwarta gwiezdna pozostałość , która nie generuje już energii i ma równoważnik około 68% masy Słońca, ale tylko 1% jego promienia. W odległości 14,1 lat świetlnych jest trzecią najbliższą tego typu gwiazdą po Syriuszu B i Procyonie B w tej kolejności. Odkryty w 1917 roku przez holendersko-amerykańskiego astronoma Adriaana van Maanena , Van Maanen 2 był trzecim zidentyfikowanym białym karłem, po 40 Eridani B i Syriusz B oraz pierwszy samotny przykład.
Historia obserwacji
Podczas poszukiwań towarzysza dużej gwiazdy o ruchu własnym Lalande 1299 , w 1917 roku holendersko-amerykański astronom Adriaan van Maanen odkrył tę gwiazdę o jeszcze większym ruchu własnym, kilka minut łuku na północny wschód. Oszacował roczny ruch własny tego ostatniego na 3 sekundy kątowe . Gwiazda ta została sfotografowana na płycie zrobionej 11 listopada 1896 roku dla Carte du Ciel w Tuluzie i pokazała pozorną jasność 12,3 magnitudo. Wyraźne cechy absorpcji wapnia i żelaza w widmie skłoniło van Maanena do przypisania jej klasyfikacji widmowej F0 i początkowo była znana jako „gwiazda F van Maanena”.
W 1918 roku amerykański astronom Frederick Seares uzyskał wyrafinowaną wizualną wielkość 12,34, ale odległość do gwiazdy pozostała nieznana. Dwa lata później van Maanen opublikował paralaksy na 0,246″, dając jej absolutną wielkość +14,8. To uczyniło ją najsłabszą znaną wówczas gwiazdą typu F. W 1923 roku holendersko-amerykański astronom Willem Luyten opublikował badanie gwiazd o dużych ruchach własnych, w którym zidentyfikował to, co nazwał „gwiazdą van Maanena”, jako jednego z zaledwie trzech znanych białych karłów , termin, który wymyślił. Są to gwiazdy, które mają niezwykle niską jasność bezwzględną dla swojej klasy widmowej , leżące znacznie poniżej ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella temperatury gwiazdy w funkcji jasności.
Wysoką gęstość masy białych karłów wykazał w 1925 roku amerykański astronom Walter Adams , kiedy zmierzył grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni Syriusza B jako 21 km/s. W 1926 roku brytyjski astrofizyk Ralph Fowler wykorzystał nową teorię mechaniki kwantowej , aby wykazać, że gwiazdy te są utrzymywane przez gaz elektronowy w stanie zdegenerowanym . Brytyjski astrofizyk Leon Mestel wykazał w 1952 r., że energia, którą emitują, to ciepło pozostałe po dawnej syntezie jądrowej . Wykazał, że ten ostatni nie występuje już w obrębie białego karła i obliczył wewnętrzną temperaturę van Maanena 2 na 6 × 10 6 K . Podał wstępne oszacowanie wieku na 10 11 / A lat, gdzie A jest średnią masą atomową jąder w gwieździe.
W 2016 roku odkryto, że płyta spektrograficzna gwiazdy wykonana w 1917 roku daje dowód – najwcześniejszy znany – na istnienie materii planetarnej poza Układem Słonecznym , w postaci linii absorpcji wapnia, które wskazują na obecność materii planetarnej zanieczyszczającej atmosferę gwiazdy.
Charakterystyka
Van Maanen 2 znajduje się 14,1 lat świetlnych (4,3 parseka ) od Słońca w gwiazdozbiorze Ryb , około 2° na południe od gwiazdy Delta Piscium , ze stosunkowo dużym ruchem własnym wynoszącym 2,978″ rocznie wzdłuż kąta położenia 155,538°. Jest bliżej Słońca niż jakikolwiek inny samotny biały karzeł. Jest zbyt słaby, aby można go było zobaczyć gołym okiem . Podobnie jak inne białe karły, jest to bardzo gęsta gwiazda: szacuje się, że jej masa wynosi około 67% masy Słońca , ale ma tylko 1% masy promień słońca . Zewnętrzna atmosfera ma temperaturę około 6110 K , czyli stosunkowo chłodno jak na białego karła. Ponieważ wszystkie białe karły stale emitują swoje ciepło w czasie, temperatura ta może być wykorzystana do oszacowania jego wieku, który szacuje się na około 3 miliardy lat.
Protoplasta tego białego karła miał masę Słońca szacowaną na 2,6 i pozostawał w ciągu głównym przez około 900 milionów lat. Daje to gwieździe całkowity wiek około 4,1 miliarda lat. Kiedy ta gwiazda opuściła główną sekwencję, rozszerzyła się do czerwonego olbrzyma , który osiągnął maksymalny promień 1000 razy większy niż obecny promień Słońca, czyli około 4,6 jednostek astronomicznych . Wszelkie planety krążące w tym promieniu zostałyby pochłonięte przez gwiazdę.
Gwiezdna klasyfikacja Van Maanen 2 to DZ8, posiadająca atmosferę helu ze znaczną obecnością cięższych pierwiastków w swoim widmie – które astronomowie nazywają metalami . Rzeczywiście, ta gwiazda jest prototypem (w praktyce archetypem) białych karłów DZ. Fizyczne modele białych karłów używane przez dzisiejszych astrofizyków pokazują, że pierwiastki o masie większej niż hel zatonęłyby pod fotosferą , pozostawiając wodór i hel jako widoczne w widmie; pojawienie się tu cięższych pierwiastków wymaga niedawnego zewnętrznego źródła. Jest mało prawdopodobne, aby zostały one uzyskane z ośrodka międzygwiazdowego , ponieważ składa się on głównie z wodoru i helu. Zamiast tego powierzchnia gwiazdy była prawdopodobnie usiana materią okołogwiazdową, taką jak pozostałości jednej lub więcej skalistych planet typu ziemskiego .
Całkowitą masę metali w atmosferze Van Maanen 2 szacuje się na około 10 21 g — mniej więcej tyle samo, co duży księżyc, taki jak Ariel . Zanieczyszczenia te zapadną głębiej w atmosferę w skali czasu wynoszącej około trzech milionów lat, co wskazuje, że materiał jest uzupełniany w tempie 107 g /s. Materiały te mogły zostać akreowane w postaci wielu planetozymali mniejszych niż około 84 km zderzających się z gwiazdą.
Białe karły z widmem wskazującym na wysoki poziom zanieczyszczenia fotosfery metalami często mają dysk okołogwiazdowy . W przypadku van Maanena 2 obserwacje przy długości fali 24 μm nie wykazują nadmiaru podczerwieni , który może być generowany przez dysk pyłowy. Zamiast tego zauważalny jest deficyt. Przewidywany strumień przy 24 μm wynosi 0,23 mJy , podczas gdy zmierzona wartość to 0,11 ± 0,03 mJy . Deficyt ten można wytłumaczyć absorpcją wywołaną kolizją w atmosferze gwiazdy, co widać u niektórych białych karłów o temperaturach poniżej 4000 K, w wyniku zderzeń między cząsteczkami wodoru lub między cząsteczkami wodoru i helu.
Opierając się na prędkości kosmicznej tej gwiazdy, peryhelium osiągnęło 15 070 lat temu, ponieważ znajdowało się wówczas 3,1 ly (0,95 pc) od Słońca.
Ewentualny towarzysz
Możliwość istnienia towarzysza podgwiazdowego pozostaje niepewna. Od 2004 r. Jeden artykuł twierdził, że to wykryto, podczas gdy inny to pomijał. Od 2008 roku obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera wydają się wykluczać jakichkolwiek towarzyszy w odległości 1200 jednostek astronomicznych od gwiazdy, którzy mają cztery masy Jowisza lub więcej. Nie zidentyfikowano żadnych potencjalnych towarzyszy ruchu właściwego między odległością 75 MJ kątową wynoszącą 5 sekund łukowych do 10 °, wykluczając obiekty o masie lub większej.
Zobacz też
Notatki
Linki zewnętrzne
| Gwiazdy |
|
||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Galaktyki |
|
||||||||||||
