Википедија

ван Манен 2

ѕвезда

ван Мааен 2, или Ванманенова ѕвезда — најблиското познато осамено бело џуџе до Сончевиот Систем. Тоа е густ, компактен ѕвезден остаток кој повеќе не генерира енергија и има еквивалентно на околу 68% од сончевата маса, но само 1% од нејзиниот полупречник.[11]. На оддалеченост од 14,1 светлосни години, таа е трета најблиска од својот тип на ѕвезди по Сириус B и Прокион B, по тој редослед.[12][13] Таа била откриена во 1917 година од страна на холандско-американскиот астроном Адријан ван Манен.[14] ван Манен 2 била третото бело џуџе кое било идентификувано, по 40 Еридан В и Сириус В, и првиот осамен пример.[15]

Ван Манен 2

Ванманенова ѕвезда 2 (горната десна темна точка)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0 (Рамноденица)
Соѕвездие Риби
Изговор /vænˈmʌnənz/)[1]
Ректасцензија 00ч 49м &1000000000098984100000009,89841с[2]
Деклинација +05° 23′ &1000000000018993100000018,9931″[2]
Прив. величина (V) 12.374[3]
Особености
Спектрален тип DZ8[4]
U−B Боен показател 0.064[3]
B−V Боен показател 0.546[3]
V−R Боен показател 0.268[3]
R−I Боен показател 0.4[5]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−12±7[6] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: +1,231.325[2] млс/г
Дек.: −2711.830[2] млс/г
Паралакса (π)231.7800 ± 0.0183[7] млс
Оддалеченост14,072 ± 0,001 сг
(4,3144 ± 0,0003 пс)
Апсолутна величина (MV)14,21 ± 0,03[8]
Податоци
Маса0,67 ± 0,01[9] M☉
Полупречник0.01[10] R☉
Површ. грав. (log g)8,16 ± 0,01[9]
Сјајност0.00016[8][9] L☉
Температура6.130 ± 110[8] K
Старост3,45 ± 0,36[б 1][8] Гг.
Други ознаки
van Maanen's Star, van Maanen 2, vMa2, BD+18°2165, GJ 35, HIP 3829, G 001-027, LFT 76, LHS 7, LTT 10292, WD 0046+051, Wolf 28[5]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци
Ванманеновата ѕвезда се наоѓа во соѕвездието Риби
Ванманеновата ѕвезда се наоѓа во соѕвездието Риби
ван Маненоваs ѕвезда
Местоположба на ѕвездата во соѕвездието Риби

Историја на набљудување

уреди

Додека барал придружник на ѕвездата со големо правилно движење Лаланд 1299, во 1917 година, холандско-американскиот астроном Адријан ван Манен ја открил оваа ѕвезда со уште поголемо правилно движење неколку лачни минути на североисток. Го проценил годишното правилно движење на 3 лачни секунди. Оваа ѕвезда била додадена на 11 ноември 1896 година во каталогот Carte du Ciel во Тулуз и покажала привидна величина од 12,3.[16] Истакнатите карактеристики на апсорпција на калциумот и железото во спектарот го навеле ван Манен да и додели спектрална класификација на F0, и првично била позната како „ѕвезда F на Ван Манен“..[16]

Во 1918 година, американскиот астроном Фредерик Сирес добил префинета визуелна величина од 12,34, но растојанието до ѕвездата останало непознато.[17] Две години подоцна, ван Манен објавил проценка на паралакса од 0,246 инчи, давајќи и апсолутна величина од +14,8. Ова ја направило најбледата ѕвезда од типот F позната во тоа време.[18] Во 1923 година, холандско-американскиот астроном Вилем Лујтен објавил студија за ѕвезди со големи правилни движења во која ја идентификувал она што тој ја нарекол „ѕвездата на ван Манен“ како едно од само трите познати бели џуџиња, термин што тој го измислил.[19] Тоа се ѕвезди кои имаат невообичаено ниска апсолутна величина за нивната спектрална класа, лежејќи многу под главната низа на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм на ѕвездената температура наспроти сјајноста..[20]

Високата масена густина на белите џуџиња била демонстрирана во 1925 година од американскиот астроном Волтер Адамс кога го измерил гравитациското црвено поместување на Сириус В на 21 km/s.[21] Во 1926 година, британскиот астрофизичар Ралф Фаулер ја искористил новата теорија на квантната механика за да покаже дека овие ѕвезди се поддржани од електронски гас во изродена состојба.[22][23] Британскиот астрофизичар Леон Местел во 1952 година демонстрирал дека енергијата што ја емитираат е преживеаната топлина од мината нуклеарна фузија. Тој покажал дека второто повеќе не се јавува во бело џуџе и ја пресметал внатрешната температура на ван Манен 2 како 6 × 106 K. Тој дал прелиминарна проценка на возраст од 1011 / А години, каде А е средната атомска тежина на јадрата во ѕвездата.[24]

Во 2016 година, било откриено дека спектрографската плоча на ѕвездата направена во 1917 година дава докази - најраните познати - за планетарна материја надвор од Сончевиот систем[25][26][27], во форма на линии за апсорпција на калциум што укажуваат на присуство на планетарен материјал што ја загадува ѕвездената атмосфера.

Карактеристики

уреди

ван Манен 2 е 14.1 светлосни години од Сонцето во соѕвездието Риби, околу 2° јужно од ѕвездата Делта Риби,[28] со релативно високо правилно движење од 2,978 инчи годишно по положбен агол од 155,538°.[29] Поблиску е до Сонцето од кое било друго осамено бело џуџе. Премногу е слабо за да се види со голо око.[28] Како и другите бели џуџиња, таа е многу густа ѕвезда: се проценува дека нејзината маса е околу 67% од Сонцето,[9] но сепак има само 1% од сончевиот полупречник. Надворешната атмосфера има температура од приближно 6.110 K,[9] што е релативно ладно за бело џуџе. Бидејќи сите бели џуџиња постојано ја зрачат својата топлина со текот на времето, оваа температура може да се користи за да се процени нејзината старост, која се смета дека е околу 3 милијарди години.[30]

Предокот на ова бело џуџе имал околу 2,6 сончеви маси и останал на главната низа околу 900 милиони години. Ова и дава на ѕвездата вкупна старост од околу 4,1 милијарди години. Кога оваа ѕвезда ја напуштила главната низа, таа се проширила во црвен џин кој достигнал максимален полупречник од 1.000 пати поголем од сегашниот полупречник на Сонцето, или околу 4,6 астрономски единици. Секоја планета која орбитира во овој полупречник би била зафатена во опсегот на ѕвездата.[31] Ѕвездената класификација на ван Манен 2 е DZ8, има атмосфера на хелиум со значително присуство на потешки елементи во нејзиниот спектар – како што астрономите го нарекуваат металичност.[32] Оваа ѕвезда е прототип (архетип во пракса) за белите џуџиња DZ. Физичките модели на бели џуџиња што ги користат денешните астрофизичари покажуваат дека елементите со маса поголема од хелиумот ќе потонат, Ceteris paribus, под фотосферата, оставајќи ги водородот и хелиумот да бидат видливи во спектарот; за да се појават потешки елементи овде потребен е неодамнешен надворешен извор.[33] Малку е веројатно дека тие се добиени од меѓуѕвездената средина, бидејќи таа првенствено се состои од водород и хелиум.[32] Наместо тоа, површината на ѕвездата најверојатно била расфрлана со околуѕвезден материјал, како на пример од остатоците од една или повеќе карпести, земјовидни планети.[33]

Вкупната маса на метали во атмосферата на ван Манен 2 се проценува на околу 10 21 g - приближно иста маса како голема месечина како што е Ариел.[34] Овие загадувачи ќе потонат подлабоко во атмосферата на временски размери од околу три милиони години, што покажува дека материјалот се надополнува со брзина од 107 g/s. Овие материјали би можеле да се акредитираат во форма на повеќе планетезимали помали од околу 84 км при судир со ѕвездата.[35]

Белите џуџиња со спектар што укажува на високи нивоа на метална контаминација на фотосферата често имаат околуѕвезден диск. Во случајот на ван Манен 2, набљудувања на бранова должина од 24 μm не го прикажуваат вишокот на инфрацрвени зраци што може да се генерира од остаточен диск. Наместо тоа, има забележлив дефицит. Предвидениот флукс на 24 μm е 0,23 mJy, додека измерената вредност е 0.11 ± 0.03 mJy. Овој дефицит може да се објасни со апсорпција предизвикана од судир во атмосферата на ѕвездата[36], како што се гледа кај одредени бели џуџиња кои имаат температури под 4.000 К, како резултат на судири помеѓу молекули на водород или помеѓу молекули на водород и хелиум.[37]

Еден труд објавен во 2015 година покажал дека, врз основа на вселенската брзина на оваа ѕвезда, таа го направила најблиското приближување пред 15.070 години бидејќи тогаш била на 3.1 светлосни години од Сонцето,[38] иако користи застарено и несигурно мерење на радијалната брзина.[6]

Можен придружник

уреди

Можноста за подѕвезден придружник останува непозната. Почнувајќи од 2004 година, еден труд тврдел дека бил откриен, додека друг го отфрлил тоа.[39][40] Од 2008 година, набљудувањата со вселенскиот телескоп Спицер се смета дека исклучуваат какви било придружници во рок од 1.200 АЕ на ѕвездата со четири јупитерови маси[41] или повеќе. Не се идентификувани потенцијални соодветни придружници на движење помеѓу аголно растојание од 5 до 10°, исклучувајќи ги објектите со маса од 75 или повеќе.[42]

Поврзано

уреди

Белешки

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 This is just the cooling age

Наводи

уреди
  1. ↑ Dickinson, David (December 17, 2012), „Astro-Challenge: Hunting for Van Maanen's Star“, Astro Guyz, Архивирано од изворникот на April 28, 2019, Посетено на April 28, 2019.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Koen, C.; и др. (April 2010), „UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403 (4): 1949–1968, Bibcode:2010MNRAS.403.1949K, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x.
  4. ↑ McCook, G. P.; Sion, E. M. (August 2006), „Spectroscopically Identified White Dwarfs“, VizieR On-line Data Catalog, Bibcode:2006yCat.3235....0M, Посетено на 2010-12-04. VizieR On-line Data Catalog: III/235B
  5. ↑ 5,0 5,1 „Van Maanen's star“, SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Посетено на 2008-12-08.
  6. ↑ 6,0 6,1 Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (August 2021), „Astrometric radial velocities for nearby stars“, Astronomy & Astrophysics, 652: A45, arXiv:2105.09014, Bibcode:2021A&A...652A..45L, doi:10.1051/0004-6361/202141344, S2CID 234778154 Проверете ја вредноста |s2cid= (help), A45.
  7. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 Subasavage, John P.; и др. (July 2017), „The Solar Neighborhood. XXXIX. Parallax Results from the CTIOPI and NOFS Programs: 50 New Members of the 25 parsec White Dwarf Sample“, The Astronomical Journal, 154 (1): 24, arXiv:1706.00709, Bibcode:2017AJ....154...32S, doi:10.3847/1538-3881/aa76e0, S2CID 119189852, 32.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 Limoges, M. -M.; и др. (August 2015), „Physical Properties of the Current Census of Northern White Dwarfs within 40 pc of the Sun“, The Astrophysical Journal Supplement Series, 219 (2): 35, arXiv:1505.02297, Bibcode:2015ApJS..219...19L, doi:10.1088/0067-0049/219/2/19, S2CID 118494290, 19.
  10. ↑ Kervella, Pierre; Arenou, Frédéric; Thévenin, Frédéric (2022-01-01). „Stellar and substellar companions from Gaia EDR3. Proper-motion anomaly and resolved common proper-motion pairs“. Astronomy and Astrophysics. 657: A7. arXiv:2109.10912. Bibcode:2022A&A...657A...7K. doi:10.1051/0004-6361/202142146. ISSN 0004-6361.
  11. ↑ Giammichele, N.; и др. (April 2012), „Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs“, The Astrophysical Journal Supplement, 199 (2): 29, arXiv:1202.5581, Bibcode:2012ApJS..199...29G, doi:10.1088/0067-0049/199/2/29, S2CID 118304737. Based on log L/L☉ = −3.77.
  12. ↑ The One Hundred Nearest Star Systems, RECONS, 2008-01-01, Посетено на 2008-12-08.
  13. ↑ Holberg, J. B.; и др. (May 2002), „A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars“, The Astrophysical Journal, 571 (1): 512–518, arXiv:astro-ph/0102120, Bibcode:2002ApJ...571..512H, doi:10.1086/339842, S2CID 14231823.
  14. ↑ van Maanen, A. (December 1917), „Two Faint Stars with Large Proper Motion“, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 29 (172): 258–259, Bibcode:1917PASP...29..258V, doi:10.1086/122654.
  15. ↑ Schatzman, Évry (1958), White Dwarfs, North Holland Publishing Company, стр. 2.
  16. ↑ 16,0 16,1 Holberg, J. B. (May 2009), „The Discovery of the Existence of White Dwarf Stars: 1862 to 1930“, Journal for the History of Astronomy, 40 (2): 137–154, Bibcode:2009JHA....40..137H, doi:10.1177/002182860904000201, S2CID 117939625.
  17. ↑ Seares, F. H. (1918), „Magnitudes and Colors of Three Faint Stars of Large Proper Motion“, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 30 (175): 191–192, Bibcode:1918PASP...30..191S, doi:10.1086/122724.
  18. ↑ van Maanen, Adriaan (1920), „No. 182. The photographic determination of stellar parallaxes with the 60-inch reflector. Fourth series.“, Contributions from the Mount Wilson Observatory, 182: 1–35, Bibcode:1920CMWCI.182....1V.—van Maanen identified the star as "Anon. 1".
  19. ↑ Holberg, J. B. (2005), „How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs“, Bulletin of the American Astronomical Society, 37: 1503, Bibcode:2005AAS...20720501H.
  20. ↑ Luyten, Willem J. (1923), „Bulletin Number 344 - A study of stars with large proper motions“, Lick Observatory Bulletin, 11: 1–32, Bibcode:1923LicOB..11....1L, doi:10.5479/ADS/bib/1923LicOB.11.1L.—See p. 20.
  21. ↑ Adams, W. S. (1925), „The relativity displacement of the spectral lines in the companion of Sirius“, The Observatory, 48 (7): 337–342, Bibcode:1925Obs....48..337A.
  22. ↑ Fowler, R. H. (1926), „On Dense Matter“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 87 (2): 114–122, Bibcode:1926MNRAS..87..114F, doi:10.1093/mnras/87.2.114.
  23. ↑ Harman, Peter Michael; Mitton, Simon (2002), Cambridge Scientific Minds, Cambridge University Press, стр. 230–232, ISBN 0-521-78612-6.
  24. ↑ Mestel, L. (1952), „On the theory of white dwarf stars. I. The energy sources of white dwarfs“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 112: 583–597, Bibcode:1952MNRAS.112..583M, doi:10.1093/mnras/112.6.583.
  25. ↑ Zuckerman, Benjamin (2015), Dufour, Patrick; Bergeron, Pierre; Fontaine, Gilles (уред.), „Recognition of the First Observational Evidence of an Extrasolar Planetary System“, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Astronomical Society of the Pacific Conference (англиски), Astronomical Society of the Pacific, 493 (19th European Workshop on White Dwarfs): 291, arXiv:1410.2575, Bibcode:2015ASPC..493..291Z, ISBN 978-1-58381-870-1.
  26. ↑ Farihi, J. (2016-03-12), „Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars“, New Astronomy Reviews, 71: 9–34, arXiv:1604.03092, Bibcode:2016NewAR..71....9F, doi:10.1016/j.newar.2016.03.001, S2CID 118486264.
  27. ↑ „1917 astronomical plate has first-ever evidence of exoplanetary system“, ScienceDaily, Посетено на 2016-04-15.
  28. ↑ 28,0 28,1 Burnham, Robert (1978), Burnham's celestial handbook: an observer's guide to the universe beyond the solar system, Dover books explaining science, 3 (2nd. изд.), Courier Dover Publications, стр. 1474–1477, ISBN 0-486-23673-0.
  29. ↑ Sion, Edward M.; и др. (June 2014), „The White Dwarfs within 25 pc of the Sun: Kinematics and Spectroscopic Subtypes“, The Astronomical Journal, 147 (6): 11, arXiv:1401.4989, Bibcode:2014AJ....147..129S, doi:10.1088/0004-6256/147/6/129, S2CID 119184859, 129.
  30. ↑ Sion, Edward M.; и др. (December 2009), „The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics“, The Astronomical Journal, 138 (6): 1681–1689, arXiv:0910.1288, Bibcode:2009AJ....138.1681S, doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681, S2CID 119284418.
  31. ↑ Burleigh, M. R.; и др. (May 2008), „The 'DODO' survey - I. Limits on ultra-cool substellar and planetary-mass companions to van Maanen's star (vMa2)“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 386 (1): L5–L9, arXiv:0801.2917, Bibcode:2008MNRAS.386L...5B, doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00446.x, S2CID 51811203.
  32. ↑ 32,0 32,1 Farihi, Jay (March 2011), „Evidence for Terrestrial Planetary System Remnants at White Dwarfs“, Planetary Systems Beyond the Main Sequence: Proceedings of the International Conference, AIP Conference Proceedings, 1331, стр. 193–210, arXiv:1010.6067, Bibcode:2011AIPC.1331..193F, doi:10.1063/1.3556201.
  33. ↑ 33,0 33,1 Farihi, J.; и др. (June 2010), „Rocky planetesimals as the origin of metals in DZ stars“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 404 (4): 2123–2135, arXiv:1001.5025, Bibcode:2010MNRAS.404.2123F, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16426.x, S2CID 10102898.
  34. ↑ Jacobson, R. A.; и др. (June 1992), „The masses of Uranus and its major satellites from Voyager tracking data and earth-based Uranian satellite data“, The Astronomical Journal, 103 (6): 2068–2078, Bibcode:1992AJ....103.2068J, doi:10.1086/116211.
  35. ↑ Wyatt, M. C.; и др. (April 2014), „Stochastic accretion of planetesimals on to white dwarfs: constraints on the mass distribution of accreted material from atmospheric pollution“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 439 (4): 3371–3391, arXiv:1401.6173, Bibcode:2014MNRAS.439.3371W, doi:10.1093/mnras/stu183, S2CID 118449054.
  36. ↑ Farihi, J.; и др. (April 2009), „Infrared Signatures of Disrupted Minor Planets at White Dwarfs“, The Astrophysical Journal, 694 (2): 805–819, arXiv:0901.0973, Bibcode:2009ApJ...694..805F, doi:10.1088/0004-637X/694/2/805, S2CID 14171378.
  37. ↑ Farihi, J. (May 2005), „Cool versus Ultracool White Dwarfs“, The Astronomical Journal, 129 (5): 2382–2385, arXiv:astro-ph/0502134, Bibcode:2005AJ....129.2382F, doi:10.1086/429527, S2CID 16849900.
  38. ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015), „Close encounters of the stellar kind“, Astronomy & Astrophysics, 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, S2CID 59039482, A35.
  39. ↑ Makarov, Valeri V. (2004), „A Substellar Companion to van Maanen 2“, The Astrophysical Journal Letters, 600 (1): L71–L73, Bibcode:2004ApJ...600L..71M, doi:10.1086/381544.
  40. ↑ Farihi, J.; и др. (June 2004), „Mid-Infrared Observations of van Maanen 2: No Substellar Companion“, Astrophysical Journal Letters, 608 (2): L109–L112, arXiv:astro-ph/0405245, Bibcode:2004ApJ...608L.109F, doi:10.1086/422502, S2CID 17166073.
  41. ↑ Farihi, J.; и др. (July 2008), „Spitzer IRAC Observations of White Dwarfs. II. Massive Planetary and Cold Brown Dwarf Companions to Young and Old Degenerates“, The Astrophysical Journal, 681 (2): 1470–1483, arXiv:0804.0237, Bibcode:2008ApJ...681.1470F, doi:10.1086/588726, S2CID 15490630.
  42. ↑ Kervella, Pierre; и др. (March 2019), „Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly“, Astronomy & Astrophysics, 623: 23, arXiv:1811.08902, Bibcode:2019A&A...623A..72K, doi:10.1051/0004-6361/201834371, S2CID 119491061, A72.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ван_Манен_2&oldid=5273823“