Van Maanen 2 , o la estrella de van Maanen , es la enana blanca solitaria más cercana al sistema solar. Es un remanente estelar denso y compacto que ya no genera energía y tiene aproximadamente el 68% de la masa del Sol, pero solo el 1% de su radio. [10] A una distancia de 14,1 años luz, es la tercera más cercana de su tipo de estrella después de Sirio B y Procyon B , en ese orden. [11] [12] Descubierta en 1917 por el astrónomo holandés-estadounidense Adriaan van Maanen , [13] Van Maanen 2 fue la tercera enana blanca identificada, después de 40 Eridani By Sirius B, y el primer ejemplo solitario. [14]
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS ) | |
---|---|
Constelación | Piscis |
Pronunciación | / V æ n m ʌ n ə n z / ) [1] |
Ascensión recta | 00 h 49 m 09,89841 s [2] |
Declinación | + 05 ° 23 ′ 18.9931 ″ [2] |
Magnitud aparente (V) | 12.374 [3] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | DZ8 [4] |
Índice de color U − B | 0.064 [3] |
Índice de color B − V | 0,546 [3] |
Índice de color V-R | 0,268 [3] |
Índice de color R − I | 0,4 [5] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | +263,0 ± 4,9 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: +1,231.325 [2] mas / año Dic .: −2711.830 [2] mas / año |
Paralaje (π) | 231,7375 ± 0,0380 [2] mas |
Distancia | 14,074 ± 0,002 ly (4,3152 ± 0,0007 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 14,21 ± 0,03 [7] |
Detalles | |
Masa | 0,67 ± 0,01 [8] M ☉ |
Radio | 0.0138 R ☉ [9] 0.011 ± 0.001 [10] [ verificación necesaria ] R ☉ |
Luminosidad | 0,00016 [8] [7] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 8.16 ± 0.01 [8] cgs |
Temperatura | 6.130 ± 110 [7] K |
Edad | 3,45 ± 0,36 [7] Gyr |
Otras designaciones | |
Estrella de van Maanen, 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] | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Historial de observación
Mientras buscaba una compañera para la gran estrella de movimiento propio Lalande 1299 , en 1917 el astrónomo holandés-estadounidense Adriaan van Maanen descubrió esta estrella con un movimiento propio aún mayor unos pocos minutos de arco hacia el noreste. Calculó el movimiento propio anual de este último en 3 segundos de arco . Esta estrella había sido capturada en una placa tomada el 11 de noviembre de 1896 para el Catálogo Carte du Ciel de Toulouse y mostraba una magnitud aparente de 12,3. [15] Las características de absorción prominentes del calcio y el hierro en el espectro llevaron a van Maanen a asignarle una clasificación espectral de F0, [13] y fue inicialmente conocida como "estrella F de van Maanen". [15]
En 1918, el astrónomo estadounidense Frederick Seares obtuvo una refinada magnitud visual de 12,34, pero la distancia a la estrella seguía siendo desconocida. [16] Dos años más tarde, van Maanen publicó una estimación de paralaje de 0,246 ″, lo que le da una magnitud absoluta de +14,8. Esto la convirtió en la estrella de tipo F más débil conocida en ese momento. [17] En 1923, el astrónomo holandés-estadounidense Willem Luyten publicó un estudio de estrellas con grandes movimientos propios en el que identificó lo que llamó "la estrella de van Maanen" como una de las tres enanas blancas conocidas , un término que él mismo acuñó. [18] Estas son estrellas que tienen una magnitud absoluta inusualmente baja para su clase espectral , que se encuentran muy por debajo de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell de temperatura estelar frente a luminosidad. [19]
La alta densidad de masa de las enanas blancas fue demostrada en 1925 por el astrónomo estadounidense Walter Adams cuando midió el corrimiento al rojo gravitacional de Sirio B en 21 km / s. [20] En 1926, el astrofísico británico Ralph Fowler utilizó la nueva teoría de la mecánica cuántica para demostrar que estas estrellas están sustentadas por gas de electrones en un estado degenerado . [21] [22] El astrofísico británico Leon Mestel demostró en 1952 que la energía que emiten es el calor sobreviviente de la fusión nuclear pasada . Se mostró que este último ya no se produce dentro de una enana blanca, y calcula la temperatura interna de van Maanen 2 como 6 × 10 6 K . Dio una estimación preliminar de la edad de 10 11 / A años, donde A es el peso atómico medio de los núcleos de la estrella. [23]
En 2016, se descubrió que una placa espectrográfica de la estrella hecha en 1917 da evidencia, la más antigua conocida, de materia planetaria fuera del Sistema Solar , [24] [25] [26] en forma de líneas de absorción de calcio que indican la presencia de material planetario contaminando la atmósfera estelar.
Caracteristicas
Van Maanen 2 está a 14,1 años luz (4,3 parsecs ) del Sol en la constelación de Piscis , a unos 2 ° al sur de la estrella Delta Piscium , [27] con un movimiento propio relativamente alto de 2,978 ″ anuales a lo largo de un ángulo de posición de 155,538 °. [28] Está más cerca del Sol que cualquier otra enana blanca solitaria. Es demasiado tenue para ser visto a simple vista . [27] Como otras enanas blancas, es una estrella muy densa: se ha estimado que su masa es aproximadamente el 67% de la del Sol , [8] sin embargo, tiene solo el 1% del radio del Sol . [10] La atmósfera exterior tiene una temperatura de aproximadamente 6.110 K , [8] que es relativamente fría para una enana blanca. Como todas las enanas blancas irradian constantemente su calor a lo largo del tiempo, esta temperatura se puede utilizar para estimar su edad, que se cree que ronda los 3.000 millones de años. [29]
El progenitor de esta enana blanca tenía un estimado de 2,6 masas solares y permaneció en la secuencia principal durante unos 900 millones de años. Esto le da a la estrella una edad total de aproximadamente 4,1 mil millones de años. Cuando esta estrella abandonó la secuencia principal, se expandió hasta convertirse en una gigante roja que alcanzó un radio máximo de 1.000 veces el radio actual del Sol, o alrededor de 4,6 unidades astronómicas . Cualquier planeta que orbitara dentro de este radio habría sido engullido por la extensión de la estrella. [30]
La clasificación estelar de Van Maanen 2 es DZ8, que tiene una atmósfera de helio con una presencia significativa de elementos más pesados en su espectro, lo que los astrónomos denominan metales . [31] De hecho, esta estrella es el prototipo (arquetipo en la práctica) de las enanas blancas DZ. Los modelos físicos de enanas blancas utilizados por los astrofísicos actuales muestran que los elementos con una masa mayor que el helio se hundirían, en igualdad de condiciones , por debajo de la fotosfera , dejando que el hidrógeno y el helio sean visibles en el espectro; para que los elementos más pesados aparezcan aquí, se requiere una fuente externa reciente. [32] Es poco probable que se hayan obtenido del medio interestelar , ya que está compuesto principalmente de hidrógeno y helio. [31] En cambio, la superficie de la estrella probablemente estaba sembrada de material circunestelar, como los restos de uno o más planetas terrestres rocosos . [32]
Se estima que la masa total de metales en la atmósfera de Van Maanen 2 es de alrededor de 10 21 g, aproximadamente la misma masa que una luna grande como Ariel . [33] Estos contaminantes se hundirán más profundamente en la atmósfera en escalas de tiempo de alrededor de tres millones de años, lo que indica que el material se está reponiendo a un ritmo de 107 g / s. Estos materiales podrían haberse acumulado en forma de múltiples planetesimales más pequeños que alrededor de 84 km chocando con la estrella. [34]
Las enanas blancas con un espectro que indica altos niveles de contaminación por metales de la fotosfera a menudo tienen un disco circunestelar . En el caso de van Maanen 2, las observaciones a una longitud de onda de 24 μm no muestran el exceso de infrarrojos que podría generar un disco polvoriento. En cambio, hay un déficit notable. El flujo previsto a 24 μm es 0,23 m Jy , mientras que el valor medido es 0,11 ± 0,03 mJy . Este déficit puede explicarse por la absorción inducida por colisión en la atmósfera de la estrella, [35] como se observa en ciertas enanas blancas que tienen temperaturas por debajo de 4.000 K, como resultado de colisiones entre moléculas de hidrógeno o entre moléculas de hidrógeno y helio. [36]
Basado en la velocidad espacial de esta estrella, hizo el perihelio hace 15.070 años, cuando estaba a 3,1 ly (0,95 pc) del Sol. [37]
Posible compañero
La posibilidad de un compañero subestelar sigue siendo incierta. En 2004, un documento afirmó que se había detectado esto, [38] y otro lo descartó. [39] A partir de 2008, las observaciones con el Telescopio Espacial Spitzer parecen descartar cualquier compañero dentro de las 1200 AU de la estrella que tenga cuatro masas de Júpiter o más. [40] No se han identificado posibles compañeros de movimiento propio entre una separación angular de5 segundos de arco hasta 10 °, descartando objetos con una masa de75 M J o más. [41]
Ver también
- Lista de estrellas más cercanas
- Lista de estrellas con nombres de personas
- Van Maanen 2 en la ficción
Referencias
- ^ Dickinson, David (17 de diciembre de 2012), "Astro-Challenge: Buscando la estrella de Van Maanen" , Astro Guyz .
- ^ a b c d e Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b c d Koen, C .; et al. (Abril de 2010), "UBV (RI) C JHK observaciones de estrellas cercanas seleccionadas por Hipparcos", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 403 (4): 1949-1968, Bibcode : 2010MNRAS.403.1949K , doi : 10.1111 / j .1365-2966.2009.16182.x .
- ^ McCook, GP; Sion, EM (agosto de 2006), "espectroscópicamente Identificado enanas blancas" , VizieR on-line Catálogo de datos , bibcode : 2006yCat.3235 .... 0M , recuperada 2010-12-04 . Catálogo de datos en línea de VizieR: III / 235B
- ^ a b "La estrella de Van Maanen" , Base de datos de objetos astronómicos SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consultado el 8 de diciembre de 2008 .
- ^ Gontcharov, GA (2006), "Compilación de Pulkovo de velocidades radiales para 35 495 estrellas Hipparcos en un sistema común", Astronomy Letters , 32 (11): 759–771, arXiv : 1606.08053 , Bibcode : 2006AstL ... 32..759G , doi : 10.1134 / S1063773706110065 , S2CID 119231169 .
- ^ a b c d Subasavage, John P .; et al. (Julio de 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.
- ^ a b c d e Limoges, M. -M .; et al. (Agosto de 2015), "Propiedades físicas del censo actual de enanas blancas del norte a 40 pc del Sol", 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.
- ^ Shipman, HL (febrero de 1979), "Masas y radios de estrellas enanas blancas. III. Resultados de 110 estrellas ricas en hidrógeno y 28 ricas en helio", Astrophysical Journal , 228 : 240-256, Bibcode : 1979ApJ ... 228 ..240S , doi : 10.1086 / 156841 .
Ver: Tabla 6, estrella 0046 + 05. - ^ a b c Giammichele, N .; et al. (Abril de 2012), "Conozca su vecindario: un modelo detallado de análisis de la atmósfera de las enanas blancas cercanas", The Astrophysical Journal Supplement , 199 (2): 29, arXiv : 1202.5581 , Bibcode : 2012ApJS..199 ... 29G , doi : 10.1088 / 0067-0049 / 199/2/29 , S2CID 118304737 .Basado en log L / L ☉ = −3,77.
- ^ The One Hundred Nehest Star Systems , RECONS, 2008-01-01 , consultado el 2008-12-08 .
- ^ Holberg, JB; et al. (Mayo de 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 .
- ^ a b van Maanen, A. (diciembre de 1917), "Dos estrellas débiles con un gran movimiento adecuado", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 29 (172): 258–259, Bibcode : 1917PASP ... 29..258V , doi : 10.1086 / 122654 .
- ^ Schatzman, Évry (1958), White Dwarfs , North Holland Publishing Company, pág. 2.
- ^ a b Holberg, JB (mayo de 2009), "El descubrimiento de la existencia de estrellas enanas blancas: 1862 a 1930", Journal for the History of Astronomy , 40 (2): 137-154, Bibcode : 2009JHA .... 40 .. 137H , doi : 10.1177 / 002182860904000201 , S2CID 117939625 .
- ^ Seares, FH (1918), "Magnitudes y colores de tres débiles estrellas de gran movimiento adecuado", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 30 (175): 191-192, Código Bibliográfico : 1918PASP ... 30..191S , doi : 10.1086 / 122724 .
- ^ van Maanen, Adriaan (1920), "No. 182. La determinación fotográfica de paralaje estelar con el reflector de 60 pulgadas. Cuarta serie.", Contribuciones del Observatorio Mount Wilson , 182 : 1-35, Bibcode : 1920CMWCI.182. ... 1V .—Van Maanen identificó la estrella como "Anon. 1".
- ^ Holberg, JB (2005), "Cómo las estrellas degeneradas llegaron a ser conocidas como enanas blancas", Boletín de la Sociedad Astronómica Americana , 37 : 1503, Bibcode : 2005AAS ... 20720501H .
- ^ Luyten, Willem J. (1923), "Boletín número 344 - Un estudio de estrellas con grandes movimientos propios", Boletín del Observatorio Lick , 11 : 1–32, Bibcode : 1923LicOB..11 .... 1L , doi : 10.5479 / ADS / bib / 1923LicOB.11.1L .—Ver pág. 20.
- ^ Adams, WS (1925), "El desplazamiento de la relatividad de las líneas espectrales en el compañero de Sirio", El Observatorio , 48 (7): 337–342, Bibcode : 1925Obs .... 48..337A , doi : 10.1073 / pnas.11.7.382 , PMC 1086032 , PMID 16587023 .
- ^ Fowler, RH (1926), "On Dense Matter", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 87 (2): 114-122, Bibcode : 1926MNRAS..87..114F , doi : 10.1093 / mnras / 87.2.114 .
- ^ Harman, Peter Michael; Mitton, Simon (2002), Cambridge Scientific Minds , Cambridge University Press, págs. 230–232, ISBN 0-521-78612-6.
- ^ Mestel, L. (1952), "Sobre la teoría de las estrellas enanas blancas. I. Las fuentes de energía de las enanas blancas", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 112 : 583–597, Bibcode : 1952MNRAS.112..583M , doi : 10.1093 / mnras / 112.6.583 .
- ^ Zuckerman, Benjamin (2015), Dufour, Patrick; Bergeron, Pierre; Fontaine, Gilles (eds.), "Reconocimiento de la primera evidencia observacional de un sistema planetario extrasolar", Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico, Conferencia de la Sociedad Astronómica del Pacífico, Sociedad Astronómica del Pacífico, 493 (XIX Taller Europeo sobre Blanco Enanos): 291, arXiv : 1410.2575 , Bibcode : 2015ASPC..493..291Z , ISBN 978-1-58381-870-1.
- ^ Farihi, J. (12 de marzo de 2016), "Escombros circunestelares y contaminación en estrellas enanas blancas", New Astronomy Reviews , 71 : 9–34, arXiv : 1604.03092 , Bibcode : 2016NewAR..71 .... 9F , doi : 10.1016 / j.newar.2016.03.001 , S2CID 118486264 .
- ^ "La placa astronómica de 1917 tiene la primera evidencia de un sistema exoplanetario" , ScienceDaily , consultado el 15 de abril de 2016 .
- ^ a b Burnham, Robert (1978), Burnham's celestial handbook: an observer's guide to the universe beyond the solar system , Dover books explicando la ciencia, 3 (2ª ed.), Courier Dover Publications, págs. 1474–1477, ISBN 0-486-23673-0.
- ^ Sion, Edward M .; et al. (Junio de 2014), "Las enanas blancas a 25 pc del Sol: subtipos cinemática y espectroscópica", The Astronomical Journal , 147 (6): 11, arXiv : 1401.4989 , Bibcode : 2014AJ .... 147..129S , doi : 10.1088 / 0004-6256 / 147/6/129 , S2CID 119184859 , 129.
- ^ Sion, Edward M .; et al. (Diciembre de 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 .
- ^ Burleigh, MR; et al. (Mayo de 2008), "El estudio 'DODO' - I.Límites de los compañeros ultra-fríos de masa planetaria y subestelar de la estrella de van Maanen (vMa2)", Avisos mensuales de la 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 .
- ^ a b Farihi, Jay (marzo de 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 , pp. 193-210, arXiv : 1010.6067 , Bibcode : 2011AIPC.1331..193F , doi : 10.1063 / 1.3556201 .
- ^ a b Farihi, J .; et al. (Junio de 2010), "Planetesimales rocosos como origen de metales en estrellas DZ", Avisos mensuales de la 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 .
- ^ Jacobson, RA; et al. (Junio de 1992), "Las masas de Urano y sus satélites principales a partir de los datos de seguimiento de la Voyager y los datos de los satélites de Urano basados en la Tierra", The Astronomical Journal , 103 (6): 2068-2078, Bibcode : 1992AJ .... 103.2068J , doi : 10.1086 / 116211 .
- ^ Wyatt, MC; et al. (Abril de 2014), "Acreción estocástica de planetesimales en enanas blancas: restricciones en la distribución de masa de material acretado por contaminación atmosférica", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 439 (4): 3371-3391, arXiv : 1401.6173 , Bibcode : 2014MNRAS.439.3371W , doi : 10.1093 / mnras / stu183 , S2CID 118449054 .
- ^ Farihi, J .; et al. (Abril de 2009), "Firmas infrarrojas de planetas menores perturbados en las enanas blancas", The Astrophysical Journal , 694 (2): 805–819, arXiv : 0901.0973 , Bibcode : 2009ApJ ... 694..805F , doi : 10.1088 / 0004 -637X / 694/2/805 , S2CID 14171378 .
- ^ Farihi, J. (mayo de 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 .
- ^ Bailer-Jones, CAL (marzo de 2015), "Encuentros cercanos del tipo estelar", Astronomy & Astrophysics , 575 : 13, arXiv : 1412.3648 , Bibcode : 2015A & A ... 575A..35B , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201425221 , S2CID 59039482 , A35.
- ^ 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 .
- ^ Farihi, J .; et al. (Junio de 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 .
- ^ Farihi, J .; et al. (Julio de 2008), "Observaciones de Spitzer IRAC de enanas blancas. II. Compañeros planetarios masivos y enanos marrones fríos para jóvenes y viejos degenerados", The Astrophysical Journal , 681 (2): 1470-1483, arXiv : 0804.0237 , Bibcode : 2008ApJ. ..681.1470F , doi : 10.1086 / 588726 , S2CID 15490630 .
- ^ Kervella, Pierre; et al. (Marzo de 2019), "Compañeros estelares y subestelares de estrellas cercanas de Gaia DR2. Binaridad de anomalía de movimiento propio", Astronomy & Astrophysics , 623 : 23, arXiv : 1811.08902 , Bibcode : 2019A & A ... 623A..72K , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201834371 , S2CID 119491061 , A72.
enlaces externos
- http://www.richweb.f9.co.uk/astro/nearby_stars.htm