van Maanen 2

Van Maanen 2

Van Maanens stjärna (den mörka fläcken uppe till höger)
Observationsdata Epoch J2000.0 Equinox J2000.0 ( ICRS )
Konstellation	Fiskarna
Uttal	/ v æ n ˈ m ʌ n ə n z / )
Rätt uppstigning	00 h 49 m 09.89841 s
Deklination	+05° 23′ 18,9931″
Skenbar magnitud (V)	12.374
Egenskaper
Spektral typ	DZ8
U−B färgindex	0,064
B−V färgindex	0,546
V−R färgindex	0,268
R−I färgindex	0,4
Astrometri
Radiell hastighet (R v )	+263,0 ± 4,9 km/s −12 ± 7 km/s
Korrekt rörelse (μ)	RA: +1 231,325 mas / år Dec.: −2711,830 mas / år
Parallax (π)	231,7800 ± 0,0183 mas
Distans	14,072 ± 0,001 ly (4,3144 ± 0,0003 st )
Absolut magnitud ( MV )	14,21 ± 0,03
Detaljer
Massa	0,67 ± 0,01 M ☉
Radie	0,011 R ☉
Ljusstyrka	0,00016 L ☉
Ytgravitation (log g )	8,16 ± 0,01 cgs
Temperatur	6 130 ± 110 K
Ålder	3,45 ± 0,36 Gyr
Andra beteckningar
van Maanen's Star, van Maanen 2, vMa2, BD +18°2165 , GJ 35, HIP 3829, 001-027 , LFT 76 , LHS 7, LTT 10292, WD 0046+051 , Wolf 28
G
SIMBAD	data
van Maanens stjärna Placeringen av van Maanens stjärna i stjärnbilden Fiskarna

Van Maanen 2, eller van Maanens stjärna , är den ensamma vita dvärgen som ligger närmast solsystemet. Det är en tät, kompakt stjärnrest som inte längre genererar energi och har motsvarande cirka 68 % av solens massa men bara 1 % av dess radie. På ett avstånd av 14,1 ljusår är den den tredje närmaste av sin typ av stjärna efter Sirius B och Procyon B , i den ordningen. Upptäckt 1917 av den holländsk-amerikanske astronomen Adriaan van Maanen , Van Maanen 2 var den tredje vita dvärgen som identifierades, efter 40 Eridani B och Sirius B, och det första ensamma exemplet.

Observationshistorik

När han letade efter en följeslagare till stjärnan Lalande 1299 med stor egenrörelse upptäckte den holländsk-amerikanske astronomen Adriaan van Maanen 1917 denna stjärna med en ännu större egenrörelse några bågminuter mot nordost. Han uppskattade den årliga egenrörelsen för den senare som 3 bågsekunder . Denna stjärna hade fångats på en platta tagen den 11 november 1896 för Carte du Ciel- katalogen i Toulouse och den visade en skenbar magnitud på 12,3. Framträdande absorptionsegenskaper av kalcium och järn i spektrumet fick van Maanen att tilldela det en spektralklassificering av F0, och det var från början känd som "van Maanens F-stjärna".

År 1918 fick den amerikanske astronomen Frederick Seares en förfinad visuell magnitud på 12,34, men avståndet till stjärnan förblev okänt. Två år senare publicerade van Maanen en parallaxuppskattning på 0,246″, vilket gav den en absolut magnitud på +14,8. Detta gjorde den till den svagaste stjärnan av F-typ som var känd vid den tiden. 1923 publicerade den holländsk-amerikanske astronomen Willem Luyten en studie av stjärnor med stora egenrörelser där han identifierade vad han kallade "van Maanens stjärna" som en av endast tre kända vita dvärgar , en term som han myntade. Det här är stjärnor som har en ovanligt låg absolut magnitud för sin spektralklass , som ligger långt under huvudsekvensen på Hertzsprung–Russell-diagrammet för stjärntemperatur kontra ljusstyrka.

Den höga masstätheten hos vita dvärgar demonstrerades 1925 av den amerikanske astronomen Walter Adams när han mätte gravitationsrödförskjutningen av Sirius B till 21 km/s. År 1926 använde den brittiske astrofysikern Ralph Fowler den nya teorin om kvantmekanik för att visa att dessa stjärnor stöds av elektrongas i ett degenererat tillstånd . Den brittiske astrofysikern Leon Mestel visade 1952 att energin de avger är den överlevande värmen från svunnen kärnfusion . Han visade att den senare inte längre förekommer inom en vit dvärg, och beräknade den inre temperaturen hos van Maanen 2 som 6 × 10 ⁶ K . Han gav en preliminär åldersuppskattning på 10 ¹¹ / A år, där A är medelatomvikten för kärnorna i stjärnan.

2016 upptäcktes det att en spektrografisk platta av stjärnan gjord 1917 ger bevis – den tidigaste kända – av planetarisk materia utanför solsystemet, i form av kalciumabsorptionslinjer som indikerar närvaron av planetmaterial som förorenar stjärnatmosfären.

Egenskaper

Van Maanen 2 är 14,1 ljusår (4,3 parsecs ) från solen i stjärnbilden Fiskarna , cirka 2° söder om stjärnan Delta Piscium , med en relativt hög egenrörelse på 2,978″ årligen längs en positionsvinkel på 155,538°. Den är närmare solen än någon annan ensam vit dvärg. Den är för svag för att ses med blotta ögat . Liksom andra vita dvärgar är det en mycket tät stjärna: dess massa har beräknats vara cirka 67% av solens , men den har bara 1% av solens radie . Den yttre atmosfären har en temperatur på cirka 6 110 K , vilket är relativt svalt för en vit dvärg. Eftersom alla vita dvärgar stadigt utstrålar sin värme över tiden, kan denna temperatur användas för att uppskatta dess ålder, som tros vara cirka 3 miljarder år.

Stamfadern till denna vita dvärg hade uppskattningsvis 2,6 solmassor och förblev på huvudsekvensen i cirka 900 miljoner år. Detta ger stjärnan en total ålder på cirka 4,1 miljarder år. När denna stjärna lämnade huvudsekvensen expanderade den till en röd jätte som nådde en maximal radie på 1 000 gånger solens nuvarande radie, eller cirka 4,6 astronomiska enheter . Alla planeter som kretsar inom denna radie skulle ha blivit uppslukade av stjärnans utbredning.

Stjärnklassificeringen av Van Maanen 2 är DZ8, som har en heliumatmosfär med en betydande närvaro av tyngre grundämnen i dess spektrum - vad astronomer kallar metaller . Denna stjärna är faktiskt prototypen (arketyp i praktiken) för DZ vita dvärgar. Fysiska modeller av vita dvärgar som används av dagens astrofysiker visar att element med massa större än helium skulle sjunka, allt annat lika, under fotosfären och lämna väte och helium att vara synliga i spektrumet; för att tyngre element ska dyka upp här krävs en ny extern källa. Det är osannolikt att de erhölls från det interstellära mediet , eftersom det huvudsakligen består av väte och helium. Istället var stjärnans yta sannolikt beströdd med cirkumstellärt material, till exempel från resterna av en eller flera steniga, terrestra planeter .

Den totala massan av metaller i atmosfären i Van Maanen 2 uppskattas till cirka 10 ²¹ g – ungefär samma massa som en stor måne som Ariel . Dessa föroreningar kommer att sjunka djupare in i atmosfären på tidsskalor på cirka tre miljoner år, vilket indikerar att materialet fylls på med en hastighet av 10 7 ^g /s. Dessa material kunde ha ansamlats i form av flera planetesimaler mindre än cirka 84 km som kolliderar med stjärnan.

Vita dvärgar med ett spektrum som indikerar höga nivåer av metallkontamination i fotosfären har ofta en cirkumstellär skiva . När det gäller van Maanen 2 visar observationer vid en våglängd på 24 μm inte det infraröda överskottet som kan genereras av en dammig skiva. Istället finns ett märkbart underskott. Det förutsagda flödet vid 24 μm är 0,23 m Jy , medan det uppmätta värdet är 0,11 ± 0,03 mJy . Detta underskott kan förklaras av kollisionsinducerad absorption i stjärnans atmosfär, som ses hos vissa vita dvärgar som har temperaturer under 4 000 K, som ett resultat av kollisioner mellan vätemolekyler eller mellan vätemolekyler och helium.

Baserat på rymdhastigheten för denna stjärna skapade den perihelion för 15 070 år sedan eftersom den då var 3,1 ly (0,95 pc) från solen.

Möjlig följeslagare

Möjligheten för en substellär följeslagare är fortfarande osäker. Från och med 2004 hävdade en tidning upptäckt av detta, medan en annan diskonterade detta. Från och med 2008 verkar observationer med rymdteleskopet Spitzer utesluta alla följeslagare inom 1 200 AU från stjärnan som har fyra Jupitermassor eller mer. Inga potentiella följeslagare för egen rörelse har identifierats mellan en vinkelseparation på 5 bågsekunder ut till 10°, vilket utesluter föremål med en massa på 75 M _J eller mer.

Se även

• Lista över närmaste stjärnor
• Lista över stjärnor uppkallade efter personer

externa länkar

• http://www.richweb.f9.co.uk/astro/nearby_stars.htm
• Van Maanens stjärna i Staracle Star-katalogen