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]
Историја на набљудување
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 јадрено соединување. 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
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
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]
↑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.
↑Schatzman, Évry (1958), White Dwarfs, North Holland Publishing Company, стр. 2.
↑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.
↑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".
↑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.
↑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.
↑Harman, Peter Michael; Mitton, Simon (2002), Cambridge Scientific Minds, Cambridge University Press, стр. 230–232, ISBN0-521-78612-6.
↑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.
↑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, ISBN978-1-58381-870-1.
↑ 32,032,1Farihi, 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.
↑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.
↑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, S2CID118449054.
↑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, S2CID15490630.
