Αστέρας του βαν Μάανεν

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Πήδηση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
Αστέρας του βαν Μάανεν
Αστερισμός: Ιχθύες
Συντεταγμένες (εποχή 2000.0): α = 0h:49m:09,9s ,
δ = +5°.23΄.19΄΄
Φαινόμενο μέγεθος: 12,374
Φασματικοί τύποι: DZ8 (λευκός νάνος)
Απόσταση από τη Γη: 13,9 ± 0,3 έτη φωτός
Εναλλακτικές ονομασίες: vMa2, G 001-027, Gliese 35,
GCTP 160.00, HIP 3829,
LFT 76, LHS 7, LTT 10292,
WD 0046+051, Wolf 28

Ο Αστέρας του βαν Μάανεν (van Maanen's Star), ή πιο επίσημα Van Maanen 2, είναι ένας λευκός νάνος. Είναι δηλαδή ένα πυκνό και συμπαγές αστρικό υπόλειμμα («αστρικό πτώμα»), που δεν παράγει πλέον ενέργεια και προέκυψε από τον θάνατο ενός αστέρα όχι μεγάλης μάζας. Η μάζα του είναι το 68% της ηλιακής, ενώ η διάμετρός του ελάχιστα μεγαλύτερη από αυτή της Γης.[1] Από όλους τους γνωστούς λευκούς νάνους, ο Αστέρας του βαν Μάανεν είναι ο τρίτος πλησιέστερος στη Γη, απέχοντας μόλις 13,9 έτη φωτός. Είναι επίσης ο κοντινότερος γνωστός λευκός νάνος που ΔΕΝ αποτελεί μέλος διπλού αστρικού συστήματος, αφού οι δύο πλησιέστεροι αυτού είναι μέλη των συστημάτων του Σειρίου και του Πρόκυνα.[2][3] Ανακαλύφθηκε το 1917 από τον Αμερικανό (ολλανδικής καταγωγής) αστρονόμο Αντριάν βαν Μάανεν.[4] Ο Αστέρας του βαν Μάανεν υπήρξε ο τρίτος λευκός νάνος που ταυτοποιήθηκε ως τέτοιος, μετά τον 40 Ηριδανού B και τον Σείριο B.[5]

Ιστορία παρατηρήσεων[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ενώ αναζητούσε έναν συνοδό αστέρα τού μεγάλης ιδίας κινήσεως αστέρα Λαλάντ 1299 το 1917, ο Αντριάν Βαν Μάανεν ανεκάλυψε έναν αστέρα με ακόμη μεγαλύτερη ιδία κίνηση, λίγα λεπτά της μοίρας προς τα βορειοανατολικά. Η εκτίμησή του για την ιδία κίνηση του τελευταίου ήταν 3 δευτερόλεπτα της μοίρας. Ο αστέρας είχε παλαιότερα καταγραφεί σε μία φωτογραφική πλάκα που είχε ληφθεί στις 11 Νοεμβρίου 1896 για το μεγάλο πρόγραμμα του Carte du Ciel από το Αστεροσκοπείο της Τουλούζης. Η αρχική φασματική ταξινόμησή του ήταν ως F0.[4]

Το 1918 ο Αμερικανός αστρονόμος Φρέντερικ Σηαρς μέτρησε το οπτικό μέγεθος του αστέρα σε 12,34, αλλά η απόστασή του από τη Γη παρέμενε άγνωστη.[6] Δύο χρόνια αργότερα, ο βαν Μάανεν δημοσίευσε μία εκτίμηση για την παράλλαξη του αστέρα: 0,246 του δευτερολέπτου της μοίρας, κάτι που του έδινε απολύτο μέγεθος +14,8. Αν αυτό ήταν σωστό, επρόκειτο για τον λιγότερο λαμπρό αστέρα τύπου F που ήταν γνωστός τότε.[7] Το 1923 ο αστρονόμος Βίλεμ Γιάκομπ Λούυτεν δημοσίευσε μία μελέτη του για αστέρες με μεγάλες ίδιες κινήσεις, στην οποία ταξινόμησε αυτόν που απεκάλεσε «Αστέρα του βαν Μάανεν» ως ένα από τους μόνο τρεις γνωστούς λευκούς νάνους, έναν όρο που επίσης εισήγαγε ο ίδιος.[8] Αυτοί οι αστέρες είχαν ασυνήθιστα μικρή πραγματική λαμπρότητα για τη φασματική τάξη τους, κάτι που τους τοποθετούσε πολύ κάτω από την Κύρια ακολουθία στο Διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ.[9]

Η πολύ μεγάλη πυκνότητα των λευκών νάνων φανερώθηκε το 1925, όταν ο Γουόλτερ Σύντνεϋ Άνταμς μέτρησε τη βαρυτική μετάθεση προς το ερυθρό του Σειρίου B.[10] Το επόμενο έτος ο αστροφυσικός Ραλφ Φόουλερ εφάρμοσε τη νέα θεωρία της κβαντομηχανικής για να δείξει ότι αυτοι οι αστέρες διασώζονται από την παραπέρα βαρυτική κατάρρευση από την πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων.[11][12] Ο Βρετανός αστροφυσικός Λέων Μέστελ απέδειξε το 1952 ότι η ενέργεια που εκπέμπει ένας λευκός νάνος προέρχεται από την ψύξη του, καθώς δεν λαβαίνουν πλέον χώρα πυρηνικές αντιδράσεις στο εσωτερικό του, και υπολόγισε την εσωτερική θερμοκρασία του Αστέρα του βαν Μάανεν σε 6 εκατομμύρια βαθμούς K, ενώ εκτίμησε και την ηλικία του ως 1011/A έτη, όπου A το μέσο ατομικό βάρος των πυρήνων που τον αποτελούν.[13]

Το 2016 ανακαλύφθηκε ότι σε μία φασματογραφική πλάκα του αστέρα που είχε ληφθεί το 1917, υπάρχουν ενδείξεις πλανητικού υλικού, οπότε η πλάκα αυτή αποτελεί το αρχαιότερο τεκμήριο για την ύπαρξη τέτοιου υλικού έξω από το Ηλιακό Σύστημα.[14][15] Δεν έχει ανιχνευθεί εξωηλιακός πλανήτης γύρω από τον αστέρα, αλλά η πλάκα αποκαλύπτει την ύπαρξη ενός περιαστρικού δακτυλίου συντριμμάτων. Τέτοιες δομές έχουν συνδεθεί σε άλλες περιπτώσεις με πλανήτες.

Χαρακτηριστικά[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο Αστέρας του βαν Μάανεν (Van Maanen 2) φαίνεται από τη Γη να βρίσκεται στον αστερισμό Ιχθύες, περίπου 2° νότια του αστέρα δ Ιχθύων[16]. Η ιδία κίνηση του λευκού νάνου έχει προσδιορισθεί σήμερα ως 2,978 δευτερολέπτων της μοίρας ανά έτος, με γωνία θέσης 155,54°.[17]

Ο αστέρας είναι υπερβολικά αμυδρός για να γίνει ορατός με γυμνό μάτι. Η μάζα του εκτιμάται στα δύο τρίτα περίπου (68%) της ηλιακής, αλλά έχει περίπου τις διαστάσεις της Γης (μόλις το 1,1% περίπου της διαμέτρου του Ήλιου).[1] Η ένταση (επιτάχυνση) της βαρύτητας στην επιφάνειά του είναι 147.400 φορές μεγαλύτερη από αυτή στην επιφάνεια της Γης. Το απόλυτο μέγεθός του είναι +14,23 ± 0,05, δηλαδή η πραγματική του λαμπρότητα είναι 5.880 φορές μικρότερη από αυτή του Ήλιου. Η εξωτερική του ατμόσφαιρα έχει θερμοκρασία 6.220 K, σχετικώς μικρή για λευκό νάνο. Επομένως το χρώμα του είναι στην πραγματικότητα όχι απόλυτα λευκό, αλλά υποκίτρινο, με δείκτη χρώματος B−V = 0,546. Επειδή όλοι οι λευκοί νάνοι ακτινοβολούν ψυχόμενοι, αυτή η θερμοκρασία μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να εκτιμηθεί η ηλικία του, που πιστεύεται ότι ανέρχεται στα 3,13 δισεκατομμύρια έτη περίπου.[18]

Ο αστέρας του οποίου ο Van Maanen 2 αποτελεί το πτώμα, εκτιμάται ότι είχε μάζα 2,6 ηλιακές μάζες και ότι παρέμεινε στην Κύρια ακολουθία επί 900 εκατομμύρια χρόνια περίπου. Αυτό δίνει στον Αστέρα του βαν Μάανεν μία συνολική ηλικία περίπου 4,1 δισεκατομμύρια έτη. Κάποτε πέρασε από το στάδιο του ερυθρού γίγαντα, οπότε πιθανώς έφθασε να έχει μέγιστη διάμετρο 650 φορές μεγαλύτερη από αυτή του σημερινού Ήλιου, δηλαδή ακτίνα περίπου 3 Αστρονομικές μονάδες. Τυχόν πλανήτες μέσα σε αυτή την ακτίνα θα περιφέρονταν τότε μέσα στο αραιό εσωτερικό του.[19]

Ο φασματικός τύπος του αστέρα είναι DZ8, όπου το «Z» υποδεικνύει την παρουσία στοιχείων της ύλης βαρύτερων του ηλίου (He). Πράγματι, ο Αστέρας του βαν Μάανεν θεωρείται το πρότυπο των λευκών νάνων αυτού του τύπου. Με βάση τη θεωρία, τα βαρύτερα του He στοιχεία θα έπρεπε να είχαν βυθιστεί κάτω από την επιφάνεια του αστέρα εξαιτίας της τρομακτικής βαρύτητας, αφήνοντας μόνο το υδρογόνο και το He να είναι ορατά στο φάσμα. Επομένως, το ότι φαίνονται και βαρύτερα στοιχεία υποδηλώνει την τροφοδότηση από μία εξωτερική πηγή. Είναι απίθανο τα στοιχεία αυτά να προήλθαν από το διαστρικό μέσο. Μάλλον η επιφάνεια του λευκού νάνου «επιμολύνθηκε» από περιαστρικό υλικό, όπως μπορεί να ήταν τα υπολείμματα ενός βραχώδους πλανήτη, παρόμοιου σε σύσταση με τη Γη.[20]

Η συνολική μάζα των βαρύτερων του He στοιχείων στην ατμόσφαιρα του αστέρα εκτιμάται στα 1018 kgr, περίπου 75 χιλιάδες φορές μικρότερη της μάζας της Σελήνης. Μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια αυτά τα υλικά θα βυθιστούν βαθύτερα, κάτι που σημαίνει ότι αναπληρώνονται συνέχεια με ρυθμό 10 τόνων ανά δευτερόλεπτο, π.χ. από την πτώση σωμάτων μεγάλων όσο μεγάλοι αστεροειδείς (της τάξεως των 100 χιλιομέτρων σε διάμετρο) πάνω στον αστέρα.[21]

Ο Αστέρας του βαν Μάανεν απομακρύνεται γρήγορα από το Ηλιακό μας Σύστημα, καθώς η ακτινική του ταχύτητα ανέρχεται σε 263 ± 5 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο. Με βάση την πραγματική του ταχύτητα στον χώρο, είχε περάσει σε μία ελάχιστη απόσταση από εμάς πριν από 15.070 χρόνια περίπου, οπότε και απείχε από τη Γη μόλις 3,1 έτη φωτός.[22]

Πιθανός συνοδός[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η πιθανή ύπαρξη ενός υποαστρικού συνοδού παραμένει αναπόδεικτη. Το 2004 βγήκαν μία δημοσίευση που την υπεστήριζε[23] και μία που την απέρρριπτε[24]. Το 2008 παρατηρήσεις με το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Σπίτζερ φαίνεται να αποκλείουν την ύπαρξη οποιουδήποτε συνοδού με μάζα τετραπλάσια αυτής του Δία ή μεγαλύτερη σε απόσταση μικρότερη των 1200 AU από τον αστέρα.[25]

  • Ο Αστέρας του βαν Μάανεν αναφέρεται ως πρώτος προορισμός του μοναχικού αστροναύτη του μυθιστορήματος A World Out of Time (1970) του Λάρυ Νίβεν.

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. 1,0 1,1 Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (Απρίλιος 2012), «Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs», The Astrophysical Journal Supplement 199 (2): 29, doi:10.1088/0067-0049/199/2/29 
  2. The One Hundred Nearest Star Systems, RECONS, 2008-01-01, http://www.chara.gsu.edu/~thenry/RECONS/TOP100.posted.htm, ανακτήθηκε στις 2008-12-08 
  3. Holberg, J.B.; Oswalt, Terry D.; Sion, E.M. (Μάιος 2002), «A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars», The Astrophysical Journal 571 (1): 512–518, doi:10.1086/339842 
  4. 4,0 4,1 van Maanen, A. (Δεκέμβριος 1917), «Two Faint Stars with Large Proper Motion», Publications of the Astronomical Society of the Pacific 29 (172): 258–259, doi:10.1086/122654 
  5. Schatzman, Évry (1958), White Dwarfs, North Holland Publishing Company, σελ. 2 
  6. 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, doi:10.1086/122724 
  7. 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 —van Maanen identified the star as "Anon. 1".
  8. Holberg, J.B. (2005), «How Degenerate Stars Came to be Known as White Dwarfs», Bulletin of the American Astronomical Society 37: 1503 
  9. Luyten, Willem J. (1923), «Bulletin Number 344 - A study of stars with large proper motions», Lick Observatory Bulletin 11: 1–32, doi:10.5479/ADS/bib/1923LicOB.11.1L —See p. 20.
  10. Adams, W.S. (1925), «The relativity displacement of the spectral lines in the companion of Sirius», The Observatory 48: 337–342 
  11. Fowler, R.H. (1926), «On Dense Matter», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 87: 114–122, doi:10.1093/mnras/87.2.114 
  12. Harman, Peter Michael; Mitton, Simon (2002), Cambridge Scientific Minds, Cambridge University Press, σελ. 230–232, ISBN 0-521-78612-6 
  13. 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, doi:10.1093/mnras/112.6.583 
  14. Farihi, J. (2016-03-12). «Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars». New Astronomy Reviews 71: 9–34. doi:10.1016/j.newar.2016.03.001. Bibcode2016NewAR..71....9F. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S1387647315300075. Ανακτήθηκε στις 2016-04-15. 
  15. «1917 astronomical plate has first-ever evidence of exoplanetary system». ScienceDaily. Ανακτήθηκε στις 2016-04-15. 
  16. Burnham, Robert (1978), Burnham's celestial handbook: an observer's guide to the universe beyond the solar system, Dover books explaining science, 3 (2η έκδοση), Courier Dover Publications, σελ. 1474–1477, ISBN 0-486-23673-0, https://books.google.com/books?id=PJzIt3SIlkUC&pg=PA1474 
  17. Sion, Edward M.; Holberg, J.B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard; Myszka, Janine (Ιούνιος 2014), «The White Dwarfs within 25 pc of the Sun: Kinematics and Spectroscopic Subtypes», The Astronomical Journal 147 (6): 11, doi:10.1088/0004-6256/147/6/129, 129 
  18. Sion, Edward M.; Holberg, J.B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (Δεκέμβριος 2009), «The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics», The Astronomical Journal 138 (6): 1681–1689, doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681 
  19. Burleigh, M.R.; Clarke, F.J.; Hogan, E.; Brinkworth, C. S.; Bergeron, P.; Dufour, P.; Dobbie, P.D.; Levan, A.J. και άλλοι. (Μάιος 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, doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00446.x 
  20. Farihi, J.; Barstow, M.A.; Redfield, S.; Dufour, P.; Hambly, N.C. (Ιούνιος 2010), «Rocky planetesimals as the origin of metals in DZ stars», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 404 (4): 2123–2135, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16426.x 
  21. Wyatt, M.C.; Farihi, J.; Pringle, J.E.; Bonsor, A. (Απρίλιος 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, doi:10.1093/mnras/stu183 
  22. Bailer-Jones, C.A.L. (Μάρτιος 2015), «Close encounters of the stellar kind», Astronomy & Astrophysics 575: 13, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35 
  23. Makarov, Valeri V. (2004), «A Substellar Companion to van Maanen 2», The Astrophysical Journal Letters 600 (1): L71–L73, doi:10.1086/381544 
  24. Farihi, J.; Becklin, E.E.; Macintosh, B.A. (Ιούνιος 2004), «Mid-Infrared Observations of van Maanen 2: No Substellar Companion», Astrophysical Journal Letters 608 (2): L109–L112, doi:10.1086/422502 
  25. Farihi, J.; Becklin, E.E.; Zuckerman, B. (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, doi:10.1086/588726 
Στο λήμμα αυτό έχει ενσωματωθεί κείμενο από το λήμμα Van Maanen 2 της Αγγλικής Βικιπαίδειας, η οποία διανέμεται υπό την GNU FDL και την CC-BY-SA 3.0. (ιστορικό/συντάκτες).