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de Maanen 2

Van Maanen 2 , o 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 el equivalente a aproximadamente el 68% de la masa del Sol, pero solo el 1% de su radio. [9] A una distancia de 14,1 años luz, es la tercera estrella de su tipo más cercana después de Sirio B y Proción B , en ese orden. [10] [11] Descubierta en 1917 por el astrónomo holandés-estadounidense Adriaan van Maanen , [12] Van Maanen 2 fue la tercera enana blanca identificada, después de 40 Eridani B y Sirio B, y el primer ejemplo solitario. [13]

Historial de observación

En 1917, mientras buscaba una compañera para la gran estrella de movimiento propio Lalande 1299 , el astrónomo holandés-estadounidense Adriaan van Maanen descubrió esta estrella con un movimiento propio aún mayor a unos pocos minutos de arco al noreste. Estimó el movimiento propio anual de esta última 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 mostró una magnitud aparente de 12,3. [14] Las características prominentes de absorción de calcio y hierro en el espectro llevaron a van Maanen a asignarle una clasificación espectral de F0, [12] y se la conoció inicialmente como "la estrella F de van Maanen". [14]

En 1918, el astrónomo estadounidense Frederick Seares obtuvo una magnitud visual refinada de 12,34, pero la distancia a la estrella permaneció desconocida. [15] Dos años después, van Maanen publicó una estimación de paralaje de 0,246″, lo que le dio una magnitud absoluta de +14,8. Esto la convirtió en la estrella de tipo F más débil conocida en ese momento. [16] 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 únicas enanas blancas conocidas , un término que él acuñó. [17] Se trata de estrellas que tienen una magnitud absoluta inusualmente baja para su clase espectral , que se encuentra muy por debajo de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell de temperatura estelar frente a luminosidad. [18]

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. [19] En 1926, el astrofísico británico Ralph Fowler utilizó la nueva teoría de la mecánica cuántica para demostrar que estas estrellas están sostenidas por gas de electrones en un estado degenerado . [20] [21] El astrofísico británico Leon Mestel demostró en 1952 que la energía que emiten es el calor sobreviviente de la fusión nuclear pasada . Demostró que esta última ya no ocurre dentro de una enana blanca, y calculó 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. [22]

En 2016, se descubrió que una placa espectrográfica de la estrella realizada en 1917 proporciona evidencia –la más antigua conocida– de materia planetaria fuera del Sistema Solar , [23] [24] [25] en forma de líneas de absorción de calcio que indican la presencia de material planetario contaminando la atmósfera estelar.

Características

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 , [26] con un movimiento propio relativamente alto de 2,978″ anuales a lo largo de un ángulo de posición de 155,538°. [27] Está más cerca del Sol que cualquier otra enana blanca solitaria. Es demasiado débil para ser vista a simple vista . [26] Al igual que otras enanas blancas, es una estrella muy densa: su masa se ha estimado en alrededor del 67% de la del Sol , [28] pero tiene solo el 1% del radio del Sol (1,23 veces el radio de la Tierra ) [8] [a] La atmósfera exterior tiene una temperatura de aproximadamente 6.110  K , [28] que es relativamente fría para una enana blanca. Como todas las enanas blancas irradian su calor de forma constante a lo largo del tiempo, esta temperatura se puede utilizar para estimar su edad, que se cree que ronda los 3 mil millones de años. [29]

Se estima que el progenitor de esta enana blanca tenía unas 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 unos 4.100 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 unas 4,6  unidades astronómicas . Cualquier planeta que orbitara dentro de este radio habría quedado envuelto en 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 llaman 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 masa mayor que el helio se hundirían, en igualdad de condiciones , debajo de la fotosfera , dejando que el hidrógeno y el helio sean visibles en el espectro; para que aparezcan elementos más pesados ​​​​aquí se requiere una fuente externa reciente. [32] Es poco probable que se obtuvieran del medio interestelar , ya que este se compone 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 rocosos y terrestres . [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 una velocidad de 10 7  g/s. Estos materiales podrían haberse acumulado en forma de múltiples planetesimales más pequeños que unos 84 km que chocaron con la estrella. [34]

Las enanas blancas con un espectro que indica altos niveles de contaminación metálica 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 de 0,23 m Jy , mientras que el valor medido es de 0,11 ± 0,03 mJy . Este déficit puede explicarse por la absorción inducida por colisiones en la atmósfera de la estrella, [35] como se ve en ciertas enanas blancas que tienen temperaturas inferiores a 4000 K, como resultado de colisiones entre moléculas de hidrógeno o entre moléculas de hidrógeno y helio. [36]

Un artículo publicado en 2015 descubrió que, basándose en la velocidad espacial de esta estrella, realizó su aproximación más cercana hace 15.070 años, ya que entonces estaba a 3,1 años luz (0,95 pc) del Sol, [37] aunque utiliza una medición de velocidad radial obsoleta y poco confiable. [6]

Posible compañero

La posibilidad de un compañero subestelar sigue siendo incierta. En 2004, un artículo afirmaba haberlo detectado, [38] mientras que otro lo descartaba. [39] En 2008, las observaciones con el telescopio espacial Spitzer parecen descartar cualquier compañero dentro de 1200  UA 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]

Véase también

Notas

  1. ^ abc Aplicando la ley de Stefan-Boltzmann con una temperatura solar efectiva nominal de 5.772  K :
    .
  2. ^ ab Esta es solo la era del enfriamiento

Referencias

  1. ^ Dickinson, David (17 de diciembre de 2012), "Astro-Challenge: Hunting for Van Maanen's Star", Astro Guyz , archivado desde el original el 28 de abril de 2019 , consultado el 28 de abril de 2019 .
  2. ^ abcd Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  3. ^ abcd Koen, C.; et al. (Abril de 2010), "Observaciones UBV (RI) C JHK 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 .
  4. ^ McCook, GP; Sion, EM (agosto de 2006), "Enanas blancas identificadas espectroscópicamente", Catálogo de datos en línea VizieR , Bibcode :2006yCat.3235....0M , consultado el 4 de diciembre de 2010 .Catálogo de datos en línea de VizieR: III/235B
  5. ^ ab "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 .
  6. ^ ab Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (agosto de 2021), "Velocidades radiales astrométricas para estrellas cercanas", Astronomy & Astrophysics , 652 : A45, arXiv : 2105.09014 , Bibcode : 2021A&A...652A..45L, doi : 10.1051/0004-6361/202141344, S2CID  234778154, A45.
  7. ^ Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Fe de erratas:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro EDR3 de Gaia para esta fuente en VizieR .
  8. ^ abc Subasavage, John P.; et al. (julio de 2017), "El vecindario solar. XXXIX. Resultados de paralaje de los programas CTIOPI y NOFS: 50 nuevos miembros de la muestra de enanas blancas de 25 parsecs", The Astronomical Journal , 154 (1): 24, arXiv : 1706.00709 , Bibcode :2017AJ....154...32S, doi : 10.3847/1538-3881/aa76e0 , S2CID  119189852, 32.
  9. ^ Giammichele, N.; et al. (abril de 2012), "Conozca su vecindario: un análisis detallado de la atmósfera del modelo de 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.
  10. ^ Los cien sistemas estelares más cercanos, RECONS, 2008-01-01 , consultado el 2008-12-08 .
  11. ^ Holberg, JB; et al. (mayo de 2002), "Una determinación de la densidad local de estrellas enanas blancas", The Astrophysical Journal , 571 (1): 512–518, arXiv : astro-ph/0102120 , Bibcode :2002ApJ...571..512H, doi :10.1086/339842, S2CID  14231823.
  12. ^ ab van Maanen, A. (diciembre de 1917), "Dos estrellas débiles con gran movimiento propio", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 29 (172): 258–259, Bibcode :1917PASP...29..258V, doi : 10.1086/122654 .
  13. ^ Schatzman, Évry (1958), Enanas blancas , North Holland Publishing Company, pág. 2.
  14. ^ ab 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.
  15. ^ Seares, FH (1918), "Magnitudes y colores de tres estrellas débiles de gran movimiento propio", Publications of the Astronomical Society of the Pacific , 30 (175): 191–192, Bibcode :1918PASP...30..191S, doi : 10.1086/122724 .
  16. ^ van Maanen, Adriaan (1920), "No. 182. La determinación fotográfica de paralajes estelares con el reflector de 60 pulgadas. Cuarta serie.", Contribuciones del Observatorio del Monte Wilson , 182 : 1–35, Bibcode :1920CMWCI.182....1V.—van Maanen identificó la estrella como "Anon. 1".
  17. ^ 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.
  18. ^ Luyten, Willem J. (1923), "Boletín número 344 - Un estudio de estrellas con grandes movimientos propios", Lick Observatory Bulletin , 11 : 1–32, Bibcode :1923LicOB..11....1L, doi :10.5479/ADS/bib/1923LicOB.11.1L.—Véase pág. 20.
  19. ^ Adams, WS (1925), "El desplazamiento de la relatividad de las líneas espectrales en la compañera de Sirio", The Observatory , 48 (7): 337–342, Bibcode :1925Obs....48..337A.
  20. ^ Fowler, RH (1926), "Sobre la materia densa", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 87 (2): 114–122, Bibcode :1926MNRAS..87..114F, doi : 10.1093/mnras/87.2.114 .
  21. ^ Harman, Peter Michael; Mitton, Simon (2002), Cambridge Scientific Minds , Cambridge University Press, págs. 230-232, ISBN 0-521-78612-6.
  22. ^ Mestel, L. (1952), "Sobre la teoría de las estrellas enanas blancas. I. Las fuentes de energía de las enanas blancas", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 112 : 583–597, Bibcode :1952MNRAS.112..583M, doi : 10.1093/mnras/112.6.583 .
  23. ^ Zuckerman, Benjamin (2015), Dufour, Patrick; Bergeron, Pierre; Fontaine, Gilles (eds.), "Reconocimiento de la primera evidencia observacional de un sistema planetario extrasolar", Astronomical Society of the Pacific Conference Series , Astronomical Society of the Pacific Conference, 493 (19.º taller europeo sobre enanas blancas), Astronomical Society of the Pacific: 291, arXiv : 1410.2575 , Bibcode :2015ASPC..493..291Z, ISBN 978-1-58381-870-1.
  24. ^ Farihi, J. (12 de marzo de 2016), "Residuos circumestelares 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.
  25. ^ "La placa astronómica de 1917 contiene la primera evidencia de un sistema exoplanetario", ScienceDaily , consultado el 15 de abril de 2016 .
  26. ^ ab Burnham, Robert (1978), Manual celestial de Burnham: una guía para el observador del universo más allá del sistema solar, Dover books explaining science, vol. 3 (2.ª ed.), Courier Dover Publications, págs. 1474–1477, ISBN 0-486-23673-0.
  27. ^ Sion, Edward M.; et al. (junio de 2014), "Las enanas blancas a 25 pc del Sol: cinemática y subtipos espectroscópicos", The Astronomical Journal , 147 (6): 11, arXiv : 1401.4989 , Bibcode :2014AJ....147..129S, doi :10.1088/0004-6256/147/6/129, S2CID  119184859, 129.
  28. ^ ab 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.
  29. ^ Sion, Edward M.; et al. (diciembre de 2009), "Las enanas blancas a 20 pársecs del Sol: cinemática y estadística", The Astronomical Journal , 138 (6): 1681–1689, arXiv : 0910.1288 , Bibcode :2009AJ....138.1681S, doi :10.1088/0004-6256/138/6/1681, S2CID  119284418.
  30. ^ Burleigh, MR; et al. (mayo de 2008), "El sondeo 'DODO' - I. Límites de los compañeros ultrafríos de masa subestelar y planetaria de la estrella de van Maanen (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.
  31. ^ ab Farihi, Jay (marzo de 2011), "Evidencia de restos de sistemas planetarios terrestres en enanas blancas", Sistemas planetarios más allá de la secuencia principal: Actas de la Conferencia Internacional , Actas de la Conferencia AIP, vol. 1331, págs. 193–210, arXiv : 1010.6067 , Bibcode :2011AIPC.1331..193F, doi :10.1063/1.3556201.
  32. ^ ab Farihi, J.; et al. (junio de 2010), "Planetesimales rocosos como origen de metales en estrellas DZ", 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.
  33. ^ Jacobson, RA; et al. (junio de 1992), "Las masas de Urano y sus satélites principales a partir de datos de seguimiento de la Voyager y datos satelitales uranianos basados ​​en la Tierra", The Astronomical Journal , 103 (6): 2068–2078, Bibcode :1992AJ....103.2068J, doi :10.1086/116211.
  34. ^ Wyatt, MC; et al. (abril de 2014), "Acreción estocástica de planetesimales sobre enanas blancas: restricciones en la distribución de masa del material acrecentado a partir de la contaminación atmosférica", 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.
  35. ^ Farihi, J.; et al. (abril de 2009), "Firmas infrarrojas de planetas menores alterados en 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.
  36. ^ Farihi, J. (mayo de 2005), "Enanas blancas frías versus ultrafrías", The Astronomical Journal , 129 (5): 2382–2385, arXiv : astro-ph/0502134 , Bibcode :2005AJ....129.2382F, doi :10.1086/429527, S2CID  16849900.
  37. ^ Bailer-Jones, CAL (marzo de 2015), "Encuentros cercanos de tipo estelar", Astronomy & Astrophysics , 575 : 13, arXiv : 1412.3648 , Bibcode :2015A&A...575A..35B, doi :10.1051/0004-6361/201425221, S2CID  59039482, A35.
  38. ^ Makarov, Valeri V. (2004), "Un compañero subestelar de van Maanen 2", The Astrophysical Journal Letters , 600 (1): L71–L73, Bibcode :2004ApJ...600L..71M, doi : 10.1086/381544 .
  39. ^ Farihi, J.; et al. (Junio ​​de 2004), "Observaciones en el infrarrojo medio de 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.
  40. ^ Farihi, J.; et al. (julio de 2008), "Observaciones de enanas blancas en el Spitzer IRAC. II. Compañeros planetarios masivos y enanas marrones frías de degenerados jóvenes y viejos", The Astrophysical Journal , 681 (2): 1470–1483, arXiv : 0804.0237 , Bibcode :2008ApJ...681.1470F, doi :10.1086/588726, S2CID  15490630.
  41. ^ Kervella, Pierre; et al. (marzo de 2019), "Compañeros estelares y subestelares de estrellas cercanas de Gaia DR2. Binaridad a partir de una 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.