(Redirigido desde la estrella de Van Maanen )
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio 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 ) | –38 [6] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: +1,231.325 [2] mas / año Dec .: −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 ) | 14.23±0.05[3] |
| Details | |
| Mass | 0.68±0.02[7] M☉ |
| Radius | 0.011±0.001[7] R☉ |
| Luminosity | 0.00017[7] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 8.16±0.03[7] cgs |
| Temperature | 6,220±240[8] K |
| Age | 3.13[8] Gyr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Van Maanen 2 , o Van Maanen's Star , es la enana blanca solitaria más cercana conocida 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. [7] A una distancia de 14.1 años luz, es el tercero más cercano de su tipo de estrella después de Sirio B y Procyon B , en ese orden. [9] [10] Descubierto en 1917 por el astrónomo holandés-estadounidense Adriaan van Maanen , [11] Van Maanen 2 fue la tercera enana blanca identificada, después de 40 Eridani By Sirio B, y el primer ejemplo solitario.
Historial de observación [ editar ]
Mientras buscaba un compañero 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 minutos de arco al noreste. Estimó el movimiento anual apropiado de este último como 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. La clasificación espectral inicial fue de tipo F0. [11]
En 1918, el astrónomo estadounidense Frederick Seares obtuvo una magnitud visual refinada de 12,34, pero la distancia a la estrella seguía siendo desconocida. [13] Dos años después, van Maanen publicó una estimación de paralaje de 0.246 ″, dándole una magnitud absoluta de +14.8. Esto la convirtió en la estrella de tipo F más débil conocida en ese momento. [14] 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 acuñó. [15] Estas son estrellas que tienen una magnitud absoluta inusualmente baja para su clase espectral, muy por debajo de la secuencia principal en el diagrama de Hertzsprung-Russell de temperatura estelar versus luminosidad. [dieciséis]
La alta densidad de masa de las enanas blancas fue demostrada en 1925 por el astrónomo estadounidense Walter Adams cuando midió el desplazamiento al rojo gravitacional de Sirio B como 21 km / s. [17] En 1926, el astrofísico británico Ralph Fowler usó la nueva teoría de la mecánica cuántica para demostrar que estas estrellas están respaldadas por gas electrónico en un estado degenerado . [18] [19] El astrofísico británico Leon Mestel demostró en 1952 que la energía que emiten es el calor sobreviviente de la fusión nuclear ya 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 de edad preliminar de 10 11 / A años, donde A es el peso atómico medio de los núcleos en la estrella. [20]
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 , [21] [22] un anillo de escombros circunestelar. Tales anillos en algunos otros casos se han asociado con los planetas mismos.
Características [ editar ]
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 , [23] con un movimiento propio relativamente alto de 2.978 ″ anualmente a lo largo de un ángulo de posición de 155.538 °. [24] Es demasiado débil para ser visto a simple vista . [23] Al igual que otras enanas blancas, es una estrella muy densa: se ha estimado que su masa es de aproximadamente el 68% del Sol , pero solo tiene el 1% del radio del Sol . [7] La atmósfera exteriortiene una temperatura de aproximadamente 6.220 K , que es relativamente fría para una enana blanca. Como todas las enanas blancas irradian constantemente su calor con el tiempo, esta temperatura se puede usar para estimar su edad, que se estima en alrededor de 3 mil millones de años. [8]
El progenitor de esta enana blanca tenía aproximadamente 2.6 masas solares y permaneció en la secuencia principal durante aproximadamente 9 × 10 8 años . Esto le da a la estrella una edad total de aproximadamente 4,1 mil millones de años. Cuando esta estrella dejó la secuencia principal, se expandió en un gigante rojo que alcanzó un radio máximo de 650 veces el radio actual del Sol, o alrededor de 3 unidades astronómicas . Cualquier planeta que orbitara dentro de este radio habría quedado envuelto en la extensión de la estrella. [25]
La clasificación estelar de Van Maanen 2 es DZ8, donde el prefijo DZ denota presencia significativa de elementos más pesados que el helio en su espectro, lo que los astrónomos denominan metales . De hecho, esta estrella es el prototipo (arquetipo en la práctica) para las enanas blancas DZ8. Los modelos físicos de enanas blancas utilizados por los astrofísicos de hoy muestran que los elementos con una masa mayor que el helio se hundirían, todas las cosas son iguales , debajo de la fotosfera , dejando hidrógeno y helio visibles en el espectro; para que aparezcan elementos más pesados aquí se requiere una fuente externa. Es poco probable que se obtuvieron del medio interestelar. En cambio, la superficie de la estrella probablemente estaba cubierta de material circunestelar, como los restos de uno o más planetas terrestres rocosos . [26]
La masa total de metales en la atmósfera de Van Maanen 2 se estima en alrededor de 10 21 g, aproximadamente la misma masa que una luna grande como Ariel . [27] 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 repone a una velocidad de 10 7 g / s. Estos materiales podrían haberse acumulado en forma de múltiples planetesimales más pequeños que alrededor de 84 km que colisionan con la estrella. [28]
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, [29] como se ve en ciertas enanas blancas que tienen temperaturas inferiores a 4.000 K, como resultado de colisiones entre moléculas de hidrógeno o entre moléculas de hidrógeno y helio. [30]
Basado en la velocidad espacial de esta estrella, hizo perihelio hace 15.070 años, ya que entonces estaba a 3.1 ly (0.95 pc) del Sol. [31]
Posible compañero [ editar ]
La posibilidad de un compañero subestelar sigue siendo incierta. Al igual que en 2004, un artículo afirmó detectar esto [32] y uno lo descartó. [33] A partir de 2008, las observaciones con el telescopio espacial Spitzer parecen descartar cualquier compañero dentro de 1.200 UA de la estrella que tenga cuatro masas de Júpiter o más.
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Escultor |
| Ascensión recta | 00 h 05 m 24.4279 s [1] |
| Declinación | −37 ° 21 ′ 26.503 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 8,57 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M1.5V [2] |
| Índice de color U − B | +1.04 [3] |
| Índice de color B − V | +1,46 [3] |
| Tipo variable | POR [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | +23.6 ± 2 [5] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: +5,633.95 [1] mas / año Dec .: −2,336.69 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 230.1331 ± 0.0600 [6] mas |
| Distancia | 14.173 ± 0.004 ly (4.345 ± 0.001 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 10,35 [7] |
| Detalles | |
| Masa | 0.45 [8] –0.48 [9] M ☉ |
| Radio | 0.46–0.48 [10] R ☉ |
| Temperatura | 3.567 ± 110 [11] K |
| Metallicity [Fe / H] | −0.45 ± 0.09 [11] dex |
| Rotación | 60,1 ± 5,7 d [12] |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 4.8 [13] km / s |
| Años | (0.1 ± 0.1) [14] Myr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
Gliese 1 es una enana roja en la constelación Sculptor , que se encuentra en el hemisferio celeste sur. Es una de las estrellas más cercanas al Sol , a una distancia de 14.2 años luz . Debido a su proximidad a la Tierra, es un objeto de estudio frecuente y se sabe mucho sobre sus propiedades físicas y composición. Sin embargo, con una magnitud aparente de aproximadamente 8,5, es demasiado débil para ser visto a simple vista.
Historia [ editar ]
El movimiento propio de esta estrella fue documentado por primera vez por Benjamin Gould en 1885. En ese momento, la estrella fue identificada como Córdoba ZC 23h 1584. [15] Como se encuentra muy cerca del origen de las coordenadas astronómicas de ascensión recta durante la época de 1950 , se convirtió en la primera estrella, tanto en el Catálogo Gliese de estrellas cercanas y las Luyten medio segundo estrella catálogos . [16] [17]
Propiedades [ editar ]
La clasificación estelar de esta estrella ha sido clasificada de M1.5V a M4.0V por varias fuentes. [18] Se estima que Gliese 1 tiene 45–48% [8] [9] de la masa del Sol y 46–48% [10] del radio del Sol .
Se sospecha que esta estrella es una estrella variable tipo BY Draconis con la designación de estrella variable provisional NSV 15017 . [4] También se sospecha que es una estrella de bengala . [10] Al igual que otras estrellas de bengala , emite rayos X. [19] Se han medido las temperaturas de las capas de la atmósfera de esta estrella. [20]
Esta estrella ha sido examinada en busca de un compañero en órbita utilizando interferometría moteada en la parte infrarroja cercana del espectro. Sin embargo, no se encontró ningún compañero a un límite de magnitud de 10.5 a 1 UA desde el primario, hasta un límite de magnitud de 12.5 a 10 UA. [21] Las mediciones de velocidad radial tampoco han revelado la presencia de un compañero que orbita esta estrella. Esta búsqueda excluye un planeta con unas pocas masas terrestres que orbitan en la zona habitable, o un planeta con masa de Júpiter que orbita en un radio de 1 UA o menos. La velocidad radial muestra poca o ninguna variabilidad, con una precisión de medición de menos de 20 m / s. [8]
Los componentes de la velocidad espacial de esta estrella son U = +77.2, V = -99.5 y W = -35.6 km / s. [22] Está orbitando a través de la galaxia de la Vía Láctea con una excentricidad orbital de 0,45 y una distancia desde el núcleo galáctico que varía de 3.510 a 9.150 parsecs. En comparación, el Sol está actualmente a 8.500 parsecs del núcleo. [23] Las estrellas con altas velocidades peculiares se denominan estrellas fugitivas . Esta estrella tiene una alta velocidad peculiar de 111.3 km / s, y el vector de velocidad para esta estrella puede vincularla con el Tucana-Horologium y / o las asociaciones estelares AB Doradus .
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Aries |
| Ascensión recta | 02 h 00 m 12.959 s [1] |
| Declinación | + 13 ° 03 ′ 07.01 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 12.298 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M4.5 V [3] |
| Índice de color U − B | +1,37 [4] |
| Índice de color B − V | +1.80 [4] |
| Índice de color R − I | 1,39 [3] |
| Tipo variable | Estrella de la llamarada |
| Astrometria | |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: +1092.0 [1] mas / año Dec .: –1772.9 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 223.6349 ± 0.1066 [5] mas |
| Distancia | 14.584 ± 0.007 ly (4.472 ± 0.002 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | 14.03 [6] |
| Detalles | |
| Masa | 0.14 [7] M ☉ |
| Radio | 0.161 [8] R ☉ |
| Luminosidad | 0,00135 [9] L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 5.05 [7] cgs |
| Temperatura | 3,158 [8] K |
| Metallicity [Fe / H] | −0,14 [8] dex |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 3.8 [9] km / s |
| Años | 4.8 [7] Gyr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
L 1159-16 es una enana roja en la constelación norteña de Aries . Con una magnitud visual aparente normal de 12,3, es demasiado débil para ser visto a simple vista , aunque se encuentra relativamente cerca del Sol a una distancia de aproximadamente 14,6 años luz (4,5 parsecs ). Es una estrella fulgurante , lo que significa que puede aumentar repentinamente su brillo por cortos períodos de tiempo.
L 1159-16 es una estrella variable . Es una estrella en erupción, que muestra breves aumentos en el brillo debido a las erupciones de su superficie. En el ultravioleta , se han observado brotes de más de una magnitud. Además, muestra variaciones a largo plazo en el brillo que pueden deberse a las estrellas y la rotación, posiblemente clasificándolo como una variable BY Draconis . [11] Se le dio la designación de estrella variable TZ Arietis en 1970. [12]
Sistema planetario [ editar ]
En junio de 2019, se informaron tres planetas candidatos en órbita alrededor de L 1159-16 (GJ 83.1).
No hay comentarios:
Publicar un comentario