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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | 魚座 |
| 発音 | / v æ n ˈ m ʌ n ə n z / ) [ 1] |
| 赤経 | 00時49分9.89841秒[2] |
| 偏角 | +05° 23′ 18.9931″ [2] |
| 見かけの等級 （V） | 12.374 [3] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | DZ8 [4] |
| U−B色指数 | 0.064 [3] |
| B−V色指数 | 0.546 [3] |
| V−R色指数 | 0.268 [3] |
| R−I色指数 | 0.4 [5] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −12 ± 7 [6] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: +1,231.325 [2] マス/年 12 月: -2711.830 [2] マス/年 |
| 視差（π） | 231.7800 ± 0.0183 マス[7] |
| 距離 | 14.072 ± 0.001 光年 (4.3144 ± 0.0003 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 14.21 ± 0.03 [8] |
| 詳細[8] | |
| 質量 | 0.67 ± 0.02 メートル☉ |
| 半径 | 0.01129 ± 0.00066 [a] R ☉ |
| 明るさ | 1.622+0.156 −0.143× 10 −4 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 8.16 ± 0.03 cgs |
| 温度 | 6,130 ± 110 キロ |
| 年 | 3.45 ± 0.36 [b] ギガ |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
  ヴァン・マーネンの星 うお座のファン・マーネン星の位置 | |
ファン・マーネン2、またはファン・マーネンの星は、太陽系に最も近い既知の孤立白色矮星である。これはもはやエネルギーを生成していない高密度でコンパクトな恒星残骸であり、太陽の質量の約68％に相当しますが、半径は太陽のわずか1％です。[9] 14.1光年の距離で、シリウスB、プロキオンBに次いで、このタイプの恒星の中で3番目に近い星です。[10] [11] 1917年にオランダ系アメリカ人の天文学者アドリアーン・ファン・マーネンによって発見されたファン・マーネン2は、[12]エリダヌスB 、シリウスBに次いで3番目に特定された白色矮星であり、最初の孤立した例でした。[13]
観察履歴
1917年、オランダ系アメリカ人の天文学者アドリアン・ファン・マーネンは、固有運動の大きい恒星ラランド1299の伴星を探していた際、北東に数分角のところにさらに大きな固有運動を持つこの恒星を発見した。彼は後者の年間固有運動を3 秒角と推定した。この恒星は、トゥールーズのCarte du Cielカタログ用に1896年11月11日に撮影されたプレートに写っており、見かけの等級は12.3であった。[14]カルシウムと鉄のスペクトルにおける顕著な吸収特性から、ファン・マーネンはこの恒星にスペクトル分類F0を割り当て、[12]当初は「ファン・マーネンのF星」として知られていた。[14]
1918年、アメリカの天文学者フレデリック・シアーズは、視等級を12.34と精確に算出したが、星までの距離は不明のままだった。[15] 2年後、ファン・マーネンは視差を0.246″と推定し、絶対等級を+14.8とした。これにより、ファン・マーネンは当時知られている最も暗いF型星となった。[16] 1923年、オランダ系アメリカ人の天文学者ウィレム・ルイテンは、固有運動の大きい星に関する研究を発表し、その中で「ファン・マーネンの星」と名付けた星を、わずか3つしか知られていない白色矮星の1つと特定した。この用語は彼が作ったものだ。[17]これらは、スペクトル型にしては異常に低い絶対等級を持つ星で、恒星温度と光度のヘルツシュプルング・ラッセル図の主系列よりかなり下に位置する。 [18]
白色矮星の質量密度の高さは、1925年にアメリカの天文学者ウォルター・アダムスがシリウスBの重力赤方偏移を21 km/sと測定したときに実証されました。 [19] 1926年、英国の天体物理学者ラルフ・ファウラーは量子力学の新しい理論を使用して、これらの星が縮退状態の電子ガスによって支えられていることを示しました。[20] [21]英国の天体物理学者レオン・メステルは1952年に、それらが放出するエネルギーは過去の核融合からの熱の残存であることを実証しました。彼は、後者は白色矮星内ではもはや起こっていないことを示し、ファン・マーネン2の内部温度を6 × 10 6 Kと計算しました。彼は予備的な年齢を10 11 / A 年と推定しました。ここでAは星の核の平均原子量です。 [22]
2016年には、1917年に作られたこの恒星の分光写真板に、太陽系外の惑星物質の存在を示すカルシウム吸収線の形で、恒星の大気を汚染する惑星物質の存在を示す、最も古い証拠が示されていることが発見されました。 [23] [24] [25]
特徴
ファン・マーネン2は、太陽から14.1光年（4.3パーセク）離れたうお座にあり、うお座デルタ星の南約2°に位置している[26]。相対的な固有運動は比較的大きく、位置角は155.538°である。[27]ファン・マーネン2は、他のどの孤立した白色矮星よりも太陽に近い。肉眼で見るには暗すぎる。[26]他の白色矮星と同様に、非常に密度の高い星である。質量は太陽の約67%と推定されているが[28]、半径は太陽のわずか1% （地球の半径の1.23倍） である[8] [a]。外大気の温度は約6,110 Kで[28]、白色矮星としては比較的低温である。すべての白色矮星は時間の経過とともに着実に熱を放射するため、この温度からその年齢を推定することができ、約30億年であると考えられています。[29]
この白色矮星の起源は推定で太陽の2.6倍の質量を持ち、主系列に約9億年間留まっていた。このことから、この星の全体的な年齢は約41億年となる。この星は主系列を離れると赤色巨星に膨張し、最大半径は現在の太陽の半径の1,000倍、つまり約4.6天文単位に達した 。この半径内を周回する惑星は、この星の広がりの中に飲み込まれていたであろう。[30]
ファン・マーネン2の恒星分類はDZ8で、ヘリウム大気を持ち、スペクトル中に重元素（天文学者は金属と呼ぶ）がかなり多く含まれています。[31]実際、この恒星はDZ型白色矮星の原型（実際には原型）です。今日の天体物理学者が使用する白色矮星の物理モデルによると、ヘリウムよりも質量の大きい元素は、他のすべての条件が同じであれば、光球の下に沈み、水素とヘリウムがスペクトルに残ることになります。ここで重元素が見えるようになるには、最近の外部源が必要です。[32]星間物質は主に水素とヘリウムで構成されているため、そこから得られた可能性は低いです。 [31]代わりに、恒星の表面には、1つまたは複数の岩石質の地球型惑星の残骸などの星周物質が散らばっていた可能性があります。[32]
ヴァン・マーネン2の大気中の金属の総質量は約10 21 gと推定されており、これはアリエルのような大きな衛星とほぼ同じ質量である。[33]これらの汚染物質は約300万年の時間スケールで大気圏深くに沈んでいくため、10 7 g/sの速度で補充されていることがわかる。これらの物質は、約84 kmより小さい複数の微惑星の形で恒星に衝突して 集積した可能性がある。 [34]
スペクトルから光球の金属汚染レベルが高いことが分かる白色矮星は、しばしば恒星周縁円盤を持つ。ファン・マーネン2の場合、波長24μmでの観測では、 塵の多い円盤によって生成される可能性のある赤外線過剰は見られない。代わりに、顕著な不足がある。24μmでの予測フラックスは0.23mJyであるが、測定値は0.11±0.03mJyである。この不足は、恒星の大気中での衝突誘起吸収によって説明できるかもしれない。 [ 35]これは、水素分子同士または水素分子とヘリウムの衝突の結果として、温度が4,000K未満の特定の白色矮星で見られる。[36]
2015年に発表された論文では、この恒星の空間速度に基づくと、最も接近したのは15,070年前で、当時は太陽から3.1光年（0.95パーセク）であったことが判明したが、[37]その論文では古くて信頼性の低い視線速度測定が使用されている。[6]
可能な同伴者
恒星より小さい伴星が存在する可能性は不明である。2004年時点で、1つの論文ではこれの検出を主張したが[38] 、別の論文ではこれを否定した。[39] 2008年時点で、スピッツァー宇宙望遠鏡による観測では、恒星から1,200 AU以内に木星質量の4倍以上の伴星は存在しないとされている。[40]角度分離が1,200 AUから1,200 AUの範囲に、潜在的に固有運動する伴星は確認されていない。10°まで5秒角、質量が75MJ 以上[ 41 ]
参照
注記
- ^ abc 太陽の公称有効温度5,772 Kでシュテファン・ボルツマンの法則を適用すると、
- 。
- ^ ab これは単に冷却期である
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