반 마넨의 별

반 마넨의 별
van Maanen's Star

반 마넨의 별의 위치(붉은 점).
명칭
히파르코스 목록 3829
다른 이름 반 마넨 2, vMa2, G  001-027, 글리제 35, GCTP 160.00, LFT 76, LHS 7, LTT 10292, WD 0046+051, 볼프 28[1]
발견
발견자 아드리안 반 마넨
발견일 1917년
관측 정보
(역기점 J2000)
별자리 물고기자리
적경(α) 00h 49m 09.90175s[2]
적위(δ) +05° 23′ 19.0117″[2]
겉보기등급(m) 12.374[3]
절대등급(M) 14.23 ± 0.05[3]
위치천문학
시선속도 –38 km/s[4]
적경 고유운동 +1,236.90 mas/년[2]
적위 고유운동 −2709.19 mas/년[2]
연주시차 234.60 mas/년
성질
광도 0.00017 L☉[5]
나이 31.3억 년[6]
분광형 DZ8[7]
U-B 색지수 0.064[3]
B-V 색지수 0.546[3]
V-R 색지수 0.268[3]
R-I 색지수 0.4[1]
추가 사항
질량 0.68 ± 0.02 M☉[5]
반지름 0.011 ± 0.001 R☉[5]
표면온도 6,220 ± 240 K[6]
표면 중력 (log g) 8.16 ± 0.03 cgs[5]
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

반 마넨의 별(영어: van Maanen's Star) 또는 반 마넨 2(영어: van Maanen 2)는 백색왜성으로, 질량은 태양의 68%이지만 지름은 1%가 채 되지 않는다.[5] 반 마넨의 별은 태양으로부터 13.9 광년 떨어져 있고, 시리우스 B와 프로키온 B에 이어 세 번째로 가까우며 쌍성이 없는 백색왜성으로는 가장 가깝다.[8][9] 반 마넨의 별은 1917년 네덜란드-미국 천문학자 아드리안 반 마넨이 발견했다.[10] 반 마넨의 별은 에리다누스자리 40 B와 시리우스 B에 이어 세 번째로 발견된 백색왜성이었으며, 쌍성이 없는 백색왜성으로는 최초로 발견되었다.[11] 1917년 시행된 분광 관측 결과에 의하면 별 주변에 행성 관련 물질이 분포해 있을 것이다.

관측 역사

1917년 네덜란드-미국의 천문학자 아드리안 반 마넨은 고유운동이 매우 큰 별 글리제 33의 동반성을 찾다가, 북동쪽 몇 각분 바깥쪽에서 고유운동이 더 큰 별을 발견하였다. 반 마넨은 이 별의 고유운동을 3 각초로 추정하였다. 이 별은 이미 1896년 11월 11일에 촬영한 사진에 찍혀 있었고, 별 목록 "Carte du Ciel"에 겉보기등급 12.3인 별로 기록되어 있었다. 별의 분광형은 F0이었다.[10]

1918년 프레데릭 핸리 시어스는 겉보기등급을 12.34로 정확히 측정하였지만 별까지의 거리는 아직 알려지지 않았다.[12] 2년 후, 반 마넨은 시차를 0.246″으로 추정하여 별의 절대등급을 +14.8로 예상하였다. 이는 당시 알려진 F형 별로는 가장 어두웠다.[13] 1923년 윌렘 야콥 루이텐은 고유운동이 큰 별들에 대한 연구를 출판할 때 이 별을 "반 마넨의 별"이라고 불렀고, 이 별을 백색왜성으로 분류하였다.[14] 이 별들은 분광형에 비해 절대등급이 너무 낮아, 색등급도에서 주계열성 밑에 위치한다.[15]

2016년, 1917년 반 마넨의 별을 촬영했던 분광 사진에서 최초로 태양계 바깥에 행성계 물질이 존재한다는 증거를 찾아냈다.[16][17] 행성은 발견되지 않았지만, 행성 잔해로 이루어진 고리가 존재한다는 것이 확실해졌기 때문에 행성이 존재할 가능성도 높다.

특징

백색 왜성.

반 마넨의 별은 태양으로부터 13.9 광년 바깥, 물고기자리에 위치하고 있으며 물고기자리 델타에서 남쪽으로 약 2°지점에 있다.[18] 고유운동은 2.978″로 매우 큰 편이고, 위치각은 155.538°이다.[19] 반 마넨의 별은 맨눈으로 보이지 않는다.[18] 밀도는 다른 백색왜성처럼 매우 높으며, 질량은 태양의 68%이지만 지름은 태양의 1%밖에 되지 않는다.[5] 대기권 상부의 기온은 6,220 K이며, 백색왜성치고는 상당히 차가운 편이다. 백색왜성은 자신이 가진 열을 천천히 내보내기 때문에, 대기의 온도로 나이를 추정할 수 있다. 반 마넨의 별은 약 30억 년 정도 되었다고 여겨진다.[6]

반 마넨의 별의 모항성은 태양 질량의 2.6배로 추정되며, 9억 년 정도 주계열성에 머물렀을 것이다. 따라서 이 별의 총 나이는 41억 년이다. 별이 주계열성 단계를 마치고 적색거성이 되었을 때 최대 반경은 태양의 650배, 3 AU까지 부풀었으리라 추산된다. 이 안에서 별을 돌고 있던 행성이 있었다면 대기와 직접 상호작용했을 것이다.[20]

반 마넨의 별의 분광형은 DZ8인데, DZ는 스펙트럼에서 헬륨보다 무거운 원소, 즉 중원소가 포함되어 있음을 말한다. 백색왜성의 모델에 따르면, 헬륨보다 무거운 원소는 광구 밑으로 들어가 바깥에서는 수소와 헬륨밖에 보이지 않게 되는데, 반 마넨의 별에서는 중원소가 관측된다. 이 중원소가 성간매질에서 왔을 가능성은 매우 희박하므로, 별의 표면이 지구형 행성의 물질로 덮여 있을 가능성이 있다.[21] 반 마넨의 별의 대기의 총 질량은 1021 g으로 추정되며, 이는 위성 아리엘과 맞먹는다.[22] 오염 물질들은 대략 300만 년에 걸쳐 대기권 속으로 더 깊게 들어가게 되며, 들어가는 속도는 107 g/s 정도이다. 이 물질들이 별 주변에서 강착되어 크기 84 km 미만의 미행성 여러 개가 형성될 가능성도 있다.[23]

백색왜성 중 스펙트럼 상으로 철 함량이 많으면 보통 별주위원반이 존재할 것이라고 추정된다. 반 마넨의 별의 경우에는 파장 24 μm 대역에서는 먼지 원반으로 인해 생기는 적외선 과잉 현상이 일어나지 않지만, 과잉이 일어나는 대신 결손 현상이 일어난다. 24 μm 대역에서 예상되는 파속은 0.23 mJy이지만 측정된 값은 0.11 ± 0.03 mJy로, 별 대기에서의 충돌로 인한 흡수 때문이라고 추정된다.[24] 하지만 이는 일반적으로 수소 및 헬륨 분자와의 충돌로 인해 일어나며, 온도 4000 K 미만인 백색왜성에서만 일어나는 현상이라고 알려져 있다.[25]

별의 속도를 토대로 계산해보면, 반 마넨의 별은 15,070년 전 태양과 0.95 pc까지 접근했다.[26]

동반성 존재 가능성

갈색왜성 동반성이 있는지는 아직도 명확하지 않다. 2004년에 이 동반성의 존재를 확증하는 논문과[27] 부인하는 논문[28]이 동시에 출판되었다. 2008년 스피처 우주 망원경을 통해 관측한 결과, 1,200 AU 안에 4 MJ 정도의 동반성이 있을 가능성은 완전히 없어졌다.[29] 하지만, 더 멀리 또는 더 작은 동반성이 존재할 가능성은 아직 남아있다.

같이 보기

각주

  1. ↑ 가 나 “Van Maanen's star”, 《SIMBAD Astronomical Object Database》 (Centre de Données astronomiques de Strasbourg), 2008년 12월 8일에 확인함 
  2. ↑ 가 나 다 라 van Leeuwen, F. (November 2007), “Validation of the new Hipparcos reduction”, 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 
  3. ↑ 가 나 다 라 마 Koen, C.; 외. (April 2010), “UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars”, 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 403 (4): 1949–1968, Bibcode:2010MNRAS.403.1949K, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x 
  4. ↑ Aannestad, Per A.; 외. (March 1993), “Cool metallic-line white dwarfs, radial velocities, and interstellar accretion”, 《Astronomical Journal》 105 (3): 1033–1044, Bibcode:1993AJ....105.1033A, doi:10.1086/116491. 
  5. ↑ 가 나 다 라 마 바 Giammichele, N.; Bergeron, P.; Dufour, P. (April 2012), “Know Your Neighborhood: A Detailed Model Atmosphere Analysis of Nearby White Dwarfs”, 《The Astrophysical Journal Supplement》 199 (2): 29, arXiv:1202.5581, Bibcode:2012ApJS..199...29G, doi:10.1088/0067-0049/199/2/29.  Based on log L/L☉ = −3.77.
  6. ↑ 가 나 다 Sion, Edward M.; 외. (December 2009), “The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics”, 《The Astronomical Journal》 138 (6): 1681–1689, arXiv:0910.1288, Bibcode:2009AJ....138.1681S, doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681 
  7. ↑ McCook, G. P.; Sion, E. M. (August 2006), 《Spectroscopically Identified White Dwarfs》, Bibcode:2006yCat.3235....0M, 2010년 12월 4일에 확인함  VizieR On-line Data Catalog: III/235B
  8. ↑ 《The One Hundred Nearest Star Systems》, RECONS, 2008년 1월 1일, 2008년 12월 8일에 확인함 
  9. ↑ Holberg, J. B.; Oswalt, Terry D.; Sion, E. M. (May 2002), “A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars”, 《The Astrophysical Journal》 571 (1): 512–518, arXiv:astro-ph/0102120, Bibcode:2002ApJ...571..512H, doi:10.1086/339842 
  10. ↑ 가 나 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 
  11. ↑ Schatzman, Évry (1958), 《White Dwarfs》, North Holland Publishing Company, 2쪽 
  12. ↑ 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 
  13. ↑ 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".
  14. ↑ 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 
  15. ↑ Luyten, Willem J. (1923), “Bulletin Number 344 - A study of stars with large proper motions”, 《Lick Observatory Bulletin》 11: 1–32, Bibcode:1923LicOB..11....1L, doi:10.5479/ADS/bib/1923LicOB.11.1L —See p. 20.
  16. ↑ Farihi, J. (2016년 3월 12일). “Circumstellar debris and pollution at white dwarf stars”. 《New Astronomy Reviews》 71: 9–34. arXiv:1604.03092. Bibcode:2016NewAR..71....9F. doi:10.1016/j.newar.2016.03.001. 2016년 4월 15일에 확인함. 
  17. ↑ “1917 astronomical plate has first-ever evidence of exoplanetary system”. 《ScienceDaily》. 2016년 4월 15일에 확인함. 
  18. ↑ 가 나 Burnham, Robert (1978), 《Burnham's celestial handbook: an observer's guide to the universe beyond the solar system》, Dover books explaining science 3 2판, Courier Dover Publications, 1474–1477쪽, ISBN 0-486-23673-0 
  19. ↑ Sion, Edward M.; 외. (June 2014), “The White Dwarfs within 25 pc of the Sun: Kinematics and Spectroscopic Subtypes”, 《The Astronomical Journal》 147 (6): 11, arXiv:1401.4989, Bibcode:2014AJ....147..129S, doi:10.1088/0004-6256/147/6/129, 129. 
  20. ↑ Burleigh, M. R.; 외. (May 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, arXiv:0801.2917, Bibcode:2008MNRAS.386L...5B, doi:10.1111/j.1745-3933.2008.00446.x 
  21. ↑ Farihi, J.; 외. (June 2010), “Rocky planetesimals as the origin of metals in DZ stars”, 《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 
  22. ↑ Jacobson, R. A.; 외. (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. 
  23. ↑ Wyatt, M. C.; Farihi, J.; Pringle, J. E.; Bonsor, A. (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. 
  24. ↑ Farihi, J.; Jura, M.; Zuckerman, B. (April 2009), “Infrared Signatures of Disrupted Minor Planets at White Dwarfs”, 《The Astrophysical Journal》 694 (2): 805–819, arXiv:0901.0973, Bibcode:2009ApJ...694..805F, doi:10.1088/0004-637X/694/2/805 
  25. ↑ Farihi, J. (May 2005), “Cool versus Ultracool White Dwarfs”, 《The Astronomical Journal》 129 (5): 2382–2385, arXiv:astro-ph/0502134, Bibcode:2005AJ....129.2382F, doi:10.1086/429527 
  26. ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015), “Close encounters of the stellar kind”, 《Astronomy & Astrophysics》 575: 13, arXiv:1412.3648, Bibcode:2015A&A...575A..35B, doi:10.1051/0004-6361/201425221, A35. 
  27. ↑ Makarov, Valeri V. (2004), “A Substellar Companion to van Maanen 2”, 《The Astrophysical Journal Letters》 600 (1): L71–L73, Bibcode:2004ApJ...600L..71M, doi:10.1086/381544 
  28. ↑ Farihi, J.; Becklin, E. E.; Macintosh, B. A. (June 2004), “Mid-Infrared Observations of 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 
  29. ↑ 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, arXiv:0804.0237, Bibcode:2008ApJ...681.1470F, doi:10.1086/588726 

외부 링크

좌표: 하늘 지도 00h 49m 09.90175s, +05° 23′ 19.0117″