| الكتلة |
0٫7 كتلة شمسية  |
|---|---|
| سُمِّي باسم | |
| مؤشر اللون |
0٫55 |
| المكتشف أو المخترع | |
| زمن الاكتشاف أو الاختراع |
1917 |
| الكوكبة | |
| المسافة من الأرض |
4٫3144 فرسخ فلكي[1] |
| اختلاف المنظر |
231٫78 ملي ثانية القوس[1] |
| مركبة الميل الزاوي للحركة الذاتية |
−2٬711٫883 ملي ثانية القوس في السنة[1] |
| مركبة المطلع المستقيم للحركة الذاتية |
1٬231٫399 ملي ثانية القوس في السنة[1] |
| السرعة الشعاعية |
263 كيلومتر في الثانية[2] |
| الصنف الطيفي | |
| القدر الظاهري |
12٫374[5] |
| الإضاءة |
0٫000174 إضاءة شمسية |
| القدر المطلق |
14٫23 |
| نصف القطر |
0٫009 نصف قطر شمسي |
| الحقبة | |
| المطلع المستقيم |
12٫29124307222 درجة[1] |
| الميل |
5٫3886093969297 درجة[1] |
| درجة الحرارة الفعالة |
6٬106 كلفن[8] |
| الجاذبية السطحية |
نجم فان مانن (بالإنجليزية: Van Maanens Star) هو نجم قزم أبيض اكتشفة العالم الفلكي الهولندي «أدريان فان مانن» في عام 1917 في كوكبة الحوت. يبعد نجم «فان مانن» عنا نحو 14 سنة ضوئية وهو بذلك يكون ثالث قزم أبيض في بعده عنا بعد الشعرى اليمانية ب والشعرى الشامية ب. وهو نجم منفرد ولا يتبع نظاما نجميا.
صفاته
- يوجد في كوكبة الحوت
- مطلع مستقيم = 00/49/09.9
- الميل = +/05/23/19
- قدر ظاهري = 3و12
- تصنيف الطيف = DZ7
- B-Vمؤشر طيفي = +0,56
- U-Bمؤشر طيفي = +0,02
- R-Iمؤشر طيفي = +0,4
- تزيح = (231,9 ± 1,8)
- بعده (سنة ضوئية) = 14,1
- الكتلة = 0,7 كتلة شمسية
- نصف القطر (بالنسبة لنصف قطر الشمس) = 0,013
- شدة ضياء (بالنسبة للشمس) = <0,0002
- درجة الحرارة = 6750 كلفن
- معدنية (فلك) =
- دورانه حول محوره =
- عمره = ~ 4 مليار سنة
- تسمية أخرى HIP = 3829
- تسميات أخرى: = Gliese 35 • LFT 76 • LHS 7 • LTT 10292 • Wolf 28 • WD 0046+051
من خصائصه
يقع القزم الأبيض نجم فان مانن في كوكبة الحوت، على بعد نحو 2 درجة جنوبا من نجم «دلتا الحوت». ضوؤه ضعيف بحيث لا يمكن رؤياه بالعين المجردة. وهو مثل جميع الأقزام البيصاء الأخرى في كونه شديد الكثافة جدا، فبينما يقدر كتلته بنحو 63% من كتلة الشمس فلا يبلغ قطره سوى 1% من قطر الشمس.وتبلغ درجة حرارة جوه 6220 كلفن، أي أنه يعتبر نجما باردا. ونظرا لأن الأقزام البيضاء تفقد حرارتها بالإشعاع بالتدريج فيمكن أن تتخذ درجة الحرارة كمؤشر لمعرفة عمر النجم، وهذا التقدبير يشير إلى نحو 3 مليارات سنة.[9]
تقدر كتلة النجم الأصلي الذي تحول إلى هذا القزم الأبيض نحو 6و2 كتلة شمسية (أصبح 63و0 من كتلة الشمس بعد تحوله إلى قزم أبيض). وقد ظل النجم الأصلي في طور النسق الأساسي لمدة تقدر بنحو 9 × 108 سنوات. أي أن عمره الكامل يبلغ نجو 1و4 مليار سنة. وعندما غادر هذا النجم النسق الأساسي تمدد حتى أصبح عملاق أحمر عظيم وو صل نصف قطره نحو 1000 ضعف من نصف قطر الشمس، أي قد وصل نصف قطره إلى نحو 5 وحدة فلكية. أي كوكب كان في مدار حول النجم الأصلي يكون قد غاص في جوه بعد تمدده في هيئة عملاق أحمر. .[10]
التصنيف النجمي لنجم فان مانن هو من فئة DZ8, حيث يعني الحرفان DZ وجود عناصر أثقل من الهيليوم في طيفه، وهذا ما يسميه الفلكيون معدنية نجم. ويعد نجم فان مانن نموذجا حسنا للاقزام البيضاء. وطبقا لنماذج وضعها العلماء لوصف الأقزام البيضاء تهبط العناصر الثقيلة ذات كتلة أكبر من الهيليوم تحت الغلاف الضوئي للنجم تاركتا ورائها (أو أعلى منها) الهيدروجين والهيليوم فتبدو لنا في طيف النجم. وعلى هذا الأساس فلو ظهرت عناصر أثقل من الهيليوم في طيف قزم أبيض فلا بد أن يكون وجودها مصحوبا بمصدر خارجي، إذ عادة لا يمكن وجود عناصر أثقل من الهيليوم في الوسط البينجمي. فمصدر تلك العناصر ربما أن تكون بقايا كوكب ذو طبيعة أرضية تكون قد غطت سطح القزم الأبيض أثاء تحوله من نجم عادي إلى قزم أبيض.[11]
الأقزام البيضاء ذات طيف يشير إلى وجود نسب كبيرة لمعادن تكون لها عادة قرص حولها. وفي حالة نجم فان مانن، فلم تبدي مشاهدات طول الموجة 24 ميكرومتر أي فائض منها في نطاق الأشعة تحت الحمراء تكون قد تكونت تحت فعل قرص غباري.[12]
المراجع
- ^ ا ب ج د ه و مذكور في: Gaia Early Data Release 3. Stated in source according to: سيمباد. لغة العمل أو لغة الاسم: الإنجليزية. تاريخ النشر: 3 ديسمبر 2020.
- ^ "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system". Astronomy Letters (بالإنجليزية) (11): 759–771. Nov 2006. DOI:10.1134/S1063773706110065.
- ^ ا ب Pierre Bergeron (30 Jun 2017). "The Solar Neighborhood. XXXIX. Parallax Results from the CTIOPI and NOFS Programs: 50 New Members of the 25 parsec White Dwarf Sample". المجلة الفلكية (بالإنجليزية) (1): 32. DOI:10.3847/1538-3881/AA76E0.
{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link) - ^ ا ب Pierre Bergeron (30 يوليو 2015). "Physical properties of the current census of northern white dwarfs within 40 pc of the Sun". The Astrophysical Journal Supplement Series ع. 2: 19. DOI:10.1088/0067-0049/219/2/19.
- ^ "UBV(RI)CJHK observations of Hipparcos-selected nearby stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (بالإنجليزية) (4): 1949–1968. 21 Apr 2010. DOI:10.1111/J.1365-2966.2009.16182.X.
- ^ مذكور في: جايا داتا الإصدار 2. لغة العمل أو لغة الاسم: الإنجليزية. تاريخ النشر: 25 أبريل 2018.
- ^ مذكور في: سيمباد.
- ^ Pierre Bergeron (1 نوفمبر 2019). "Analysis of Helium-rich White Dwarfs Polluted by Heavy Elements in the Gaia Era". المجلة الفيزيائية الفلكية ع. 1: 74. DOI:10.3847/1538-4357/AB46B9.
{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link) - ^ Sion، Edward M.؛ وآخرون (ديسمبر 2009)، "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics"، The Astronomical Journal، ج. 138، ص. 1681–1689، arXiv:0910.1288، Bibcode:2009AJ....138.1681S، DOI:10.1088/0004-6256/138/6/1681
- ^ Burleigh، M. R.؛ وآخرون (مايو 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، ج. 386، ص. L5–L9، arXiv:0801.2917، Bibcode:2008MNRAS.386L...5B، DOI:10.1111/j.1745-3933.2008.00446.x
- ^ Farihi، J.؛ وآخرون (2010)، "Rocky planetesimals as the origin of metals in DZ stars"، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. 404، ص. 2123–2135، arXiv:1001.5025، Bibcode:2010MNRAS.404.2123F، DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.16426.x
{{استشهاد}}: الوسيط غير المعروف|شهر=تم تجاهله يقترح استخدام|تاريخ=(مساعدة) - ^ Farihi، J. (مايو 2005)، "Cool versus Ultracool White Dwarfs"، The Astronomical Journal، ج. 129، ص. 2382–2385، arXiv:astro-ph/0502134، Bibcode:2005AJ....129.2382F، DOI:10.1086/429527
