반 마넨의 별
1. 개요
반 마넨의 별은 물고기자리에 위치한 백색 왜성으로, 1917년 아드리안 반 마넨에 의해 발견되었다. 지구에서 약 13.9광년 떨어져 있으며, 매우 큰 고유 운동을 보인다. 2016년에는 이 별의 대기를 오염시키는 행성 물질의 증거가 발견되었다. 반 마넨의 별은 태양 질량의 68% 정도이며, 대기 온도는 약 6,220 켈빈으로 추정된다. 스펙트럼 분석 결과, 헬륨보다 무거운 원소가 관측되어 지구형 행성 물질이 표면에 존재할 가능성이 제기되었으며, 별 주변에 미행성체들이 형성될 수 있다는 연구 결과도 있다. 또한, 이 별은 약 15,070년 전에 태양과 근접했던 것으로 계산되었다.
| 이름 | 반 마넨의 별 |
|---|---|
| 다른 이름 | 반 마넨 2, vMa2, 볼프 28, BD=+18°2165, HIP 3829, G 001-027, GJ 35, GCTP 160.00, LFT 76, LHS 7, LTT 10292, WD 0046+051 |
| 별자리 | 물고기자리 |
|---|---|
| 적경 (J2000.0) | 00시 49분 09.8983368349초 |
| 적위 (J2000.0) | +5도 23분 18.993821006초 |
| 시선 속도 | 263.00 ± 4.9 km/s |
| 고유 운동 | 적경: 1,231.399 밀리초/년, 적위: -2,711.883 밀리초/년 |
| 연주 시차 | 231.7800 밀리초 |
| 겉보기 등급 | 12.374 |
| 절대 등급 | 14.1993 |
이미지 준비중입니다.
| 분광형 | DZ8 |
|---|---|
| B-V 색지수 | 0.546 |
| U-B 색지수 | 0.064 |
| V-R 색지수 | 0.268 |
| R-I 색지수 | 0.4 |
| 질량 | 0.70 M☉ |
| 반지름 | 0.013 R☉ |
| 표면 중력 | 8.16 cgs |
| 표면 온도 | 6,130 K |
| 광도 | 0.0002 L☉ |
| 나이 | 1 x 10^10 년 |
-
백색왜성 -
시리우스
시리우스는 밤하늘에서 가장 밝은 별로, 8.6광년 거리에 있는 쌍성계이며, 고대 이집트에서 나일 강 범람 예측에 중요했고, 여러 문화권에서 신화와 전설의 중심이 되었으며, 색깔에 대한 역사적 논쟁과 에드먼드 핼리의 고유 운동 관측으로 알려져 과학과 대중문화에 널리 사용된다. -
백색왜성 -
프로키온
프로키온은 작은개자리에 있는 밝은 쌍성계로, F형 주계열성 단계를 거의 마친 주성 프로키온 A와 백색 왜성인 프로키온 B로 이루어져 밤하늘에서 여덟 번째로 밝게 보이며 여러 문화권에서 숭배받고 과학적으로 연구되는 별이다. -
히파르코스 천체 -
쉐다르
쉐다르는 카시오페이아자리의 별로, 아랍어로는 "가슴", 중국에서는 '왕량사'로 불리며, 북반구에서 쉽게 관측할 수 있는 적색 초거성이다. -
히파르코스 천체 -
시리우스
시리우스는 밤하늘에서 가장 밝은 별로, 8.6광년 거리에 있는 쌍성계이며, 고대 이집트에서 나일 강 범람 예측에 중요했고, 여러 문화권에서 신화와 전설의 중심이 되었으며, 색깔에 대한 역사적 논쟁과 에드먼드 핼리의 고유 운동 관측으로 알려져 과학과 대중문화에 널리 사용된다. -
국부 거품 -
백조자리 61
백조자리 61은 11.36광년 거리에 있는, 큰 고유 운동과 시차 측정으로 유명한 '베셀의 별'이라고도 불리는 K형 주계열성 쌍성계이다. -
국부 거품 -
스트루베 2398
스트루베 2398은 HD 173739(스트루베 2398 A, 글리제 725 A)와 HD 173740(스트루베 2398 B, 글리제 725 B)로 이루어진 이중성계입니다.
2. 관측 역사
1917년 네덜란드계 미국인 천문학자 아드리안 반 마넨은 고유운동이 큰 별을 찾던 중 반 마넨의 별을 발견했다. 그는 이 별의 고유운동을 3 각초로 추정했다. 이 별은 1896년 11월 11일에 촬영된 사진에 이미 겉보기등급 12.3인 별로 기록되어 있었다. 반 마넨은 이 별의 별 스펙트럼에서 칼슘과 철의 흡수선이 두드러지게 나타나는 것을 보고 분광형을 F0으로 추정했다.
1918년 프레데릭 시어스는 겉보기등급을 12.34로 더 정확하게 측정했다. 1923년 윌렘 야콥 루이텐은 고유운동이 큰 별들에 대한 연구를 발표하면서 이 별을 "반 마넨의 별"이라고 명명하고, 백색왜성으로 분류했다.
2016년에는 1917년 반 마넨의 별을 촬영했던 분광 사진에서 태양계 바깥 행성계 물질의 증거가 발견되었다. 이는 별의 대기를 오염시키는 행성 물질의 존재를 나타내는 칼슘 흡수선 형태로 나타났다.
3. 특징
반 마넨의 별은 물고기자리에 있으며, 지구에서 약 13.9 광년 떨어져 있다. 고유운동은 2.978″로 매우 크며, 위치각은 155.538°이다. 맨눈으로는 보이지 않는다.
이 별은 밀도가 매우 높은데, 질량은 태양의 약 68%이지만, 지름은 태양의 1% (지구 반지름의 약 1.23배)에 불과하다. 대기권 상부의 기온은 약 6,110 K로, 백색왜성치고는 상당히 차가운 편이다. 백색왜성은 천천히 열을 방출하며 식어가기 때문에, 대기 온도로 별의 나이를 추정할 수 있는데, 반 마넨의 별은 약 30억 년 전에 형성된 것으로 추정된다.
반 마넨의 별의 모항성은 태양 질량의 약 2.6배였을 것으로 추정되며, 약 9억 년 동안 주계열성으로 존재했을 것이다. 따라서 이 별의 총 나이는 약 41억 년으로 추정된다. 이 별이 주계열성 단계를 마치고 적색거성이 되었을 때, 최대 태양 반지름의 1,000배(약 4.6 AU)까지 팽창했을 것으로 추산된다.
별의 속도를 토대로 계산해보면, 반 마넨의 별은 15,070년 전 태양에 약 0.95 pc까지 접근했었다.
3.1. 분광학적 특징
반 마넨 2의 분광형은 DZ8인데, DZ는 스펙트럼에 헬륨보다 무거운 원소, 즉 중원소가 포함되어 있음을 말한다. 실제로 이 별은 DZ 백색 왜성의 원형이다. 현재 천체 물리학자들이 사용하는 백색 왜성의 물리적 모델에 따르면, 헬륨보다 질량이 큰 원소는 다른 모든 조건이 동일할 때 광구 아래로 가라앉아 스펙트럼에서 수소와 헬륨만 보이게 된다. 따라서 이곳에 무거운 원소가 나타나려면 최근의 외부 원천이 필요하다. 이들은 주로 수소와 헬륨으로 구성된 성간 매질에서 얻어졌을 가능성은 낮다. 대신, 별의 표면은 하나 이상의 암석형 지구형 행성의 잔해와 같은 성간 물질로 덮여 있었을 가능성이 높다.
반 마넨 2의 대기 중 금속의 총 질량은 약 1021 g로 추정되며, 이는 아리엘과 같은 큰 위성의 질량과 거의 같다. 이러한 오염 물질은 약 300만 년의 시간 척도로 대기 깊숙이 가라앉을 것이며, 이는 물질이 107 g/s의 속도로 보충되고 있음을 나타낸다. 이러한 물질은 약 84 km보다 작은 여러 개의 미행성이 별과 충돌하는 형태로 부착되었을 수 있다.
광구에 높은 수준의 금속 오염을 나타내는 스펙트럼을 가진 백색 왜성은 종종 원반을 가지고 있다. 반 마넨 2의 경우, 24 μm 파장에서의 관측은 먼지 원반에 의해 생성될 수 있는 적외선 과잉을 보여주지 않는다. 대신 눈에 띄는 부족이 있다. 24 μm에서 예측된 플럭스는 0.23 mJy인 반면, 측정된 값은 0.11 ± 0.03 mJy이다. 이러한 부족은 수소 분자 간의 충돌 또는 수소 분자와 헬륨 간의 충돌의 결과로, 4,000 K 이하의 온도를 가진 특정 백색 왜성에서 보이는 바와 같이, 별의 대기에서 충돌 유발 흡수에 의해 설명될 수 있다.
3.2. 별주위 원반
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. 하지만 이는 일반적으로 수소 분자 간의 충돌 또는 수소 분자와 헬륨 간의 충돌로 인해 일어나며, 온도 4000 K 미만인 백색왜성에서만 일어나는 현상이라고 알려져 있다.