2 Andromedae
| Stern 2 Andromedae | |||||||||||||||||
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| AladinLite | |||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||
| Sternbild | Andromeda | ||||||||||||||||
| Rektaszension | 23h 02m 36,38s [1] | ||||||||||||||||
| Deklination | +42° 45′ 28,1″ [1] | ||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 5,10 mag [2] | ||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | +0,07 [3] | ||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | +0,11 [2] | ||||||||||||||||
| Spektralklasse | A1 V [4] | ||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (+2,52 ± 0,34) km/s [1] | ||||||||||||||||
| Parallaxe | (7,1904 ± 0,4055) mas [1] | ||||||||||||||||
| Entfernung | (454 ± 27) Lj (139 ± 8) pc [1] | ||||||||||||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | (−0,39 ± 0,16) mag [3] | ||||||||||||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (+60,326 ± 0,276) mas/a | ||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (−0,298 ± 0,310) mas/a | ||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||
| Masse | (2,7 ± 0,1) M☉ [3] | ||||||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | (8950 ± 250) K [3] | ||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||
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2 Andromedae (kurz 2 And) ist ein mit dem bloßen Auge gerade noch wahrnehmbarer Doppelstern[6] im nördlichen Sternbild Andromeda. Er ist unweit der Grenze zum Sternbild Eidechse gelegen. Seine scheinbare Gesamthelligkeit beträgt 5,10m.[2] Nach Parallaxen-Messungen der Raumsonde Gaia ist er etwa 454 Lichtjahre von der Erde entfernt.[1]
Doppelstern Bearbeiten
Die Doppelsternnatur von 2 And wurde 1889 vom amerikanischen Astronomen Sherburne Wesley Burnham am Lick-Observatorium entdeckt.[7] Von der Erde aus gesehen stehen die beiden Komponenten so eng beisammen, dass sie selbst in großen Teleskopen schwer zu trennen sind. Im Jahr 2011 betrug ihre Winkeldistanz 0,2 Bogensekunden.[8] Sie umlaufen einander mit einer Periode von etwa 74 Jahren auf einem stark elliptischen Orbit. Dessen Exzentrizität beträgt 0,800 ± 0,056, die große Halbachse 0.225 ± 0,011 Bogensekunden.[9]
Die scheinbare Helligkeit des leuchtkräftigeren Hauptsterns 2 And A beträgt etwa 5,24m, jene des Begleiters 2 And B 7,51m. Der B-V-Farbindex ergibt sich für 2 And A zu etwa 0,07m und für seinen Begleiter zu 0,23m.[3] Der daraus ableitbare Gesamt-B-V-Farbindex für das Doppelstern-System steht in guter Übereinstimmung mit dem gemessenen von 0,094m.[5]
Die in nebenstehender Tabelle angegebenen Werte für den Farbindex, die Masse usw. beziehen sich auf die Hauptkomponente 2 And A. Diese ist ein Hauptreihenstern oder eher bereits ein Unterriese[9] etwa der Spektralklasse A1. Ihre Masse dürfte ungefähr 2,7 Sonnenmassen betragen;[3] nach Kalkulationen aus den gemessenen Gaia-Daten besäße sie circa 3, 3 Sonnenmassen.[10] Die effektive Temperatur ihrer Photosphäre liegt bei rund 9000 Kelvin.[3] Obwohl 2 And A keinen signifikanten Infrarotexzess aufweist, ist der Stern ein Hüllenstern (englisch Shell star), dessen Spektrum aufgrund von zirkumstellaren Staubkörnern dünne, zeitlich veränderliche Absorptionslinien zeigt. Er dürfte daher von einer Trümmerscheibe umgeben sein, die von ihrer Kante betrachtet wird und in der auch Gas vorkommt.[11] Der Stern dreht sich sehr schnell mit einer projizierten Rotationsgeschwindigkeit von circa 212 km/s um seine eigene Achse.[12]
Der Begleiter 2 And B ist ein später A-Stern oder ein früher F-Stern, gehört also einer der Spektralklassen von etwa A8 bis F2 an. Er besitzt ungefähr 1,8 Sonnenmassen und eine effektive Temperatur seiner Photosphäre von 7720 ± 250 Kelvin. Ferner dürfte er diejenige Komponente sein, die für die beobachteten geringfügigen Helligkeitsschwankungen von 2 And verantwortlich ist. Die Forschergruppe um Jerzykiewicz et al. hält es für weniger wahrscheinlich, dass 2 And B, wie öfters vermutet, ein Delta-Scuti-Stern ist. Eher dürfte er ein ellipsoid veränderlicher Stern sein, der von einem Braunen Zwerg in einer engen Umlaufbahn umkreist wird.[3]
Weitere Begleiter Bearbeiten
Im Washington Double Star Catalog werden zwei weitere, entferntere Begleiter von 2 And A verzeichnet. Es handelt sich bei ihnen um scheinbare Begleiter, die nur zufällig von der Erde aus betrachtet fast in der gleichen Richtung am Himmel stehen, aber gravitativ nicht an 2 And A gebunden sind. Ihre Entfernung von der Erde ist auch erheblich größer. So ist die etwa 13,4m helle Komponente 2 And C, die zuerst 1911 von Burnham als möglicher Begleiter verzeichnet wurde und auch die Katalogbezeichnung UCAC2 46616605 trägt, den Parallaxenmessungen Gaias zufolge rund 8700 Lichtjahre entfernt.[13] Es handelt sich um einen Stern des Spektraltyps K, der im Jahr 2002 einen Winkelabstand von etwa 91 Bogensekunden zum Hauptstern hatte.[14][9] Die vierte, 10,9m helle Komponente 2And D wird auch als UCAC4 664-115189 bezeichnet und stand im Jahr 2002 circa in einer Winkeldistanz von 143,1 Bogensekunden von 2 And A. Sie ist ein Riesenstern etwa der Spektralklasse K1 III.[15][9] Ihr Abstand zur Erde beläuft sich auf etwa 2530 Lichtjahre.[16]
Weblinks Bearbeiten
- 2 And. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 24. August 2022.
Anmerkungen Bearbeiten
- ↑ a b c d e f Gaia data release 3 (Gaia DR3) für 2 And, Juni 2022.
- ↑ a b c Eintrag für 2 And im Bright Star Catalogue, 5. Auflage, 1991.
- ↑ a b c d e f g h M. et al. Jerzykiewicz: The 2003–2004 multisite photometric campaign for the β Cephei and eclipsing star 16 (EN) Lacertae with an appendix on 2 Andromedae, the variable comparison star. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 454. Jahrgang, Nr. 1, November 2015, S. 724–740, doi:10.1093/mnras/stv1958, arxiv:1508.05250, bibcode:2015MNRAS.454..724J (oup.com).
- ↑ Helmut A. Abt, Nidia I. Morrell: The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 99. Jahrgang, 1995, S. 135–172, doi:10.1086/192182, bibcode:1995ApJS...99..135A (harvard.edu [PDF]). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b E. Anderson, Ch. Francis: XHIP: An extended hipparcos compilation. In: Astronomy Letters. 38. Jahrgang, Nr. 5, Mai 2012, S. 331–346, doi:10.1134/S1063773712050015, arxiv:1108.4971, bibcode:2012AstL...38..331A. (Datensatz auf VizieR).
- ↑ P. P. Eggleton, A. A. Tokovinin: A catalogue of multiplicity among bright stellar systems. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389. Jahrgang, Nr. 2, September 2008, S. 869–879, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, arxiv:0806.2878, bibcode:2008MNRAS.389..869E (oup.com). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ S. W. Burnham: Sixteenth Catalogue of New Double Stars Discovered at the Lick Observatory. In: Publications of Lick Observatory. 2. Jahrgang, 1894, S. 197–205, bibcode:1894PLicO...2..197B.
- ↑ 2 And AB im Washington Double Star Catalog, 2001-2020.
- ↑ a b c d F. M. Rica Romero: Orbital elements for eight binaries. Study of the nature of wide components. I. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 46. Jahrgang, Oktober 2010, S. 263–277, bibcode:2010RMxAA..46..263R (unam.mx [PDF]).
- ↑ Gaia data release 3 (Gaia DR3) für 2 And A, Juni 2022.
- ↑ Aki Roberge, Alycia J. Weinberger: Debris Disks around Nearby Stars with Circumstellar Gas. In: The Astrophysical Journal. 676. Jahrgang, Nr. 1, März 2008, S. 509–517, doi:10.1086/527314, arxiv:0711.4561, bibcode:2008ApJ...676..509R (iop.org [PDF]).
- ↑ J. Zorec, F. Royer: Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities. In: Astronomy and Astrophysics. 537. Jahrgang, Januar 2012, A120, S. 22, doi:10.1051/0004-6361/201117691, arxiv:1201.2052, bibcode:2012A&A...537A.120Z (aanda.org). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ Gaia data release 3 (Gaia DR3) für UCAC2 46616605, Juni 2022.
- ↑ 2 And AB, C im Washington Double Star Catalog, 2001-2020.
- ↑ 2 And AB, D im Washington Double Star Catalog, 2001-2020.
- ↑ Gaia data release 3 (Gaia DR3) für UCAC4 664-115189, Juni 2022.