Gamma Coronae Borealis
| Doppelstern γ Coronae Borealis | |||||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Nördliche Krone | ||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 15h 42m 44,57s[1] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination | +26° 17′ 44,3″[1] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [4] | 3,84[2] (3,80 – 3,86)[3] mag | ||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | −12,10 ± 0,9 km/s[5] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 22,33 ± 0,50 mas[1] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung [6] | 146 ± 4 Lj (44,8 ± 1,0 pc) | ||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung:[1] | |||||||||||||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | −111,65 ± 0,39 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | 49,52 ± 0,43 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||
| Orbit[7] | |||||||||||||||||||||||||||||
| Periode | 91,2 ± 0,4 a | ||||||||||||||||||||||||||||
| Große Halbachse | 0,729 ± 0,006″ | ||||||||||||||||||||||||||||
| Exzentrizität | 0,48 ± 0,01 | ||||||||||||||||||||||||||||
| Bahnneigung | 94,45 ± 0,07° | ||||||||||||||||||||||||||||
| Argument des Knotens | 111,75 ± 0,09° | ||||||||||||||||||||||||||||
| Epoche des Periastrons | Jahr 1931,6 ± 0,3 | ||||||||||||||||||||||||||||
| Argument der Periapsis | 103,8 +0,6−0,5° | ||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | ||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [4] | A | 4,04 mag | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 5,6 mag | ||||||||||||||||||||||||||||
| Typisierung: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[2] | A | B9 IV od. A0 IV | |||||||||||||||||||||||||||
| B | A3 V | ||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Absolute vis. Helligkeit Mvis[7] |
A | 0,80 ± 0,05 mag | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 2,35 ± 0,05 mag | ||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[8] | A | ~ 2,8 M☉ | |||||||||||||||||||||||||||
| B | ~ 1,7 M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||||||||
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γ Coronae Borealis (Gamma Coronae Borealis, kurz γ CrB) ist ein Doppelstern im Sternbild Nördliche Krone.
Eigenschaften
BearbeitenDoppelsternsystem
BearbeitenDas γ-Coronae-Borealis-System befindet sich in einer Entfernung von 45 Parsec (ca. 146 Lichtjahre) zur Sonne.[6] Der Hauptstern des Systems heißt γ Coronae Borealis A (4,0 mag, Spektraltyp B9 oder A0), der Begleiter γ Coronae Borealis B (5,6 mag, Spektraltyp A3).[2][4] Die Umlaufzeit des Systems beträgt 91 Jahre.[7] Die Bahnebene ist stark geneigt; mit einer Neigung von 94° gegenüber der Himmelsebene sehen wir das System fast „von der Kante“ aus. 2015 betrug der Winkelabstand zwischen den Komponenten 0,5″, im Periastron um 2022/23 sank der Abstand auf unter 0,1″. Seitdem steigt er wieder an: 0,3″ (2025), 0,5″ (2030), 0,6″ (2035).[9] Entdeckt wurde die Doppelsternnatur von γ Coronae Borealis 1826 von Friedrich Georg Wilhelm Struve.[4]
Die ermittelten Sternmassen sind noch etwas diskrepant. Die Gesamtmasse des Sternsystems wurde dynamisch (d. h. mit dem 3. Kepler’schen Gesetz) von Matthew W. Muterspaugh et al. (2010) auf 3,73 ± 0,37 Sonnenmassen[10] und von Robert J. De Rosa et al. (2012) auf 4,19 ± 0,30 Sonnenmassen[7] berechnet. Im Gegensatz dazu betragen die anhand der Masse-Leuchtkraft-Beziehung abgeschätzten Massen von γ Coronae Borealis A ca. 2,8 Sonnenmassen und von γ Coronae Borealis B ca. 1,7 Sonnenmassen, was eine Gesamtmasse des Systems von ca. 4,5 Sonnenmassen ergibt.[8]
Veränderlicher Stern
Bearbeitenγ Coronae Borealis wurde 1969 am David Dunlap Observatory als δ-Scuti-Stern klassifiziert. Die Gesamthelligkeit des Systems schwankt mit einer Amplitude von 0,05 mag. Die beobachteten Helligkeitsschwankungen sind nicht streng periodisch, weisen aber eine charakteristische Zeitskala von 0,03 Tagen (43 Minuten) auf.[11]
Trotz der bis heute gültigen Klassifizierung als δ-Scuti-Stern[3] besitzt γ Coronae Borealis Merkmale, die von normalen δ-Scuti-Sternen abweichen. So werden die kurzperiodischen Pulsationsveränderlichen nahe der oberen Hauptreihe in β-Cephei-Sterne (Spektraltyp B0 bis B3), langsam pulsierende B-Sterne (Spektraltyp Mitte B), δ-Scuti-Sterne (Spektraltyp A7 bis F2) und γ-Doradus-Sterne (Spektraltyp Mitte F) eingeteilt. γ Coronae Borealis mit dem Spektraltyp A0 fällt jedoch in eine „Lücke“ zwischen den langsam pulsierenden B-Sternen und den δ-Scuti-Sternen. Nach der Theorie zur Sternpulsation sollten Sterne in diesem Bereich des HR-Diagramms nicht pulsieren, dennoch wurden einige Kandidaten gefunden.[12] 1955 berichtete Otto Struve von kurzperiodischen Schwankungen beim Stern Maia (Spektraltyp B8) und schlug für diese Lücke vom Spektraltyp B7 bis A3 die Maia-Sterne als neue Klasse von pulsationsveränderlichen Sternen vor. Zwar wurden später die Schwankungen bei Maia von Struve selbst wieder falsifiziert, die Bezeichnung „Maia-Sterne“ blieb aber erhalten. Mögliche Mitglieder dieser neuen Sternkategorie waren extrem selten; bis 2002 waren nur 20 Kandidaten bekannt.[13] Von diesen zählte γ Coronae Borealis neben γ Ursae Minoris und HD 29573 zu den vielversprechendsten Anwärtern.[12][14] Ein fachlicher Konsens darüber, ob die Maia-Sterne nun als eigene Sternklasse existieren, bildete sich jedoch nie. Erst mit Hilfe des Satelliten TESS wurden über 500 Sterne gefunden, die in das Schema der in der Vergangenheit beschriebenen Maia-Sterne passen. Die Ergebnisse legen nahe, dass Maia-Sterne keine eigene Sterngruppe, sondern eine Erweiterung der δ-Scuti-Sterne sind, und die derzeitigen Vorstellungen über die Pulsationsmechanismen bei den Sternen der oberen Hauptreihe überarbeitet werden müssen.[15]
γ Coronae Borealis zeigt, dass auch A0-Sterne mit ähnlichen Perioden wie δ-Scuti-Sterne pulsieren können. Spektroskopische Messungen haben Radialgeschwindigkeitsschwankungen mit einer Grundperiode von 0,89 Tagen sowie mehreren Oberschwingungen offenbart. Es wird angenommen, dass die Grundperiode mit der Rotationsdauer des Sterns übereinstimmt. Bemerkenswert ist, dass in unregelmäßigen Abständen auch Phasen ohne Schwankungen auftreten.[16]
Weblinks
BearbeitenEinzelnachweise
Bearbeiten- ↑ a b c Floor van Leeuwen: Hipparcos, the New Reduction. VizieR-Datenkatalog I/311 (elektronisch veröffentlicht). 2008, bibcode:2008yCat.1311....0V. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b c Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren, Jr.: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. VizieR-Datenkatalog V/50 (elektronisch veröffentlicht). 1995, bibcode:1995yCat.5050....0H. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b Nikolay N. Samus et al.: General Catalogue of Variable Stars. Vers. 5.1, März 2017. VizieR-Datenkatalog B/gcvs (elektronisch veröffentlicht). 2009, bibcode:2009yCat....102025S. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b c Brian D. Mason et al.: The Washington Visual Double Star Catalog. Vers. 2024-04-22. VizieR-Datenkatalog B/wds (elektronisch veröffentlicht). 2024, bibcode:2024yCat....102026M. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ George A. Gontcharov: Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. VizieR-Datenkatalog III/252 (elektronisch veröffentlicht). 2007, bibcode:2007yCat.3252....0G. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b Von der Parallaxe abgeleitet (22,33 ± 0,50 mas, Hipparcos, the New Reduction).
- ↑ a b c d Robert J. De Rosa et al.: The Volume-limited A-Star (VAST) survey – II. Orbital motion monitoring of A-type star multiples. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 422 (4), 2012, S. 2765–2785, bibcode:2012MNRAS.422.2765D, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20397.x, arxiv:1112.3666.
- ↑ a b Z. Cvetković, S. Ninković: Masses of visual binaries. VizieR-Datenkatalog J/other/Ser/180.71 (elektronisch veröffentlicht). 2011, bibcode:2011yCatp042018001C. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ Berechnet mit dem Binary Star Calculator (Vers. 3) von Brian Workman nach den Bahnelementen von De Rosa et al. (2012).
- ↑ Matthew W. Muterspaugh et al.: The Phases Differential Astrometry Data Archive. II. Updated Binary Star Orbits and a Long Period Eclipsing Binary. In: The Astronomical Journal. Bd. 140 (6), 2010, S. 1627, bibcode:2010AJ....140.1623M, doi:10.1088/0004-6256/140/6/1623, arxiv:1010.4043.
- ↑ John R. Percy: The Light Variation of γ Coronae Borealis. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 82, 1970, S. 126–128, bibcode:1970PASP...82..126P, doi:10.1086/128893.
- ↑ a b John R. Percy, Joseph B. Wilson: Another Search for Maia Variable Stars. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 112, 2000, S. 846–851, bibcode:2000PASP..112..846P, doi:10.1086/316577.
- ↑ Thomas Kallinger et al.: The MAIA candidate star HD 208727. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 388, 2002, S. L37–L39, bibcode:2002A&A...388L..37K, doi:10.1051/0004-6361:20020632.
- ↑ Holger Lehmann et al.: Irregular variations of the Maia candidate γ Coronae Borealis. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 312, 1996, S. 508–510, bibcode:1996A&A...312..508L.
- ↑ Luis A. Balona: Maia variables and other anomalies among pulsating stars. In: Frontiers in Astronomy and Space Sciences. 10:1266750, 2023, doi:10.3389/fspas.2023.1266750.
- ↑ Holger Lehmann et al.: The RV-variations of γ Coronae Borealis – a frequency analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 327, 1997, S. 167–172, bibcode:1997A&A...327..167L.