70 Ophiuchi
| Doppelstern 70 Ophiuchi | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Schlangenträger | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 18h 05m 27,285s[1][2][3] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination | +02° 30′ 00,356″[1][2][3] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [1][4][5] | 4,03 (4,00 bis 4,03) mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | (195,57 ± 0,20) (195,86 ± 0,25) mas[2][3] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung | (16,67 ± 0,02) (16,64 ± 0,03) Lj ((5,11 ± 0,01) (5,11 ± 0,01) pc) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszensionsanteil: | (206,53 ± 0,25) (333,29 ± 0,27) mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklinationsanteil: | (−1107,49 ± 0,16) (−1068,35 ± 0,22) mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Orbit[6] | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Periode | 88,3 a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Große Halbachse | 4,56" | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Exzentrizität | 0,495 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Bahnneigung | 120,8° | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Argument des Knotens | 301,4° | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Epoche des Periastrons | 1984.3 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Argument der Periapsis | 13,2° | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension[1][2][3] | A | 18h 05m 27.248s | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 18h 05m 27.463s | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination[1][2][3] | A | +2° 30′ 00.527″ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | +2° 29′ 56.209″ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [1][4][5] | A | 4,22 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 6,01 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[2][3] | A | K0 V | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | K4 V | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| rel. Helligkeit (G-Band)[2][3] |
A | 3,99 ± 0,01 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 5,54 ± 0,01 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[7] | A | 0,90 ± 0,04 M☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,70 ± 0,07 M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radius[5][8] | A | 0,91 ± 0,03 R☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,70 R☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft[7][8] | A | 0,59 ± 0,02 L☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,13 ± 0,03 L☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur[7][9] | A | 5.300 K | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 4.350 ± 150 K | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Metallizität [Fe/H][10] | A | 0,04 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rotationsdauer[10] | A | 19,7 d | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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70 Ophiuchi ist ein Doppelsternsystem in etwa 16,6 Lichtjahren Entfernung von der Sonne. Es ist mit dem bloßen Auge als Stern 4. Größe im Sternbild Schlangenträger sichtbar.
Eigenschaften
BearbeitenBeide Komponenten sind Hauptreihensterne der Spektralklasse K. Die primäre Komponente ist ein gelblich-oranger BY-Draconis-Stern[11] der Spektralklasse K0, die sekundäre Komponente ein Hauptreihenstern der Spektralklasse K4. Die beiden Sterne umkreisen einander in einer mittleren Entfernung von 23,3 AE. Aufgrund der sehr exzentrischen Umlaufbahn variiert der Abstand zwischen ihnen von 11,4 bis 34,8 AE. Die Umlaufzeit beträgt 83,38 Jahre.[12]
Geschichte
BearbeitenDas System wurde zuerst im späten 18. Jahrhundert von Wilhelm Herschel in seiner Arbeit über Doppelsterne katalogisiert. Herschel belegte, dass es sich um ein durch Gravitation zusammengehaltenes Doppelsystem handelte, innerhalb dessen beide Sternen um ein gemeinsames Massezentrum kreisen. Dies war ein wichtiger Beitrag zum Beweis dafür, dass Newtons Gravitationsgesetz auch bei Objekten außerhalb des Sonnensystems zutrifft. Herschel vermutete außerdem, dass möglicherweise ein dritter unsichtbarer Begleiter die Bahn der beiden sichtbaren Sterne beeinflussen würde.[13]
Entfernung
Bearbeiten| Quelle | Parallaxe (mas) | Entfernung (pc) | Entfernung (Lj) | Entfernung (Pm) |
|---|---|---|---|---|
| Woolley et al. (1970)[14] | 195 ± 5 | 5,13 ± 0,13 | 16,7 ± 0,4 | 158,2+4,2−4 |
| Gliese & Jahreiß (1991)[15] | 199,0 ± 3,6 | 5,03 ± 0,09 | 16,39 ± 0,30 | 155,1 ± 2,9 |
| van Altena et al. (1995)[16] | 199,7 ± 3,4 | 5,01 ± 0,09 | 16,33 ± 0,29 | 154,5 ± 2,7 |
| Perryman et al. (1997) (Hipparcos)[17] | 196,62 ± 1,38 | 5,09 ± 0,04 | 16,59 ± 0,12 | 156,9 ± 1,1 |
| Perryman et al. (1997) (Tycho)[18] | ||||
| Söderhjelm (1999)[19] | 195,7 ± 0,9 | 5,11 ± 0,024 | 16,67 ± 0,08 | 157,7 ± 0,7 |
| van Leeuwen (2007)[20] | 196,72 ± 0,83 | 5,083 ± 0,022 | 16,58 ± 0,07 | 156,9 ± 0,7 |
| RECONS TOP100 (2012)[21] | 195,96 ± 0,87 | 5,103 ± 0,023 | 16,64 ± 0,07 | 157,5 ± 0,7 |
| Gaia DR3 (2022)[22][23] | 195,57 ± 0,20 195,86 ± 0,25 |
5,113 ± 0,005 5,106 ± 0,007 |
16,669 ± 0,017 16,644 ± 0,022 |
157,69 ± 0,16 157,46 ± 0,20 |
Nicht trigonometrische Entfernungsbestimmungen sind kursiv markiert. Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.
Vermutetes Planetensystem
Bearbeiten1855 behauptete W. S. Jacob vom Madras Observatory der Britischen Ostindien-Kompanie, dass die Umlaufbahn des Paars eine Anomalie aufweise und es höchst wahrscheinlich sei, dass ein planetarer Körper mit dem System in Verbindung stehe.[24] Auch der amerikanische Astronom Thomas Jefferson Jackson See stellte 1899 die These auf, dass ein dunkler Begleiter existiere,[13] doch sein Landsmann und Berufskollege Forest Ray Moulton konnte kurz darauf nachweisen, dass ein Dreikörpersystem mit den spezifischen Bahneigenschaften höchst instabil wäre.[25] Sowohl die These von Jacob als auch die von See stellten sich als fehlerhaft heraus.[6] W. S. Jacob war dabei möglicherweise der erste, der die Existenz eines Exoplaneten aufgrund astrometrischer Nachweise annahm.
1943 stellten Dirk Reuyl (der Cousin von Peter van de Kamp) und Erik Holberg erneut die Behauptung auf, ein Planetensystem nachgewiesen zu haben. Ihrer Ansicht nach hätte der Begleiter schätzungsweise ein Zehntel der Sonnenmasse gehabt.[26] Dies wurde seinerzeit als eine Sensation wahrgenommen, jedoch aufgrund von späteren Beobachtungen abermals widerlegt.[6]
Trotzdem kann die Möglichkeit der Existenz von Planeten in dem System nicht vollständig ausgeschlossen werden. Astronomen vom McDonald-Observatorium kamen 2006 zu dem Schluss, dass ein oder mehrere Planeten mit Massen zwischen 0,46 und 12,8 Jupitermassen in einem mittleren Abstand zwischen 0,05 und 5,2 AE existieren könnten.[27]
Weblinks
Bearbeiten- Solstation.com: 70 Ophiuchi 2? (englisch).
Einzelnachweise
Bearbeiten- ↑ a b 70 Oph. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. Juni 2022.
- ↑ a b c d 70 Oph A. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. Juni 2022.
- ↑ a b c d 70 Oph B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. Juni 2022.
- ↑ V2391 Oph. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 4. Juni 2022.
- ↑ a b Jim Kaler: 70 Oph. In: STARS. Abgerufen am 4. Juni 2022 (englisch).
- ↑ a b c W.D. Heintz: The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 82. Jahrgang, Nr. 3, Juni 1988, S. 140, bibcode:1988JRASC..82..140H.
- ↑ a b c J. Fernandes, Y. Lebreton, A. Baglin, P. Morel: Fundamental stellar parameters for nearby visual binary stars: eta Cas, XI Boo, 70 OPH and 85 Peg. In: Astronomy and Astrophysics. 338. Jahrgang, 1998, S. 455–464, bibcode:1998A&A...338..455F.
- ↑ a b H. Bruntt, T. R. Bedding, P.-O. Quirion, G. Lo Curto, F. Carrier, B. Smalley, T. H. Dall, T. Arentoft, M. Bazot: Accurate fundamental parameters for 23 bright solar-type stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405. Jahrgang, Nr. 3, Juli 2010, S. 1907–1923, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16575.x, arxiv:1002.4268, bibcode:2010MNRAS.405.1907B.
- ↑ O. Morell, D. Kallander, H. R. Butcher: The age of the Galaxy from thorium in G dwarfs, a re-analysis. In: Astronomy and Astrophysics. 259. Jahrgang, Nr. 2, 1992, S. 543–548, bibcode:1992A&A...259..543M.
- ↑ a b J. Maldonado, R. M. Martínez-Arnáiz, C. Eiroa, D. Montes, B. Montesinos: A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups. In: Astronomy and Astrophysics. 521. Jahrgang, Oktober 2010, S. A12, doi:10.1051/0004-6361/201014948, arxiv:1007.1132, bibcode:2010A&A...521A..12M.
- ↑ General Catalog of Variable Stars: V2391 Oph. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ Solstation.com: 70 Ophiuchi 2? Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ a b Thomas Jefferson Jackson See: Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body. In: The Astronomical Journal. 16. Jahrgang, 1896, S. 17, doi:10.1086/102368, bibcode:1896AJ.....16...17S.
- ↑ Woolley R.; Epps E. A.; Penston M. J.; Pocock S. B.: Woolley 702. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ Gliese, W. und Jahreiß, H. (1991): Gl 702. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: GCTP 4137. Abgerufen am 24. April 2015.
- ↑ Perryman et al.: HIP 88601. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ Perryman et al.: HIP 88601. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ Söderhjelm, Staffan: HIP 88601. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ van Leeuwen F.: HIP 88601. Abgerufen am 24. April 2015.
- ↑ RECONS: THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS. Abgerufen am 24. Mai 2015.
- ↑ 70 Oph A: Gaia DR3 bei VizieR[1]
- ↑ 70 Oph B: Gaia DR3 bei VizieR[2]
- ↑ W.S. Jacob: On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15. Jahrgang, Nr. 9, 1855, S. 228–230, doi:10.1093/mnras/15.9.228, bibcode:1855MNRAS..15..228J.
- ↑ Thomas J. Sherrill: A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See. In: Journal for the History of Astronomy. 30. Jahrgang, 1999, S. 25–50, doi:10.1177/002182869903000102, bibcode:1999JHA....30...25S (shpltd.co.uk ( des vom 25. September 2007 im Internet Archive) [abgerufen am 23. Oktober 2015]).
- ↑ Dirk Reuyl, Erik Holmberg: On the Existence of a Third Component in the System 70 Ophiuchi. In: The Astrophysical Journal. 97. Jahrgang, Januar 1943, S. 41–46, doi:10.1086/144489, bibcode:1943ApJ....97...41R.
- ↑ Wittenmyer, Michael Endl, William D. Cochran, Artie P. Hatzes, G. A. H. Walker, S. L. S. Yang, Diane B. Paulson: Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program. In: The Astronomical Journal. 132. Jahrgang, Nr. 1, 7. April 2006, S. 177–188, doi:10.1086/504942, arxiv:astro-ph/0604171, bibcode:2006AJ....132..177W.