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Almaaz

Stern im Sternbild Fuhrmann

Almaaz (aus arabisch الماعز, DMG al-māʿiz ‚Ziege(nbock)‘; auch Al Anz oder Haldus) ist der Name des Sterns ε Aurigae (Epsilon Aurigae) im Sternbild Fuhrmann.

Doppelstern
Almaaz (ε Aurigae)
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Fuhrmann
Rektaszension 05h 01m 58,134s [1]
Deklination +43° 49′ 23,91″ [1]
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten {{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 3,03 (2,92 bis 3,83) mag[2][3]
Helligkeit (U-Band) {{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band) {{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band) {{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band) {{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band) {{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band) {{{magJ}}} mag
Helligkeit (H-Band) {{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)  mag
G-Band-Magnitude  mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp EA / GS[3]
B−V-Farbindex +0,54[4]
U−B-Farbindex +0,33[4]
R−I-Index +0,45[4]
Spektralklasse F0 Ia[2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (−10,4 ± 0,4) km/s[5]
Parallaxe (2,41 ± 0,51) mas[1]
Entfernung (ca. 1300) Lj
ca. 400 pc [2][Anm 1]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis −5,95 mag[Anm 2][Anm 1]
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag[Anm 2][Anm 1]
Eigenbewegung[6]
Rek.-Anteil: (−0,86 ± 1,38) mas/a
Dekl.-Anteil: (−2,66 ± 0,75) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse  M☉
Radius  R☉
Leuchtkraft

 L☉

Effektive Temperatur 7800 K[7]
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer
Alter  a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnungε Aurigae
Flamsteed-Bezeichnung7 Aurigae
Bonner DurchmusterungBD +43° 1166
Bright-Star-Katalog HR 1605 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 31964 [2]
Hipparcos-KatalogHIP 23416 [3]
SAO-KatalogSAO 39955 [4]
Tycho-KatalogTYC 2907-1275-1[5]
2MASS-Katalog2MASS J05015812+4349241[6]
Weitere Bezeichnungen Almaaz, FK5 183, ADS 3605
Anmerkung
  1. ↑ a b Nur grobe Werte
  2. ↑ Aus Scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.

Übersicht

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Almaaz ist ein bedeckungsveränderlicher Stern vom Typ Algol in etwa 1300 Lichtjahren Entfernung. ε Aurigae weist mit rund 27 Jahren (9892 Tage)[3] eine für Bedeckungsveränderliche Sterne sehr große Periode auf. Lange Zeit war Almaaz der Bedeckungsveränderliche mit der längsten Periode, allerdings übertrifft ihn TYC-2505-672-1.[8] Eine Besonderheit des Überriesen der Spektralklasse F0 sind die Art und Dauer der Bedeckung, die auf einen sehr großen Begleiter schließen lassen.

Erforschung des Systems

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Die erste Bedeckung von Almaaz wurde bereits im Jahre 1821 vom deutschen Amateurastronomen J. H. Fritsch beobachtet, womit dieser Stern zu den ersten bedeckungsveränderlichen Sternen gehört, die entdeckt wurden.[9] Die Periodizität der Lichtkurve wurde allerdings erst 1903 von Hans Ludendorff nachgewiesen und untersucht. Die Bedeckungsphase dauert insgesamt recht genau zwei Jahre, das Minimum zwischen dem so genannten zweiten und dritten Kontakt dauert etwa 330 Tage. Die letzte Bedeckung begann 2009 und dauerte bis 2011 an.

 
Lichtkurve von Almaaz während der letzten Bedeckung in den Jahren 2009–2011 (AAVSO)

Über die Natur der sekundären Komponente war lange wenig bekannt da man sie nicht beobachten konnte. Sie war lediglich die Erklärung für die periodische Verdunkelung der Hauptkomponente. Man vermutete allerdings, dass es sich um ein Doppelsternsystem in einer Dunkelwolke handelt. Durch direkte Beobachtung des Verlaufs der Bedeckung 2009 konnte nachgewiesen werden, dass eine dunkle Staubscheibe, die einen kleinen, nicht sichtbaren Stern umgibt, vor Epsilon Aurigae vorüberzieht. Dies gelang mit Hilfe des Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), einem Interferometer, welches das Licht von vier einzelnen Teleskopen des CHARA-Arrays der Georgia State University kombiniert.[10][11]

Masse der Sterne

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Frühere Studien gingen von einer sehr massereichen Hauptkomponenten mit 15 M☉ oder mehr aus, spätere Studien schlugen als Alternative ein Modell mit deutlich masseärmeren Komponenten vor.[12] Dank Beobachtung mit dem Astrometriesatelliten Gaia lässt sich die Entfernung des Systems deutlich enger eingrenzen als zuvor. Basierend auf der nun favorisierten Entfernung von etwa 1300 Lichtjahren, scheint das masseärmere Modell bevorzugt zu sein. Demnach hat die Hauptkomponente eine Masse von lediglich 2,2 M☉, während die dunklere Sekundärkomponente 5,9 M☉ hätte und damit massereicher wäre.[13] Es sind jedoch wohl weitere Messungen nötig, bis das System vollständig verstanden ist.

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Einzelnachweise

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  1. ↑ a b eps Aur. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 13. Juni 2020.
  2. ↑ a b c Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  3. ↑ a b c eps Aur. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 13. Juni 2020.
  4. ↑ a b c Bright Star Catalogue
  5. ↑ Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars
  6. ↑ Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  7. ↑ Almaaz. Jim Kaler, abgerufen am 13. Juni 2020.
  8. ↑ Record-Breaking Eclipsing Binary, auf aasnova.org
  9. ↑ Epsilon Aurigae. AAVSO, abgerufen am 13. Juni 2020 (englisch).
  10. ↑ Rätsel um Sternfinsternis gelüftet. 8. April 2010, abgerufen am 13. Juni 2020.
  11. ↑ Brian Kloppenborg et al.: Infrared images of the transiting disk in the ε Aurigae system. In: Nature. 464. Jahrgang, 2010, S. 870–872, doi:10.1038/nature08968.
  12. ↑ P. Chadima et al.: Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse. In: Astronomy & Astrophysics. 530. Jahrgang, Nr. 530, 2011, S. A146, doi:10.1051/0004-6361/201116739, arxiv:1105.0107, bibcode:2011A&A...530A.146C (osf.io).
  13. ↑ Solving the 200-Year-Old Mystery of a Strange Eclipsing Star. Space.com, 18. Juni 2018, abgerufen am 13. Juni 2020 (englisch).
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