| Doppelstern 44 Bootis | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Bärenhüter | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 15h 03m 47,37s[1] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination | +47° 39′ 15,2″[1] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 4,76[2] (4,70 – 4,86)[3] mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | −17,89 ± 0,40 km/s[4] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 78,39 ± 1,03 mas[5] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung [6] | 41,6 ± 0,6 Lj (12,8 ± 0,2 pc) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszensionsanteil: | −436,24 ± 1,01 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklinationsanteil: | 18,94 ± 1,05 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Orbit[7] | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Periode | 209,8 ± 3,3 a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Große Halbachse | 3,666 ± 0,021″ (≙ 47 AE) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Exzentrizität | 0,5111 ± 0,0065 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Bahnneigung | 83,55 ± 0,05° | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Argument des Knotens | 57,14 ± 0,06° | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Epoche des Periastrons | 2012,04 ± 0,26 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Argument der Periapsis | 39,86 ± 0,68° | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension[1] | A | 15h 03m 47,23s | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 15h 03m 47,51s | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination[1] | A | +47° 39′ 14.3″ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | +47° 39′ 16.1″ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | A | 5,14[1] mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 6,00[1] (5,80 – 6,39)[8] mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[4] | A | G1 V | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | K2 V | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex[1] | A | 0,58 ± 0,02 | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,82 ± 0,02 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[7] | A | 1,04 ± 0,02 M☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | Σ 1,28 ± 0,02 M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radius[9] | A | 1,05 ± 0,07 R☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,87 ± 0,02 / 0,66 ± 0,01 R☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft[9] | A | 1,1 L☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,5 / 0,2 L☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur[9] | A | 5900 ± 65 K | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 5300 ± 65 / 5035 ± 120 K | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rotationsdauer[10] | A | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,2678 d | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
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44 Bootis (kurz 44 Boo) oder i Bootis[A 1] (kurz i Boo, nicht zu verwechseln mit ι Bootis) ist ein Dreifachsternsystem im Sternbild Bärenhüter. 44 Bootis liegt 42 Lichtjahre von der Sonne entfernt und erscheint als Stern 5. Größenklasse am Nachthimmel. Das System beherbergt einen bedeckungsveränderlichen Stern vom Typ W Ursae Majoris.
Sternsystem
Bearbeiten44 Boo ist zunächst ein visueller Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 210 Jahren.[7] Die Winkeldistanz zwischen dem Hauptstern 44 Boo A (V = 5,1 mag[1]) und seinem veränderlichen Begleiter 44 Boo B (V = 5,8 – 6,4 mag[8]) beträgt 0,3″ (Ep. 2019)[11]. Der Begleiter ist seinerseits ein spektroskopischer und photometrischer Doppelstern – bestehend aus 44 Boo B und 44 Boo C – mit einer sehr kurzen Umlaufzeit von 0,2678 Tagen (6,43 Stunden). 44 Boo B und C bilden ein Kontaktsystem, d. h. ein enges wechselwirkendes Doppelsternsystem, dessen Komponenten in Oberflächenkontakt stehen. Mit 42 Lichtjahren Entfernung handelt es sich um das sonnennächste Kontaktsystem.[4]
Die Doppelsternnatur von 44 Boo wurde 1781 von Wilhelm Herschel entdeckt.[9] Der niederländisch-US-amerikanische Astronom Jan Schilt identifizierte 1926 den Begleiter als W-Ursae-Majoris-Stern.[12]
Eigenschaften der Komponenten
Bearbeiten44 Boo A ist ein sonnenähnlicher Stern vom Spektraltyp G1 mit einer effektiven Temperatur von rund 5900 K.[9] Seine Masse beträgt 1,04 ± 0,02 M⊙.[7]
Der Begleiter 44 Boo B[A 2], ein W-Ursae-Majoris-Stern der Unterklasse W, besteht aus den Komponenten 44 Boo B (0,98 ± 0,04 M⊙, 0,87 ± 0,02 R⊙) und 44 Boo C (0,55 ± 0,02 M⊙, 0,66 ± 0,01 R⊙).[9] Sie umkreisen sich auf einer kreisförmigen Bahn und stehen dabei in schwachem thermischen Kontakt zueinander. Die Massenangaben sind in der Literatur noch nicht ganz konsistent: Eine Lichtkurven- bzw. spektroskopische Studie ergibt eine Gesamtmasse des Subsystems von 1,53 ± 0,06 M⊙[9], während die mit dem Keplerschen Gesetz anhand des visuellen Orbits um 44 Boo A berechnete Masse 1,28 ± 0,02 M⊙[7] beträgt. Während des 6,43-stündigen Umlaufs kommt es zu gegenseitigen Bedeckungen, die zu Helligkeitsabfällen führen. Die Katalogangaben zu den V-Helligkeiten lauten für das ganze System (44 Boo ABC) 4,70 mag (Maximum), 4,86 mag (Hauptminimum) und 4,84 mag (Nebenminimum)[3] und nur für 44 Boo BC 5,80 mag (Maximum), 6,39 mag (Hauptminimum) und 6,29 mag (Nebenminimum)[8].
Das Lichtkurvenprofil kann leicht variieren, was als Folge von Sternflecken interpretiert wird. Langzeitbeobachtungen haben kleine Periodenänderungen über den Zeitraum von mehreren Jahren von jeweils einigen ppm zur Vorgängerperiode offenbart. Zum einen begründet sich dies durch die Bewegung von 44 Boo A und BC um ihr Baryzentrum, wodurch sich die Lichtlaufzeit von 44 Boo BC zu uns langsam ändert. Zum anderen finden auch tatsächliche, intrinsische Periodenänderungen statt. Diese sind bisher nur unzureichend verstanden, jedoch scheint ein Vorgang wie z. B. Massefluss zwischen den Komponenten bei einem Kontaktsystem wie hier als Ursache naheliegend.[13]
Wie alle W-Ursae-Majoris-Sterne ist auch 44 Boo BC eine Röntgenquelle und zeigt ausgeprägte atmosphärische und magnetische Aktivitäten. Mit dem Chandra-Röntgenteleskop wurde eine aktive Region an einer Polregion von 44 Boo B (dem schwereren Stern des Subsystems) nachgewiesen, die mindestens die Hälfte der Röntgenstrahlung des Systems erzeugt.[14] Dem allgemeinen Schicksal von W-Ursae-Majoris-Sternen entsprechend werden beide Sterne in einigen hundert Millionen Jahren zu einem Einzelstern verschmelzen.
Beobachtung
BearbeitenDas visuelle Paar kann während des überwiegenden Umlaufs schon mit Amateurteleskopen aufgelöst werden. Gegenwärtig ist dies aufgrund der kleinen Winkeldistanz aber schwierig. Sie erreicht 2021 mit 0,2″ ihr Minimum, danach steigt sie wieder an. Für Amateure mit kleinen Instrumenten (Öffnung ab 10 cm) ist 44 Boo ab Beginn der 2030er Jahre wieder einfacher trennbar. Für das visuelle System lassen sich aus den Bahnelementen in der Infobox rechts folgende Ephemeriden berechnen (Abstand ρ und Positionswinkel θ von 44 Boo B zu A jeweils für Jahresmitte):[15]
- Epoche 2010,5: ρ = 1,56″, θ = 61°
- Epoche 2015,5: ρ = 0,91″, θ = 69°
- Epoche 2020,5: ρ = 0,24″, θ = 129°
- Epoche 2025,5: ρ = 0,80″, θ = 219°
- Epoche 2030,5: ρ = 1,55″, θ = 228°
- Epoche 2035,5: ρ = 2,22″, θ = 232°
- Epoche 2040,5: ρ = 2,80″, θ = 233°
Weblinks
Bearbeiten- 44 Boo auf Solstation.com (englisch).
- Diagramm des visuellen Orbits. Die Grafik zeigt die scheinbare Bahn von 44 Boo B um A und ist nicht mehr ganz aktuell (Bahn nach Heintz 1997, U = 220,0 Jahre).
- SIMBAD-Datenbankeinträge: 44 Boo, 44 Boo A, 44 Boo B.
Anmerkungen
BearbeitenEinzelnachweise
Bearbeiten- ↑ a b c d e i Boo A, i Boo B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 15. Februar 2021.
- ↑ 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, Oktober 2020. VizieR-Datenkatalog B/gcvs (elektronisch veröffentlicht). 2009, bibcode:2009yCat....102025S. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b c Wenxian Lu, Slavek M. Rucinski, Waldemar Ogłoza: Radial Velocity Studies of Close Binary Stars. IV. In: The Astronomical Journal. Bd. 122, Ausg. 1, 2001, S. 403–404, bibcode:2001AJ....122..402L, doi:10.1086/321131, arxiv:astro-ph/0104065.
- ↑ ESA: The Hipparcos and Tycho Catalogues. VizieR-Datenkatalog I/239 (elektronisch veröffentlicht). 1997, bibcode:1997yCat.1239....0E. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ Von der Parallaxe (π = 78,39 ± 1,03 mas, Hipparcos-Katalog) abgeleitet.
- ↑ a b c d e Henry Zirm: The Rapid Convergence of 44 Boötis with Revised Orbit and Updated Ephemerides. In: Journal of Double Star Observations. Bd. 7, Ausg. 1, 2011, S. 26, 28. bibcode:2011JDSO....7...24Z.
- ↑ a b c i Boo. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 15. Februar 2021.
- ↑ a b c d e f g Graham Hill, Wes A. Fisher, David E. Holmgren: Studies of late-type binaries. I – The physical parameters of 44ι Bootis ABC. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 211, Ausg. 1, 1989, S. 81, 96, bibcode:1989A&A...211...81H.
- ↑ Gebundene Rotation wird angenommen.
- ↑ Brian D. Mason et al.: The Washington Visual Double Star Catalog. Vers. 2020-12-14. VizieR-Datenkatalog B/wds (elektronisch veröffentlicht). 2020, bibcode:2020yCat....102026M. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ Jan Schilt: Two new variables stars of the type of W Ursae Majoris. In: Astrophysical Journal. Bd. 64, 1926, S. 215, bibcode:1926ApJ....64..215S, doi: 10.1086/143006.
- ↑ John M. Saxton: Recent observations of 44 Bootis. In: Variable Star Section Circular. Nr. 91, 1997, S. 11–16. Hrsg.: The British Astronomical Association.
- ↑ Nancy S. Brickhouse, Andrea K. Dupree, Peter R. Young: X-Ray Doppler Imaging of 44i Bootis with Chandra. In: The Astrophysical Journal. Bd. 562, Ausg. 1, 2001, L75, L78, bibcode:2001ApJ...562L..75B, doi:10.1086/338121, arxiv:astro-ph/0110560.
- ↑ Berechnet mit dem Binary Star Calculator (Vers. 3) von Brian Workman nach den Bahnelementen von Zirm 2011.