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Omikron Andromedae

Stern im Sternbild Andromeda

ο Andromedae (Omikron Andromedae, kurz ο And) ist ein mit dem bloßen Auge gut erkennbarer veränderlicher Stern im Sternbild Andromeda. Es handelt sich um ein Mehrfachstern-System, das aus drei bis vier Komponenten besteht.

Stern
ο Andromedae
ο Andromedae
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AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Andromeda
Rektaszension 23h 01m 55,265s [1]
Deklination +42° 19′ 33,656″ [1]
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten {{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 3,55–3,78 mag[2]
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 Gamma-Cassiopeiae-Stern[2]
B−V-Farbindex (−0,099 ± 0,003)[3]
U−B-Farbindex −0,53[4]
R−I-Index −0,08[4]
Spektralklasse B6 IIIpe + A2p[5]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (−14,0 ± 0,5) km/s[3]
Parallaxe (9,3051 ± 0,5782) mas[1]
Entfernung (351 ± 23) Lj
(107 ± 7) pc [1]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis −1,5 mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung[1]
Rek.-Anteil: (+18,841 ± 0,343) mas/a
Dekl.-Anteil: (−6,589 ± 0,429) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse (7,0 ± 0,2) M☉[6]
Radius  R☉
Leuchtkraft

1380 L☉[7]

Effektive Temperatur 13800 K[7]
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer
Alter  a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnungο Andromedae
Flamsteed-Bezeichnung1 Andromedae
Bonner DurchmusterungBD +41° 4664
Bright-Star-Katalog HR 8762 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 217676 [2]
Hipparcos-KatalogHIP 113726 [3]
SAO-KatalogSAO 52609 [4]
Tycho-KatalogTYC 3224-3434-1[5]
2MASS-Katalog2MASS J23015527+4219334[6]
Gaia DR3DR3 1931192500887330688[7]
Weitere Bezeichnungen FK5 869
Anmerkung
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Position, Helligkeit, Entfernung

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ο And befindet sich an der westlichsten Grenze der Andromeda unweit der Grenze des Sternbilds Eidechse. Seine scheinbare Helligkeit schwankt zwischen 3,55m und 3,78m.[2] Nach Parallaxen-Messungen der Raumsonde Gaia ist ο And circa 350 Lichtjahre von der Erde entfernt.[1] Allerdings ist dieser Wert mit einer großen Messunsicherheit behaftet. Gemäß der von der Vorgängersonde Hipparcos ermittelten Parallaxe von (4,75 ± 0,53) Millibogensekunden wäre die Entfernung des Sterns etwa doppelt so groß, nämlich rund 690 Lichtjahre.[8]

Mehrfachsternsystem

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ο And ist ein Mehrfachstern mit mindestens drei, vielleicht auch vier Komponenten. Im letzteren Fall könnte er aus zwei engen Doppelsternpaaren, die einander in größerer Entfernung umkreisen, bestehen.[6] Zuerst konnte R. H. Wilson 1949 mit Hilfe eines 0,5 m-Teleskops die beiden weiter voneinander entfernten Komponenten A und B interferometrisch trennen und so die Doppelsternnatur von ο And feststellen. Laut Wilson waren die beiden Komponenten damals weniger als 0,1" voneinander entfernt.[9] 1975 betrug ihr Winkelabstand 0,375"[10] und 2014 nur noch 0,21".[11] Sie umrunden einander mit einer Periode von 118 Jahren auf einer stark elliptischen Bahn (Exzentrizität 0,34). Die große Halbachse beträgt 0,304" und die Inklination 107,4°.[12] Der Begleiter B ist um 2,3m lichtschwächer als die Hauptkomponente A.[5]

1975 entdeckte A. Blazit mittels Speckle-Interferometrie mit dem 4 m-Teleskop des Kitt-Peak-Nationalobservatoriums einen dritten Begleiter, der damals nur 0,05" von der Komponente A entfernt war.[5] Diese beiden als Aa und Ab bezeichneten Komponenten umlaufen einander alle 5,6 Jahre auf einem elliptischen Orbit (Exzentrizität 0,22).[13] Allerdings wird mittlerweile die Existenz dieses Begleiters Ab bezweifelt.[14] Dafür bestätigte sich 1988 die Existenz einer vierten Komponente definitiv mit Hilfe eines 0,42 m-Teleskops im Rahmen einer von der University of British Columbia unternommenen Suche nach spektroskopischen Doppelsternen.[10] Das Forscherteam um G. M. Hill stellte hierbei eine Umlaufperiode dieses vierten Begleiters von 33,01 Tagen fest, und seine Vermutung, dass die Komponente B der enge spektroskopische Doppelstern ist, wurde später sicher bewiesen.[13]

Variabilität

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Eine Lichtkurve von Omikron Andromedae, nach den Daten von TESS dargestellt

Bezüglich seiner Eigenschaft als Veränderlicher Stern gehört ο And zur Klasse der Gamma-Cassiopeiae-Sterne. Seine Helligkeit schwankt irregulär zwischen 3,55.m und 3,78m Die Variabilität geht dabei von der hellsten und massereichsten Komponente Aa des Mehrfachstern-Systems aus.[2] Diese ist ein Riesenstern der Spektralklasse B6 mit einer effektiven Temperatur der äußeren Atmosphäre von etwa 13800 Kelvin. Es handelt sich um einen schnell rotierenden Be-Stern, dessen Spektrum Emissionslinien mit ausgeprägt veränderlicher Stärke zeigt. Außerdem finden sich Spektrallinien, die von einem A2p-Stern stammen, der wohl mit der Komponente B des -Systems identisch ist.[5] Ferner zeigt ο And noch eine weitere Form von Helligkeitsschwankungen mit einer Periode von ungefähr einem Tag, die der Variabilität von Beta-Lyrae-Sternen ähneln. Diese Veränderlichkeit dürfte aber nicht durch die Bedeckung eines Sterns des Systems durch einen der anderen herbeigeführt werden, sondern von einer einzelnen Komponente stammen.[15]

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Anmerkungen

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  1. ↑ a b c d e Gaia data release 3 (Gaia DR3) für ο And, Juni 2022.
  2. ↑ a b c d ο And, in The International Variable Star Index.
  3. ↑ 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).
  4. ↑ a b Eintrag für ο And im Bright Star Catalogue, 5. Auflage, 1991.
  5. ↑ a b c d D. Olević, Z. Cvetković: Dynamical Masses of the Components in o Andromedae. In: The Astronomical Journal. 131. Jahrgang, Nr. 3, März 2006, S. 1721 ff., doi:10.1086/499539, bibcode:2006AJ....131.1721O (iop.org [PDF]).
  6. ↑ a b N. Tetzlaff, R. Neuhäuser, M. M. Hohle: A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410. Jahrgang, Nr. 1, Januar 2011, S. 190–200, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, arxiv:1007.4883, bibcode:2011MNRAS.410..190T (oup.com).(Datensatz auf VizieR).
  7. ↑ a b L. A. Balona, W. A. Dziembowski: Excitation and visibility of high-degree modes in stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 309. Jahrgang, Nr. 1, Oktober 1999, S. 221–232, doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02821.x, bibcode:1999MNRAS.309..221B (oup.com).
  8. ↑ F. van Leeuwen: Validation of the new Hipparcos reduction. In: Astronomy and Astrophysics. 474. Jahrgang, Nr. 2, November 2007, S. 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357, arxiv:0708.1752, bibcode:2007A&A...474..653V. (Datensatz auf VizieR).
  9. ↑ R. H. Wilson Jr.: Observations of double stars. In: The Astronomical Journal. 55. Jahrgang, August 1950, S. 153, doi:10.1086/106378, bibcode:1950AJ.....55..153W (harvard.edu).
  10. ↑ a b G. M. Hill, G. A. H. Walker, N. Dinshaw, S. Yang, P. Harmanec: Omicron Andromedae is quadruple. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100. Jahrgang, Februar 1988, S. 243–250, doi:10.1086/132161, bibcode:1988PASP..100..243H (harvard.edu [PDF]).
  11. ↑ Elliott P. Horch, Gerard T. Van Belle, James W. Davidson Jr., Lindsay A. Ciastko, Mark E. Everett, Karen S. Bjorkman: Observations of Binary Stars with the Differential Speckle Survey Instrument. VI. Measures during 2014 at the Discovery Channel Telescope. In: The Astronomical Journal. 150. Jahrgang, Nr. 5, November 2015, S. 151, doi:10.1088/0004-6256/150/5/151, arxiv:1509.03498, bibcode:2015AJ....150..151H. (Datensatz auf VizieR).
  12. ↑ A. Mitrofanova, V. Dyachenko, A. Beskakotov, Yu. Balega, A. Maksimov, D. Rastegaev: Speckle Interferometry of Nearby Multiple Stars. II. 2007-2020 Positional Measurements and Orbits of Sixteen Objects. In: The Astronomical Journal. 162. Jahrgang, Nr. 4, Oktober 2021, S. 156, doi:10.3847/1538-3881/ac1a78, bibcode:2021AJ....162..156M.
  13. ↑ a b R. Ya. Zhuchkov, E. V. Malogolovets, O. V. Kiyaeva, V. V. Orlov, I. F. Bikmaev, Yu.Yu. Balega, D. I. Safina: Physical parameters and dynamical properties of the multiple star o and. In: Astronomy Reports. 54. Jahrgang, Nr. 12, Dezember 2010, S. 1134–1149, doi:10.1134/S1063772910120061, bibcode:2010ARep...54.1134Z.
  14. ↑ Andrei Tokovinin: The Updated Multiple Star Catalog. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 235. Jahrgang, Nr. 1, März 2018, S. 6, doi:10.3847/1538-4365/aaa1a5, arxiv:1712.04750, bibcode:2018ApJS..235....6T. (Datensatz auf VizieR).
  15. ↑ P. Zasche, M. Wolf, W. I. Hartkopf, P. Svoboda, R. Uhlař, A. Liakos, K. Gazeas: A Catalog of Visual Double and Multiple Stars with Eclipsing Components. In: The Astronomical Journal. 138. Jahrgang, Nr. 2, August 2009, S. 664–679, doi:10.1088/0004-6256/138/2/664, arxiv:0907.5172, bibcode:2009AJ....138..664Z (iop.org).
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