Ras Algethi
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| Dreifachstern Ras Algethi (α Herculis) | |||
|---|---|---|---|
| |||
| Beobachtungsdaten Epoche: J2000.0 | |||
| Sternbild | Herkules | ||
| Vis. Helligkeit (gesamt) |
3,06var mag [1] | ||
| Astrometrie | |||
| Radialgeschwindigkeit | −32,09 ± 0,22 km/s [2] | ||
| Parallaxe | 9,07 ± 1,32 mas | ||
| Entfernung [3] | 360 ± 60 Lj (110 ± 16 pc) | ||
| Absolute visuelle Helligkeit (gesamt) Mvis |
−2,15var mag | ||
| Periode | 3.600 J | ||
| Alter | 0,41 bis 1,25 Mrd. J [4] | ||
| Eigenbewegung | |||
| Rek.-Anteil: | −7,32 ± 0,92 mas/a | ||
| Dekl.-Anteil: | 36,07 ± 0,97 mas/a | ||
| Einzeldaten | |||
| Namen | α1, α2 A, α2 B | ||
| Beobachtungsdaten: | |||
| Rektaszension [7] | α1 | 17h 14m 38,85s | |
| α2 A | 17h 14m 39,18s | ||
| α2 B | wie α2 A | ||
| Deklination [7] | α1 | +14° 23′ 25,3″ | |
| α2 A | +14° 23′ 24,0″ | ||
| α2 B | wie α2 A | ||
| Scheinbare Helligkeit |
α1 | 3,35var[4]m | |
| α2 A | 5,6[5]m | ||
| α2 B | 6,6[6]m | ||
| Typisierung: | |||
| Spektralklasse | α1 | M5 Ib–II[4] | |
| α2 A | G8 III[8] | ||
| α2 B | A9 IV–V[8] | ||
| B-V Farbindex | α1 | 1,44[9] | |
| α2 A | 0,8[6] | ||
| α2 B | 0,5[6] | ||
| U-B Farbindex [9] | α1 | 1,01 | |
| α2 A | keine Angaben | ||
| α2 B | keine Angaben | ||
| Astrometrie: | |||
| Absolute visuelle Helligkeit Mvis [10] |
α1 | −1,86var mag | |
| α2 A | 0,4 mag | ||
| α2 B | 1,4 mag | ||
| Physikalische Eigenschaften: | |||
| Masse [4] | α1 | 2,175 bis 3,25 M☉ | |
| α2 A | 2,175 bis 3 M☉ | ||
| α2 B | 1,6 bis 2,3 M☉ | ||
| Radius | α1 | 284 ± 60[4] R☉ | |
| α2 A | 13[8] R☉ | ||
| α2 B | 1,5[8] R☉ | ||
| Leuchtkraft [4] | α1 | ≈ 8.300 +3.200−2.300 L☉ | |
| α2 A | 126 ± 13 L☉ | ||
| α2 B | 26 L☉ | ||
| Oberflächen- temperatur |
α1 | 3.280 ± 87[4] K | |
| α2 A | 4.900 ± 150[8] K | ||
| α2 B | 7.350 ± 150[8] K | ||
| Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||
| Bayer-Bez. | α Herculis | ||
| Flamsteed-Bez. | 64 Herculis | ||
| Bonner Durchm. | BD +14°3207 | ||
| HD-Katalog | HD 156014 | ||
| Hipparcos-Katalog | HIP 84345 | ||
| WDS-Katalog | WDS 17146+1423 | ||
| ADS-Katalog | ADS 10418 | ||
| Bright-Star-Kat. | α1 | HR 6406 | |
| α2 A | HR 6407 (mit α2 B) | ||
| α2 B | HR – | ||
| SAO-Katalog | α1 | SAO 102680 | |
| α2 A | SAO 102681 (mit α2 B) | ||
| α2 B | SAO – | ||
| Tycho-Katalog | α1 | TYC 990/2133/1 | |
| α2 A | TYC 990/2134/1 (mit α2 B) | ||
| α2 B | TYC – | ||
Ras Algethi oder auch Rasalgethi (arabisch رأس الجاثي, DMG {{Modul:Vorlage:lang}} Modul:Multilingual:149: attempt to index field 'data' (a nil value) ‚Kopf des Knienden‘; Bayer-Bezeichnung: α Herculis, kurz: α Her) ist der Hauptstern des Sternbildes Herkules.
Ras Algethi ist kein Einzelstern, sondern ein Dreifachsternsystem. Zudem handelt es sich um einen veränderlichen Stern mit einer mittleren scheinbaren Gesamthelligkeit (alle drei Komponenten zusammengerechnet) von 3,06m.[1] Damit ist Ras Algethi – entgegen dem griechischen Buchstaben α – nur der dritthellste Stern im Herkules (die beiden noch helleren Sterne sind β Herculis und ζ Herculis).
Das Sternsystem liegt etwa 360 Lichtjahre von der Sonne entfernt und ist zwischen 0,41 und 1,25 Milliarden Jahre alt.[4]
Für Amateurastronomen ist Ras Algethi ein interessanter Doppelstern, da er schon in kleinen Instrumenten ab 6 bis 7 cm Objektivöffnung aufgelöst werden kann und einen schönen Farbkontrast zeigt.
Benennung und Aufbau des Sternsystems
Ras Algethi ist ein Dreifachsternsystem und besteht aus den Sternen Ras Algethi A (Bayer-Bezeichnung: α1 Herculis) und Ras Algethi B (Bayer-Bezeichnung: α2 Herculis), wovon nun die Komponente B wiederum doppelt ist. Die Einzelsterne von Ras Algethi B werden als α2 Herculis A (oder Ras Algethi Ba) und α2 Herculis B (oder Ras Algethi Bb) bezeichnet.
Die IAU hat am 30. Juni 2016 die Bezeichnung Rasalgethi als standardisierten Eigennamen nur für den Stern α1 Herculis festgelegt.[11] α2 Herculis hat demnach keinen Eigennamen.
Der Winkelabstand zwischen Ras Algethi A und Ras Algethi B beträgt 4,8″, der Positionswinkel der Komponente B zu A 104°.[12] Der französische Astronom Paul Baize veröffentlichte im Jahr 1980 eine provisorische Bahnberechnung und ermittelte die Umlaufperiode zu 3.600 Jahren, wobei er die Untergrenze bei 2.000 und die Obergrenze bei 4.800 Jahren ansiedelte.[13] Die große Halbachse bestimmte er zu 4,68″, was einer tatsächlichen Strecke von etwa 520 AE[14] entspricht. Die Exzentrizität der Bahn gibt er mit 0 (kreisförmig) an.
Beim Untersystem Ras Algethi B handelt es sich um einen spektroskopischen Doppelstern. Beide Sterne umkreisen einander mit einer Periode von 51,578 Tagen auf einer annähernd kreisförmigen Bahn.[5]
Bahnelemente der Einzelsysteme:
| Bahnelement | Hauptsystem (α1 – α2)[13] | Untersystem (α2 A – α2 B)[5] |
|---|---|---|
| Umlaufperiode | 3.600 J | 51,578 T |
| Epoche des Periastron | Jahr 3685 | JD 2.434.791,026 ± 0,012 |
| Exzentrizität | 0 | 0,0220 ± 0,0022 |
| Große Halbachse | 4,68″ | keine Angaben |
| Bahnneigung | 155,8° | keine Angaben |
| Argument des Knotens | 119,6° | keine Angaben |
| Argument der Periapsis | 5,0° | 67,5 ± 5,7° |
Ras Algethi A (α1 Herculis)
Ras Algethi A ist ein halbregelmäßig veränderlicher Stern der Untergruppe SRc.[15] Seine scheinbare Helligkeit beträgt im Schnitt 3,35m[4] und kann im Maximum auf 2,74m steigen und im Minimum auf 4,00m fallen.[15] Die Schwankung der scheinbaren Helligkeit begründet sich in der Pulsation des Sterns und weist eine Periode von etwa 125 Tagen auf. Diese (Haupt-)Periode wird von einer sekundären, durchschnittlich 1.343-tägigen Periode überlagert.[16] Der Stern gehört der Spektralklasse M5 und der Leuchtkraftklasse Ib bis II an[4] und ist somit als heller Riese einzuordnen. Weiters zählt er zu den AGB-Sternen, weshalb er im Hertzsprung-Russell-Diagramm am asymptotischen Riesenast verortet ist. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 3.280 K.[4]
Lange Zeit war die Masse von Ras Algethi A unklar, was daran lag, dass man seine genaue Entwicklungsphase nicht kannte. So schwankten die Angaben in der Fachliteratur zwischen 1,7 und 15 Sonnenmassen. Jüngere Untersuchungen bestätigten aber die Korrektheit des unteren Massebereiches und geben die Ausgangsmasse des Sterns zwischen 2,175 und 3,25 Sonnenmassen an.[4] Der durch den Sternwind verursachte Masseverlust beträgt 0,00000011[5] bzw. 0,00000015[8] Sonnenmassen pro Jahr. Durch diesen Materieabfluss ist das Ras-Algethi-System (also auch einschließlich der Komponente B) von einer ausgedehnten, dünnen Staubhülle umgeben.[5] Zudem wurde durch interferometrische Beobachtungen eine 518 K warme, kugelschalenförmige Materiehülle um Ras Algethi A nachgewiesen. Sie wird als Folge eines größeren Ausbruchs interpretiert, der sich um 1990 ereignet haben muss und etwa eine Millionstel Sonnenmasse mit 75 km/s in den Weltraum abgestoßen hat.[17]
Bestimmungen des Sternradius kommen teilweise zu stark unterschiedlichen Ergebnissen. So beträgt der per Interferometrie gemessene Sternscheibendurchmesser im nahen Infrarot (K-Band, λ = 2,2 µm) und auf Grundlage der Randverdunkelung 33,15 ± 0,75 Milliwinkelsekunden,[18] was einem realen Durchmesser von etwa 390 ± 80 Sonnendurchmesser[14] entspricht. Dieser ist im mittleren Infrarot (λ = 11,15 µm) mit 39,32 ± 1,04 Milliwinkelsekunden[19] oder umgerechnet etwa 470 ± 100 Sonnendurchmesser[14] deutlich größer. Die Grund des Größenunterschiedes zwischen nahem und mittlerem Infrarot ist nicht bekannt. Man vermutet aber eine den Stern umgebende Hülle heißen Wasserdampfes als Ursache, da Berechnungen zeigen, dass so eine Hülle die optische Tiefe des Sterns zwischen den Wellenlängen so beeinflussen kann, dass sich die Beobachtungen mit den Berechnungen decken.[20] Diesen zwei Größenbestimmungen widersprechen allerdings neuere theoretische Modelle, nach denen Ras Algethi A nur 284 ± 60 Sonnendurchmesser besitzt.[4] Davon abgesehen schwankt der Durchmesser des Sternglobusses mit einer Amplitude von bis zu 14 %, da der Stern pulsiert.[4] (Anmerkung: Zur besonderen Problematik der Definition der Oberfläche bei Riesensternen siehe Artikel: Sternoberfläche.)
Ras Algethi B (α2 Herculis)
Ras Algethi B ist ein spektroskopischer Doppelstern und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 5,39m.[9] Die scheinbaren Helligkeiten der Einzelkomponenten werden auf 5,6m (α2 Herculis A)[5] und 6,6m (α2 Herculis B)[6] geschätzt.
α2 Herculis A ist ein Riesenstern der Spektralklasse G8 III. Seine Ausgangsmasse liegt zwischen 2,175 und 3 Sonnenmassen und seine Oberflächentemperatur bei ca. 4.900 K. Nach theoretischen Modellen befindet er sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm entweder am roten Riesenast am Stande kurz nach Einsetzen des Heliumbrennens (siehe auch: Horizontalast) oder am Beginn der AGB-Phase.[4][8]
α2 Herculis B besitzt die Spektralklasse A9 IV–V und steht entweder am Ende der Hauptreihenphase mit noch stattfindendem Wasserstoffbrennen im Sternkern oder aber schon am Anfang der Phase als Unterriese. Seine Ausgangsmasse liegt zwischen 1,6 und 2,3 Sonnenmassen.[4][8]
Weblinks
- Datenbanklinks zu SIMBAD:
- Ras Algethis Spektrum (amateurastronomische Aufnahme mit Blazegitter und Webcam).
Einzelnachweise
- ↑ 1,0 1,1 Jorge R. Ducati: VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson’s 11-color system. In: CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237. 2002. bibcode:2002yCat.2237....0D. Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR.
- ↑ Benoit Famaey et al.: VizieR Online Data Catalog: Radial velocities for 6691 K and M giants (Famaey+, 2005). In: VizieR On-line Data Catalog: J/A+A/430/165 (ursprünglich veröffentlicht in: bibcode:2005A&A...430..165F). 2004. bibcode:2004yCat..34300165F. Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR.
- ↑ Abgeleitet von der Parallaxe (0,00907 ± 0,00132″ lt. van Leeuwen, 2007). Darauf basierend gibt Moravveji et al. (2013) einen gerundeten Wert von 110 ± 16 pc an.
- ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 4,14 4,15 Ehsan Moravveji et al.: The age and mass of the α Herculis triple-star system from a MESA grid of rotating stars with 1.3 ≤ M/M☉ ≤ 8.0. In: The Astronomical Journal. Bd. 146, Ausg. 3, 2013, Artikel-ID 148. bibcode:2013AJ....146..148M, doi:10.1088/0004-6256/146/6/148, arxiv:1308.1632. Die Leuchtkräfte von α2 Her A und B wurden aus der Publikation von Thiering/Reimers (1993) entnommen und von Moravveji et al. (2013) nach oben korrigiert, da die verwendete Entfernungsangabe von Thiering/Reimers (70 pc) veraltet war.
- ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 Armin J. Deutsch: The Circumstellar Envelope of Alpha Herculis. In: The Astrophysical Journal. Bd. 123, 1956, S. 210–227. bibcode:1956ApJ...123..210D, doi:10.1086/146152.
- ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 N. J. Woolf: The masses of Alpha Herculis and Eta Geminorum. In: The Observatory. Bd. 83, 1963, S. 260–262. bibcode:1963Obs....83..260W. Darauf basierend gibt Moravveji et al. die scheinbare Helligkeit für α2 Her B zu 6,6m an.
- ↑ Erik Høg et al.: The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars. In: VizieR Online Data Catalog: The Tycho-2 Catalogue (Hog+ 2000) (ursprünglich veröffentlicht in: bibcode:2000A&A...355L..27H). 2000. bibcode:2000yCat.1259....0H. Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR: α1 Herculis, α2 Herculis.
- ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 8,5 8,6 8,7 8,8 Inge Thiering, Dieter Reimers: Ultraviolet Observations of the Circumstellar Envelope of α1 Her in the Line-Of of α2 Her. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 274, Ausg. 3, 1993, S. 838–846. bibcode:1993A&A...274..838T.
- ↑ 9,0 9,1 9,2 Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren Jr: VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991). In: VizieR On-line Data Catalog: V/50 (ursprünglich veröffentlicht in bibcode:1964BS....C......0H). 1995. bibcode:1995yCat.5050....0H. Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR: α1 Herculis, α2 Herculis.
- ↑ Zur Berechnung der absoluten Helligkeit subtrahiert man das Entfernungsmodul (hier 5,21m) von der scheinbaren Helligkeit. Das Entfernungsmodul errechnet sich durch −5 mag − (5 mag · lgπ), wobei π die Parallaxe in Bogensekunden (0,00907″ lt. van Leeuwen, 2007) angibt.
- ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1, July 2016. (PDF) Abgerufen am 9. November 2016 (Lua-Fehler in Modul:Multilingual, Zeile 149: attempt to index field 'data' (a nil value), 184 KiB).
- ↑ Brian D. Mason et al.: VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001–2014), Version 2017-05-02. In: VizieR On-line Data Catalog: B/wds (ursprünglich veröffentlicht in: bibcode:2001AJ....122.3466M). 2017. bibcode:2017yCat....102026M. Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR (WDS 17146+1423).
- ↑ 13,0 13,1 Paul Baize: Les masses des étoiles variables a lonuge période. In: L’Astronomie. Bd. 94, 1980, S. 78–79. bibcode:1980LAstr..94...71B.
- ↑ 14,0 14,1 14,2 Die lineare Ausdehnung quer zur Sichtlinie errechnet sich durch 2r · tan(α/2), wobei r die Entfernung in m (360 Lj = 3,41·1018 m) und α die Ausdehnung in Winkelgrad (4,68″ = 0,0013°; 33,15 mas = 9,21·10−6°; 39,32 mas = 1,09·10−5°) angibt. Das ergibt 7,74·1013 m ≈ 520 AE, 5,48·1011 m ≈ 390 R☉ und 6,49·1011 m ≈ 470 R☉. Bei der Toleranzangabe wurde der Messfehler der Entfernung (± 60 Lj) und des Sternscheibendurchmessers ausgelotet (also kleinstmöglicher Abstand in Kombination mit kleinstmöglichem Sternscheibendurchmesser sowie umgekehrt) und das Ergebnis gerundet.
- ↑ 15,0 15,1 Nikolai N. Samus et al.: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013). In: VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs, Version 2013-04-30. bibcode:2009yCat....102025S. Dazugehöriger Datenbankeintrag auf VizieR.
- ↑ Ehsan Moravveji et al.: Investigating the semi-regular light variations of the bright M5 supergiant: α Herculis. In: Astrophysics and Space Science. Bd. 328, Ausg. 1–2, 2010, S. 113–117. bibcode:2010Ap&SS.328..113M, doi:10.1007/s10509-009-0261-x.
- ↑ Ken Tatebe et al.: Observation of a Burst of High-Velocity Dust from α Herculis. In: The Astrophysical Journal. Bd. 658, Ausg. 2, 2007, L103–L106. bibcode:2007ApJ...658L.103T, doi:10.1086/515569.
- ↑ Guy Perrin et al.: Interferometric observations of the supergiant stars α Orionis and α Herculis with FLUOR at IOTA. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 418, 2004, S. 675–685. bibcode:2004A&A...418..675P, doi:10.1051/0004-6361:20040052, arxiv:astro-ph/0402099.
- ↑ Jonathon Weiner, David D. S. Hale, Charles H. Townes: Asymptotic Giant Branch and Supergiant Stellar Diameters in the Mid-Infrared. In: The Astronomical Journal. Bd. 589, Ausg. 2, 2003, S. 978. bibcode:2003ApJ...589..976W, doi:10.1086/374779.
- ↑ Keiichi Ohnaka: Warm water vapor envelope in the supergiants α Ori and α Her and its effects on the apparent size from the near-infrared to the mid-infrared. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 421, 2004, S. 1.149–1.158. bibcode:2004A&A...421.1149O, doi:10.1051/0004-6361:20035668.