Quelltext der Seite Delta Equulei

{{Infobox Doppelstern
|            Name = δ Equulei
|            Bild = 
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|        KarteDir = UL
|          KarteX = 798
|          KarteY = 819
|     Kartendaten = 
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|       Sternbild = Equ
|  Visuell-gesamt = 4,49<ref name="Ducati_2002">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, 0 (2002)''. 2002. {{bibcode|2002yCat.2237....0D}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ571cf1f6818e&-out.add=.&-source=II/237/colors&Name=HD%20202275 Katalogeintrag auf VizieR].</ref>
|              Gr = 4
|        Planeten = 
|             Rek = 21/14/28.81
|             Dek = +/10/00/25.1
|            Size = 1
|         Caption = δ Equulei
|       Parallaxe = 54,41 ± 0,14
|              LJ = 59,94 ± 0,16
|              PC = 18,379 ± 0,048
|     Absolut-vis = 3,16 ± 0,06
|     Absolut-bol = 3,01 ± 0,06
|         Periode = 2 084,03 ± 0,10 [[Tag|d]]
|  GroßeHalbachse = 0,231 965 ± 0,000 008″<br />(ca. 4,26 [[Astronomische Einheit|AE]]<ref name="Distanz_Wahr">Wahre große Halbachse errechnet aus Distanz zur Sonne ''d'' in AE (18,379&nbsp;pc = 3&nbsp;790&nbsp;941&nbsp;AE) und großer Halbachse ''a'' in Winkelgrad (0,231&nbsp;965″ = 0,000&nbsp;064&nbsp;434&nbsp;7°) gemäß ''2d&nbsp;·&nbsp;tan(a/2)'' = 4,26&nbsp;AE. Kleinster Abstand = 4,26&nbsp;AE&nbsp;·&nbsp;(1&nbsp;−&nbsp;Exzentrizität) = 2,40 AE. Größter Abstand = 4,26&nbsp;AE&nbsp;·&nbsp;(1&nbsp;+&nbsp;Exzentrizität) = 6,13 AE.</ref>)
|   Exzentrizität = 0,436 851 ± 0,000 025
|      Periastron = ca. 2,40 AE<ref name="Distanz_Wahr" />
|        Apastron = ca. 6,13 AE<ref name="Distanz_Wahr" />
|     Bahnneigung = 99,408 3 ± 0,009 8°
| ArgumentdesKnotens = 23,362 ± 0,012°
| PeriastronEpoche = modif. heliozentr. [[Julianisches Datum|JD]]<br />53 112,071 ± 0,052<br />(ca. 2004,29)
| ArgumentderPeriapsis = 7,735 ± 0,013°
|        V-Radial = −15,85 ± 0,074
|            V-RA = 42,39 ± 0,68
|            V-DE = −304,19 ± 0,42
|           Alter = 2,2 ± 0,6 Mrd. [[Jahr|a]]
<!-- Komponente A -->
|           Name1 = A
|        Visuell1 = 5,20 ± 0,03<ref name="ten_Brummelaar_2000">Theo A. ten Brummelaar ''et al.'': ''Binary Star Differential Photometry Using the Adaptive Optics System at Mount Wilson Observatory''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 119, Ausg. 5, 2000, S. 2.408–2.410, 2.412, {{bibcode|2000AJ....119.2403T}}. [[doi:10.1086/301338]].</ref>
| Spektralklasse1 = F7 V
|      U-B-Index1 = 
|      B-V-Index1 = 0,45 ± 0,04
|    Absolut-vis1 = 3,87 ± 0,05
|    Absolut-bol1 = 3,72 ± 0,05
|          Masse1 = 1,192 ± 0,012
|         Radius1 = 1,30 ± 0,08
|    Leuchtkraft1 = 2,25 ± 0,13
|     Temperatur1 = 6 200 ± 150
|   Metallizität1 = 
|       Rotation1 = 
<!-- Komponente B -->
|           Name2 = B
|        Visuell2 = 5,29 ± 0,05<ref name="ten_Brummelaar_2000" />
| Spektralklasse2 = F7 V
|      U-B-Index2 = 
|      B-V-Index2 = 0,55 ± 0,07
|    Absolut-vis2 = 3,96 ± 0,06
|    Absolut-bol2 = 3,81 ± 0,06
|          Masse2 = 1,187 ± 0,012
|         Radius2 = 1,25 ± 0,08
|    Leuchtkraft2 = 2,07 ± 0,12
|     Temperatur2 = 6 200 ± 150
|   Metallizität2 = 
|       Rotation2 = 
<!-- Bezeichnungen -->
|     Bayer = δ Equulei
| Flamsteed = 7 Equulei
|        BD = +9°&nbsp;4746
|       BD1 = 
|       BD2 = 
|        CD = 
|       CD1 = 
|       CD2 = 
|        HD = 202275
|       HD1 = 
|       HD2 = 
|       HIP = 104858
|      HIP1 = 
|      HIP2 = 
|        HR = 8123
|       HR1 = 
|       HR2 = 
|       SAO = 126643
|      SAO1 = 
|      SAO2 = 
|       TYC = 1109/2583/1
|      TYC1 = 
|      TYC2 = 
|       WDS = 21145+1000
|       ADS = 14773
|   Weitere = STT 535
|  Weitere1 = 
|  Weitere2 = 
<!-- Quellen -->
|    RekDekRef = <ref>[[Gaia (Raumsonde)|Gaia Collaboration]]: ''[[Gaia DR2|VizieR Online Data Catalog: Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018)]]''. In: '' VizieR On-line Data Catalog: I/345. Originally published in: 2018A&A...616A...1G''. 2018. {{bibcode|2018yCat.1345....0G}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5bc0a5de9328&-out.add=.&-source=I/345/gaia2&source_id=1743871762876699776 Katalogeintrag auf VizieR.]</ref>
|     V-RadRef = <ref name="Pourbaix_2000">Dimitri Pourbaix: ''Resolved double-lined spectroscopic binaries: A neglected source of hypothesis-free parallaxes and stellar masses''. In: ''[[Astronomy and Astrophysics Supplement Series]]''. Bd. 145, 2000, S. 219. {{bibcode|2000A&AS..145..215P}}. [[doi:10.1051/aas:2000237]].</ref>
| ParallaxeRef = <ref name="Muterspaugh_2008">Matthew W. Muterspaugh ''et al.'': ''Masses, Luminosities, and Orbital Coplanarities of the μ Orionis Quadruple-Star System from Phases Differential Astrometry''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 135, Ausg. 3, 2008, S. 773. {{bibcode|2008AJ....135..766M}}, [[doi:10.1088/0004-6256/135/3/766]], {{arXiv|0710.2126}}.</ref>
|      LJPCRef = <ref name="Muterspaugh_2008" />
|     OrbitRef = <ref name="Muterspaugh_2008" />
|       VisRef = 
|    PlanetRef =
|      SpekRef = <ref name="Torres_2010">Guillermo Torres, Johannes Andersen, Álvaro Giménez: ''Accurate masses and radii of normal stars: Modern results and applications''. In: ''[[Astronomy and Astrophysics|The Astronomy and Astrophysics Review]]''. Bd. 18, Ausg. 1–2, 2010. {{bibcode|2010A&ARv..18...67T}}, [[doi:10.1007/s00159-009-0025-1]], {{arXiv|0908.2624}}.</ref>
|        UBRef =
|        BVRef = <ref name="ten_Brummelaar_2000" />
|       AbsRef = <ref name="ten_Brummelaar_2000" />
|     MasseRef = <ref name="Muterspaugh_2008" />
|    RadiusRef = <ref name="Torres_2010" />
|        LkRef = <ref name="Torres_2010" />
|      TempRef = <ref name="Torres_2010" />
|    MetallRef =
|       RotRef =
|     AlterRef = <ref name="Muterspaugh_2005">Matthew W. Muterspaugh ''et al.'': ''PHASES high-precision differential astrometry of δ Equulei''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 130, Ausg. 6, 2005, S. 2.866–2.875. {{bibcode|2005AJ....130.2866M}}, [[doi:10.1086/497035]], {{arXiv|astro-ph/0507585}}.</ref>
}}

'''δ Equulei''' ('''Delta Equulei''', kurz '''δ Equ''') ist ein [[Doppelstern]] im [[Sternbild]] [[Füllen (Sternbild)|Füllen]]. Er ist 4,49<sup>m</sup> hell und liegt 60 [[Lichtjahr]]e von der [[Sonne]] entfernt. Die Einzelsterne umkreisen einander mit einer [[Umlaufperiode]] von 5,7 Jahren.

== Physikalische Eigenschaften ==
Der Doppelstern setzt sich aus den Sternen '''δ Equulei A''' und '''δ Equulei B''' zusammen, welche [[scheinbare Helligkeit]]en von 5,2<sup>m</sup> (δ Equ A) und 5,3<sup>m</sup> (δ Equ B)<ref name="ten_Brummelaar_2000" /> besitzen (zusammengerechnet ergibt dies 4,49<sup>m</sup><ref name="Ducati_2002" />). Die Sterne ähneln sich in ihren physikalischen Eigenschaften sehr: Sie gehören beide der [[Spektralklasse|Spektral- und Leuchtkraftklasse]] F7&nbsp;V an,<ref name="Torres_2010" /> sie besitzen mit ca. 6&nbsp;200 [[Kelvin|K]]<ref name="Torres_2010" /> in etwa die gleiche [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] und sie sind mit je knapp 1,2 [[Sonnenmasse]]n<ref name="Muterspaugh_2008" /> annähernd gleich schwer. Die [[Metallizität]] ''[Fe/H]'' des Sternsystems beträgt −0,07,<ref name="Muterspaugh_2005" /> was in anderen Worten 85 Prozent der solaren Metallizität entspricht. Auf Basis der Modelle zur [[Sternevolution]] wurde das Alter des Systems zu 2,2&nbsp;±&nbsp;0,6 Milliarden Jahre berechnet.<ref name="Muterspaugh_2005" />

== Das Sternsystem ==
Mit einer Umlaufzeit von 5,7 Jahren besaß δ Equulei bis ins 20. Jahrhundert eine der kürzesten bekannten Umlaufperioden unter den [[Doppelstern#Visuelle Doppelsterne|visuellen Doppelsternen]],<ref>Im ''Lehrbuch der Astronomie'' (Elis Strömgren, [[Bengt Strömgren]], 1933) wird δ Equulei sogar als ''der'' visuelle Doppelstern mit der kürzesten bekannten Umlaufperiode bezeichnet (S. 422). In [[Gerard Kuiper]]s Publikation ''The Visual Binary of Shortest Known Period, B.&nbsp;D.&nbsp;−8°4352'' von 1936 (In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', Bd. 48, Ausg. 281, S. 19, {{bibcode|1936PASP...48...19K}}) nimmt er den dritten Platz hinter BD&nbsp;−8°4352 (=&nbsp;HD 152751, P&nbsp;=&nbsp;1,7 Jahre) und δ 31 (=&nbsp;HD 9770, P&nbsp;=&nbsp;4,6 Jahre) ein.</ref> wobei visuell bedeutet, dass er mit einem Teleskop oder Fernrohr (vor dem Aufkommen moderner Techniken wie [[Interferometrie]], [[Speckle-Interferometrie]], [[adaptive Optik]] etc.) noch in zwei getrennte Lichtquellen auflösbar war. Den größtmöglichen Winkelabstand erreichen die Sterne annähernd beim Durchlauf des [[Apastron]]s mit 0,33″.<ref name="Workman">Berechnet mit dem ''Binary Star Calculator'' (Vers. 3) von Brian Workman nach den Bahnelementen von Muterspaugh ''et al.'', 2008.</ref> Zugleich ist δ Equulei ein [[spektroskopischer Doppelstern]], da er periodische Verschiebungen der Spektrallinien im [[Linienspektrum]] zeigt, die durch die Umkreisung der Sterne und folglich der Änderung ihrer [[Radialgeschwindigkeit]] entstehen ([[Doppler-Effekt]]). Das System gehört zu den SB2-Doppelsternen (''double-lined spectroscopic binary'').<ref name="Pourbaix_2000" /> Hierbei sind im Linienspektrum die Linien von ''beiden'' Komponenten sichtbar. δ Equulei ist eines der wenigen Systeme, die sowohl zu den visuellen als auch zu den spektroskopischen Doppelsternen zählen. Das erlaubt es, alle [[Bahnelement]]e eindeutig zu bestimmen und die Lage des Systems im Raum dreidimensional wiederzugeben (bei rein visuellen bzw. rein spektroskopischen Doppelsternen ist dies nicht möglich).

Die Doppelsternnatur von δ Equulei wurde im Jahr 1852 von [[Otto Wilhelm von Struve]] entdeckt.<ref name="Struve_1859">[[Otto Wilhelm von Struve]]: ''On some lately discovered Double Stars''. In: ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', Bd. 20, 1859, S. 10–11. {{bibcode|1859MNRAS..20....8S}}.</ref> William Hussey bestimmte um 1900 am [[Lick-Observatorium]] die Umlaufzeit erstmals korrekt zu 5,7 Jahre;<ref name="Hussey_1900">William Joseph Hussey: ''Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535''. In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific''. Bd. 12, Ausg. 76, 1900, S. 215–218. {{bibcode|1900PASP...12..215H}}, [[doi:10.1086/121393]]. Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; See, 1895–1896: 11,45 Jahre).</ref> seine übrigen angegebenen Bahnelemente wichen noch deutlich von den modernen Werten ab. δ Equulei löste dabei den bisherigen „Rekordhalter“ [[Jih|κ Pegasi]] als visuellen Doppelstern mit der kürzesten bekannten Umlaufperiode (11,6 Jahre) ab.<ref name="Hussey_1900" /> Die vollständigen korrekten Bahnelemente wurden später von [[Willem Jacob Luyten]] berechnet und im Jahr 1934 publiziert.<ref name="Luyten_1934">[[Willem Jacob Luyten]]: ''New Orbits for Four Binary Stars''. In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific''. Bd. 46, Ausg. 272, 1934, S. 199. {{bibcode|1934PASP...46..199L}}. [[doi:10.1086/124454]].</ref> Im Laufe der Zeit präzisierten weitere visuelle und spektroskopische Beobachtungen diese Ergebnisse. Mittlerweile sind die physikalischen Eigenschaften und der Orbit so gut bekannt, dass δ Equulei als [[Standardstern]] für verschiedene astronomische Untersuchungen dient.<ref name="Muterspaugh_2005" />  Die modernen Werte für die Umlaufzeit betragen 5,713 Jahre (Söderhjelm, 1999),<ref name="Söderhjelm_1999">Staffan Söderhjelm: ''Visual binary orbits and masses post Hipparcos''. In: ''[[Astronomy and Astrophysics]]''. Bd. 341, 1999, S. 124. {{bibcode|1999A&A...341..121S}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5bbf3b826062&-out.add=.&-source=J/A%2bA/341/121&HIP=104858 Katalogeintrag auf VizieR.]</ref> 5,703&nbsp;±&nbsp;0,007 Jahre (Pourbaix, 2000),<ref name="Pourbaix_2000" /> 5,705&nbsp;8&nbsp;±&nbsp;0,000&nbsp;3 Jahre (Muterspaugh ''et al.'', 2005)<ref name="Muterspaugh_2005" /> und 5,705&nbsp;89&nbsp;±&nbsp;0,000&nbsp;27 Jahre (Muterspaugh ''et al.'', 2008).<ref name="Muterspaugh_2008" />

Bei einem Doppelsternsystem kreisen immer beide Komponenten um das gemeinsame [[Baryzentrum]]. Wenn nun der Hauptstern einen ruhenden Punkt in einem Koordinatensystem einnimmt und die Umlaufbahn von δ Equulei B relativ um A erscheint, besitzt ebendiese relative Bahn eine [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] von 0,437<ref name="Muterspaugh_2008" /> und eine [[große Halbachse]] von 0,23″<ref name="Muterspaugh_2008" /> (ca. 4,26 [[Astronomische Einheit|AE]]<ref name="Distanz_Wahr" />). Von der Erde aus erscheint uns aber der Orbit aufgrund der [[Bahnneigung]] von 99°<ref name="Muterspaugh_2008" /> perspektivisch stark verzerrt (scheinbare Bahn).

Berechnungen zeigen, dass sowohl um δ Equulei A als auch B eine stabile Planetenbahn existiert ([[Exoplanet]] vom Typ S), sofern die große Halbachse des (hypothetischen) Planeten ca. 2/3 einer [[Astronomische Einheit|AE]] (etwa 100 Mio. km) nicht übersteigt.<ref name="Muterspaugh_2005" /><ref name="Holman_1999">Matthew J. Holman, Paul A. Wiegert: ''Long-Term Stability of Planets in Binary Systems''. In: ''[[Astronomical Journal|The Astronomical Journal]]''. Bd. 117, Ausg. 1, 1999, S. 625. {{bibcode|1999AJ....117..621H}}, {{arXiv|astro-ph/9809315}}.</ref> Die Umlaufzeit eines Himmelskörpers mit dieser größtmöglichen großen Halbachse läge bei rund 0,42 Jahren.<ref name="Muterspaugh_2005" /><ref name="Holman_1999" /> Größere Bahnen würden vom jeweiligen Nachbarstern gestört werden und wären somit nicht stabil. Für eine stabile Bahn um ''beide'' Sterne ([[Zirkumbinärer Planet|Exoplanet vom Typ P]]) betrüge die Mindestgröße der großen Halbachse 16 AE und die hierzu gehörige Periode 37 Jahre.<ref name="Holman_1999" /> Eine Studie aus dem Jahr 2005 konnte keinen massereichen Planeten nachweisen.<ref name="Muterspaugh_2005" />

Ein dritter Stern, ''δ Equulei C'', befindet sich im Abstand von 76,5″ bei einem [[Positionswinkel]] von 6° zu δ Equulei A und B (Messung aus dem Jahr 2016). Dieser 10,2<sup>m</sup> helle Stern ist aber kein physisches Mitglied, sondern nur einen „optischer Begleiter“, d.&nbsp;h. hierbei handelt es sich nur um einen Hintergrundstern. Entdeckt wurde δ Equulei C von [[Wilhelm Herschel]]. 1781 maß er noch einen Abstand und einen Positionswinkel von 19,5″ und 78°.<ref name="WDS">Brian D. Mason ''et al.'': ''VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001–2014)'', Version 2018-09-24. In: ''VizieR On-line Data Catalog: B/wds. Originally published in: 2001AJ....122.3466M''. 2018. {{bibcode|2018yCat....102026M}}. [http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ567598a4b4a5&-out.add=.&-source=B/wds&WDS=21145%2b1000 Katalogeintrag auf VizieR.]</ref>

== Ephemeriden ==
Aus den Bahnelementen in der Infobox rechts lassen sich folgende [[Ephemeriden]] berechnen (jeweils Jahresmitte):<ref name="Workman" />
{| class="wikitable"
! Jahr !! Abstand !! Positionswinkel
|-
| 2018 || 0,33″   || 202,4°
|-
| 2019 || 0,25″   || 196,8°
|-
| 2020 || 0,05″   || 163,3°
|-
| 2021 || 0,12″   || 19,3°
|-
| 2022 || 0,15″   || 215,6°
|-
| 2023 || 0,31″   || 205,7°
|}

== Weblinks ==
* [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=del+equ Datenbankeintrag auf SIMBAD.]
* [http://www.dibonsmith.com/equ_d.gif Orbit des δ-Equulei-Systems (relative scheinbare Bahn).]
* [http://www.epsilon-lyrae.de/Doppelsterne/Galerie/Equuleus.html epsilon-lyrae.de: Eigenbewegung von δ Equulei A und B relativ zum Hintergrundstern δ Equulei C.]

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Individueller Stern vierter Größe]]
[[Kategorie:Doppelstern]]
[[Kategorie:Füllen (Sternbild)]]