70 Ophiuchi

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Doppelstern
70 Ophiuchi
70 Ophiuchi
Ophiuchus IAU.svg
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild Schlangenträger
Scheinbare Helligkeit [1][2][3] 4,03 (4,00 bis 4,03) mag
Astrometrie
Parallaxe (195,57 ± 0,20)
(195,86 ± 0,25) mas[4][5]
Entfernung  (16,67 ± 0,02)
(16,64 ± 0,03) Lj
((5,11 ± 0,01)
(5,11 ± 0,01) pc)
Eigenbewegung:
Rek.-Anteil: (206,53 ± 0,25)
(333,29 ± 0,27) mas/a
Dekl.-Anteil: (−1107,49 ± 0,16)
(−1068,35 ± 0,22) mas/a
Orbit[6]
Periode 88,3 a
Große Halbachse 4,56"
Exzentrizität 0,495
Bahnneigung 120,8°
Argument des Knotens 301,4°
Epoche des Periastrons 1984.3
Argument der Periapsis 13,2°
Einzeldaten
Namen A; B
Beobachtungsdaten:
Rektaszension[1][4][5] A 180527.24818h 05m 27.248s
B 180527.46318h 05m 27.463s
Deklination[1][4][5] A 2023000.527+2° 30′ 00.527″
B 2022956.209+2° 29′ 56.209″
Scheinbare Helligkeit [1][2][3] A 4,22 mag
B 6,01 mag
Typisierung:
Spektralklasse[4][5] A K0 V
B K4 V
Physikalische Eigenschaften:
rel. Helligkeit
(G-Band)[4][5] 		A 3,99 ± 0,01 mag
B 5,54 ± 0,01 mag
Masse[7] A 0,90 ± 0,04 M☉
B 0,70 ± 0,07 M☉
Radius[3][8] A 0,91 ± 0,03 R☉
B 0,70 R☉
Leuchtkraft[7][8] A 0,59 ± 0,02 L☉
B 0,13 ± 0,03 L☉
Effektive Temperatur[7][9] A 5.300 K
B 4.350 ± 150 K
Metallizität [Fe/H][10] A 0,04
B
Rotationsdauer[10] A 19,7 d
B
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Flamsteed-Bezeichnung70 Oph
Bonner Durchmusterung BD +02 3482
Bright-Star-Katalog HR 6752 [3]
Henry-Draper-Katalog HD 165341 [4]
SAO-Katalog SAO 123107 [5]
Hipparcos-Katalog HIP 88601 [6]
Bonner Durchmusterung BD +02 3482A BD +02 3482B
Henry-Draper-Katalog HD 165341A HD 165341B
Tycho-Katalog TYC 434-5213-1[7]TYC 434-5212-1[8]
WDS-Katalog WDS J18055+0230AB
Weitere Bezeichnungen:V2391 Oph, GJ 702

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70 Ophiuchi ist ein Doppelsternsystem in etwa 16,6 Lichtjahren Entfernung von der Sonne. Es ist mit dem bloßen Auge als Stern 4. Größe im Sternbild Schlangenträger sichtbar.

Eigenschaften

Beide Komponenten sind Hauptreihensterne der Spektralklasse K. Die primäre Komponente ist ein gelblich-oranger BY-Draconis-Stern[11] der Spektralklasse K0, die sekundäre Komponente ein Hauptreihenstern der Spektralklasse K4. Die beiden Sterne umkreisen einander in einer mittleren Entfernung von 23,3 AE. Aufgrund der sehr exzentrischen Umlaufbahn variiert der Abstand zwischen ihnen von 11,4 bis 34,8 AE. Die Umlaufzeit beträgt 83,38 Jahre.[12]

Geschichte

Das System wurde zuerst im späten 18. Jahrhundert von Wilhelm Herschel in seiner Arbeit über Doppelsterne katalogisiert. Herschel belegte, dass es sich um ein durch Gravitation zusammengehaltenes Doppelsystem handelte, innerhalb dessen beide Sternen um ein gemeinsames Massezentrum kreisen. Dies war ein wichtiger Beitrag zum Beweis dafür, dass Newtons Gravitationsgesetz auch bei Objekten außerhalb des Sonnensystems zutrifft. Herschel vermutete außerdem, dass möglicherweise ein dritter unsichtbarer Begleiter die Bahn der beiden sichtbaren Sterne beeinflussen würde.[13]

Entfernung

Bestimmung der Entfernung für 70 Ophiuchi
Quelle Parallaxe (mas) Entfernung (pc) Entfernung (Lj) Entfernung (Pm)
Woolley et al. (1970)[14] 195 ± 5 5,13 ± 0,13 16,7 ± 0,4 158,2+4,2−4
Gliese & Jahreiß (1991)[15] 199,0 ± 3,6 5,03 ± 0,09 16,39 ± 0,30 155,1 ± 2,9
van Altena et al. (1995)[16] 199,7 ± 3,4 5,01 ± 0,09 16,33 ± 0,29 154,5 ± 2,7
Perryman et al. (1997) (Hipparcos)[17] 196,62 ± 1,38 5,09 ± 0,04 16,59 ± 0,12 156,9 ± 1,1
Perryman et al. (1997) (Tycho)[18]
Söderhjelm (1999)[19] 195,7 ± 0,9 5,11 ± 0,024 16,67 ± 0,08 157,7 ± 0,7
van Leeuwen (2007)[20] 196,72 ± 0,83 5,083 ± 0,022 16,58 ± 0,07 156,9 ± 0,7
RECONS TOP100 (2012)[21] 195,96 ± 0,87 5,103 ± 0,023 16,64 ± 0,07 157,5 ± 0,7
Gaia DR3 (2022)[22][23] 195,57 ± 0,20
195,86 ± 0,25 		5,113 ± 0,005
5,106 ± 0,007 		16,669 ± 0,017
16,644 ± 0,022 		157,69 ± 0,16
157,46 ± 0,20

Nicht trigonometrische Entfernungsbestimmungen sind kursiv markiert. Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.

Vermutetes Planetensystem

1855 behauptete W. S. Jacob vom Madras Observatory der Britischen Ostindien-Kompanie, dass die Umlaufbahn des Paars eine Anomalie aufweise und es höchst wahrscheinlich sei, dass ein planetarer Körper mit dem System in Verbindung stehe.[24] Auch der amerikanische Astronom Thomas Jefferson Jackson See stellte 1899 die These auf, dass ein dunkler Begleiter existiere,[13] doch sein Landsmann und Berufskollege Forest Ray Moulton konnte kurz darauf nachweisen, dass ein Dreikörpersystem mit den spezifischen Bahneigenschaften höchst instabil wäre.[25] Sowohl die These von Jacob als auch die von See stellten sich als fehlerhaft heraus.[6] W. S. Jacob war dabei möglicherweise der erste, der die Existenz eines Exoplaneten aufgrund astrometrischer Nachweise annahm.

1943 stellten Dirk Reuyl (der Cousin von Peter van de Kamp) und Erik Holberg erneut die Behauptung auf, ein Planetensystem nachgewiesen zu haben. Ihrer Ansicht nach hätte der Begleiter schätzungsweise ein Zehntel der Sonnenmasse gehabt.[26] Dies wurde seinerzeit als eine Sensation wahrgenommen, jedoch aufgrund von späteren Beobachtungen abermals widerlegt.[6]

Trotzdem kann die Möglichkeit der Existenz von Planeten in dem System nicht vollständig ausgeschlossen werden. Astronomen vom McDonald-Observatorium kamen 2006 zu dem Schluss, dass ein oder mehrere Planeten mit Massen zwischen 0,46 und 12,8 Jupitermassen in einem mittleren Abstand zwischen 0,05 und 5,2 AE existieren könnten.[27]

Weblinks

  • Solstation.com: 70 Ophiuchi 2? (englisch).

Einzelnachweise

  1. ↑ a b 70 Oph. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. Juni 2022.
  2. ↑ V2391 Oph. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 4. Juni 2022.
  3. ↑ a b Jim Kaler: 70 Oph. In: STARS. Abgerufen am 4. Juni 2022 (englisch).
  4. ↑ a b c d 70 Oph A. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. Juni 2022.
  5. ↑ a b c d 70 Oph B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. Juni 2022.
  6. ↑ a b c W.D. Heintz: The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 82, Nr. 3, Juni 1988, S. 140. bibcode:1988JRASC..82..140H.
  7. ↑ a b c J. Fernandes, Y. Lebreton, A. Baglin, P. Morel: Fundamental stellar parameters for nearby visual binary stars: eta Cas, XI Boo, 70 OPH and 85 Peg. In: Astronomy and Astrophysics. 338, 1998, S. 455–464. bibcode:1998A&A...338..455F.
  8. ↑ a b H. Bruntt, T. R. Bedding, P.-O. Quirion, G. Lo Curto, F. Carrier, B. Smalley, T. H. Dall, T. Arentoft, M. Bazot: Accurate fundamental parameters for 23 bright solar-type stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405, Nr. 3, Juli 2010, S. 1907–1923. arxiv:1002.4268. bibcode:2010MNRAS.405.1907B. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16575.x.
  9. ↑ O. Morell, D. Kallander, H. R. Butcher: The age of the Galaxy from thorium in G dwarfs, a re-analysis. In: Astronomy and Astrophysics. 259, Nr. 2, 1992, S. 543–548. bibcode:1992A&A...259..543M.
  10. ↑ a b J. Maldonado, R. M. Martínez-Arnáiz, C. Eiroa, D. Montes, B. Montesinos: A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups. In: Astronomy and Astrophysics. 521, Oktober 2010, S. A12. arxiv:1007.1132. bibcode:2010A&A...521A..12M. doi:10.1051/0004-6361/201014948.
  11. ↑ General Catalog of Variable Stars: V2391 Oph. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  12. ↑ Solstation.com: 70 Ophiuchi 2? Abgerufen am 24. Mai 2015.
  13. ↑ a b Thomas Jefferson Jackson See: Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body. In: The Astronomical Journal. 16, 1896, S. 17. bibcode:1896AJ.....16...17S. doi:10.1086/102368.
  14. ↑ Woolley R.; Epps E. A.; Penston M. J.; Pocock S. B.: Woolley 702. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  15. ↑ Gliese, W. und Jahreiß, H. (1991): Gl 702. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  16. ↑ Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: GCTP 4137. Abgerufen am 24. April 2015.
  17. ↑ Perryman et al.: HIP 88601. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  18. ↑ Perryman et al.: HIP 88601. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  19. ↑ Söderhjelm, Staffan: HIP 88601. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  20. ↑ van Leeuwen F.: HIP 88601. Abgerufen am 24. April 2015.
  21. ↑ RECONS: THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS. Abgerufen am 24. Mai 2015.
  22. ↑ 70 Oph A: Gaia DR3 bei VizieR[1]
  23. ↑ 70 Oph B: Gaia DR3 bei VizieR[2]
  24. ↑ W.S. Jacob: On Certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15, Nr. 9, 1855, S. 228–230. bibcode:1855MNRAS..15..228J. doi:10.1093/mnras/15.9.228.
  25. ↑ Thomas J. Sherrill: A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See Archiviert vom Original am 25. September 2007. In: Journal for the History of Astronomy. 30, 1999, S. 25–50. bibcode:1999JHA....30...25S. doi:10.1177/002182869903000102. Abgerufen am 23. Oktober 2015.
  26. ↑ Dirk Reuyl, Erik Holmberg: On the Existence of a Third Component in the System 70 Ophiuchi. In: The Astrophysical Journal. 97, Januar 1943, S. 41–46. bibcode:1943ApJ....97...41R. doi:10.1086/144489.
  27. ↑ Wittenmyer, Michael Endl, William D. Cochran, Artie P. Hatzes, G. A. H. Walker, S. L. S. Yang, Diane B. Paulson: Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program. In: The Astronomical Journal. 132, Nr. 1, 7. April 2006, S. 177–188. arxiv:astro-ph/0604171. bibcode:2006AJ....132..177W. doi:10.1086/504942.
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