Gliese 1

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Stern
Gliese 1
Gliese 1
Sculptor IAU.svg
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Bildhauer
Rektaszension 00h 05m 24,43s [1]
Deklination -37° 21′ 26,5″ [1]
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 8,56
(8,53 bis 8,57) mag [1][2]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp BY [3]
B−V-Farbindex 1,46 [1]
U−B-Farbindex 1,05 [1]
R−I-Index 1,16 [1]
Spektralklasse M2 V [1]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit 25,53 ± 0,01 km/s [4]
Parallaxe 230,10 ± 0,04 mas [5]
Entfernung 14,17 ± 0,01 Lj
4,35 ± 0,01 pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis 10,35 mag [6]
Eigenbewegung [7]
Rek.-Anteil: 5633,44 ± 0,03 mas/a
Dekl.-Anteil: −2334,69 ± 0,03 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse (0,397 ± 0,008) M☉ [8]
Radius (0,396 ± 0,012) R☉ [8]
Effektive Temperatur 3380 K [9]
Metallizität [Fe/H] −0,39 [1]
Alter 100000 a [10]
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Córdoba-DurchmusterungCD -37° 15492
Henry-Draper-KatalogHD 225213 [3]
Gliese-Katalog GJ 1 [4]
Hipparcos-KatalogHIP 439 [5]
SAO-KatalogSAO 192348 [6]
Tycho-KatalogTYC 6995-1264-1[7]
2MASS-Katalog2MASS J00052423-3721257[8]
Weitere Bezeichnungen G 267-025, CPD−37°9435, GCTP 5817.00, LHS 1, LTT 23, NLTT 134, NSV 15017

Gliese 1 ist ein Roter Zwerg im Sternbild Bildhauer am südlichen Sternenhimmel. Er ist mit 14,2 Lichtjahren einer der sonnennächsten Sterne. Wegen seiner Nähe zur Erde ist er ein häufiges Studienobjekt, weshalb viel über seine physikalischen Eigenschaften und seine Zusammensetzung bekannt ist. Allerdings ist er mit einer scheinbaren Helligkeit von 8,5 mag viel zu lichtschwach, um ohne ein Teleskop beobachtet werden zu können.

Entdeckungsgeschichte

Die hohe Eigenbewegung des Sterns wurde zuerst von Benjamin Gould im Jahr 1885 aufgezeichnet. Zu dieser Zeit wurde der Stern als Cordoba Z.C. 23h 1584 bezeichnet.[11] Aufgrund seiner sehr nahen Lage am Ursprung der Rektaszensionskoordinaten der Epoche B1950.0 trägt der Stern sowohl im Catalogue of Nearby Stars von Wilhelm Gliese als auch im Luyten Half-Second catalogue von Willem Jacob Luyten jeweils die erste Nummer.[12][13]

Entfernung

Bestimmung der Entfernung für Gliese 1
Quelle Parallaxe (mas) Entfernung (pc) Entfernung (Lj) Entfernung (Pm)
Woolley et al. (1970)[14] 225 ± 8 4,44  +0,16−0,15 14,5 ± 0,5 137,1  +5,1−4,7
Gliese & Jahreiß (1991)[15] 221,8 ± 7,7 4,51  +0,16−0,15 14,7 ± 0,5 139,1  +5,0−4,7
van Altena et al. (1995)[16] 219,4 ± 9,3 4,56  +0,20−0,19 14,9  +0,7−0,6 140,6  +6,2−5,7
Perryman et al. (1997) (Hipparcos)[17] 229,33 ± 1,08 4,361  +0,021−0,020 14,22 ± 0,07 134,6 ± 0,6
Perryman et al. (1997) (Tycho)[17] 220,10 ± 13,10 4,54  +0,29−0,26 14,8  +0,9−0,8 140,2  +8,9−7,9
van Leeuwen (2007)[5] 230,42 ± 0,90 4,34 ± 0,017 14,15 ± 0,06 133,9 ± 0,5
RECONS TOP100 (2012)[18][19] 230,32 ± 0,90 4,342 ± 0,017 14,16 ± 0,06 134,0 ± 0,5
Gaia DR2 (2018)[20] 230,13 ± 0,06 4,345 ± 0,001 14,166 ± 0,004 134,01 ± 0,03
Gaia DR3 (2022)[21] 230,10 ± 0,04 4,346 ± 0,001 14,168 ± 0,003 134,03 ± 0,03

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

Eigenschaften

Die Spektralklasse des Sterns wurde von M1.5V bis M4.0V eingestuft.[22] Gliese 1 hat schätzungsweise 40 % der Masse der Sonne und 40 % ihres Durchmessers.[8]

Gliese 1 ist vermutlich ein BY-Draconis-Stern und erhielt die provisorische Bezeichnung NSV 15017.[3] Wahrscheinlich handelt es sich auch um einen Flare-Stern.[23] Wie andere Flare-Sterne emittiert Gliese 1 Röntgenstrahlung.[24] Die Temperatur seiner Atmosphärenschichten sind gemessen worden.[25]

Mittels der Speckle-Interferometrie wurde im nahen Infrarot nach einem umlaufenden Begleiter gesucht. Jedoch wurde kein Begleiter bei einer Grenzgröße von 10,5 mag bei einer Astronomischen Einheit (AU) bzw. bei einer Grenzgröße von 12,5 mag bei 10 AU Abstand vom Primärstern gefunden.[26] Radialgeschwindigkeitsmessungen haben ebenfalls keine Hinweise auf einen Begleiter von Gliese 1 ergeben. Die Suche schließt einen Planeten mit wenigen Erdmassen in der Habitablen Zone oder einen Planeten von Jupitermasse mit einem Umlaufradius von 1 AU oder weniger aus. Die Radialgeschwindigkeit zeigt nur geringe oder keine Veränderlichkeit, bei einer Messgenauigkeit von weniger als 20 m/s.[19]

Die Komponenten der Raumgeschwindigkeit für den Stern sind U = +77,2, V = −99,5 und W = −35,6 km/s.[27] Er kreist durch die Milchstraße mit einer Exzentrizität von 0,45 in einer Entfernung vom galaktischen Zentrum, die zwischen 3.510 und 9.150 Parsec variiert. Im Vergleich dazu ist die Sonne augenblicklich 8.500 Parsec vom Zentrum der Milchstraße entfernt.[28] Sterne mit hohen Pekuliargeschwindigkeiten werden Runaway-Sterne genannt. Gliese 1 hat eine hohe Pekuliargeschwindigkeit von 111,3 km/s und der Geschwindigkeitsvektor lässt den Stern möglicherweise der Tucana-Horologium- oder der AB-Doradus-Sternassoziation zuordnen.[10]

Einzelnachweise

  1. ↑ a b c d e f g HD 225213. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 3. Juni 2022.
  2. ↑ NSV 15017. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 3. Juni 2022.
  3. ↑ a b NSV 15017. In: General Catalogue of Variable Stars. Abgerufen am 25. März 2015.
  4. ↑ R. E. Wilson General Catalogue of Stellar Radial Velocities. Carnegie Institute of Washington D.C., 1953.
  5. ↑ a b F. van Leeuwen: HIP 439. Abgerufen am 25. März 2015.
  6. ↑ J. H. M. M. Schmitt, C. Liefke: NEXXUS: A comprehensive ROSAT survey of coronal X-ray emission among nearby solar-like stars. arxiv:astro-ph/0308510.
  7. ↑ M. A. C. Perryman et al.: The Hipparcos Catalogue. In: Astronomy & Astrophysics, 1997, 323: L49–L52
  8. ↑ a b c P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin: Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly. In: Astronomy & Astrophysics. Band 623, März 2019, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/201834371, arxiv:1811.08902, bibcode:2019A&A...623A..72K.
  9. ↑ Thomas. N. Gautier III, G. H. Rieke, John Stansberry, Geoffrey C. Bryden, Karl R. Stapelfeldt, Michael W. Werner, Charles A. Beichman, Christine Chen, Kate Su, David Trilling, Brian M. Patten, Thomas L. Roellig: Far Infrared Properties of M Dwarfs. In: The Astrophysical Journal. 667, Nr. 1, September 2007, S. 527-536. arxiv:0707.0464. bibcode:2007ApJ...667..527G. doi:10.1086/520667.
  10. ↑ a b Tetzlaff, N., Neuhäuser, R., Hohle, M. M.: A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410, Nr. 1, Januar 2011, S. 190–200. arxiv:1007.4883. bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
  11. ↑ Benjamin Gould: Star with large proper motion, in Sculptor. In: Astronomische Nachrichten. 111, Nr. 16, November, S. 256. bibcode:1885AN....111..255G.
  12. ↑ W. Gliese: Catalogue of Nearby Stars. Edition 1969. 1969, bibcode:1969VeARI..22....1G.
  13. ↑ W. J. Luyten: LHS (Luyten half-second) Catalogue. 1976, bibcode:1976lhsc.book.....L.
  14. ↑ R. Woolley, E. A. Epps, M. J. Penston, S. B. Pocock: Catalogue of stars within 25 parsecs of the Sun. Abgerufen am 25. März 2015.
  15. ↑ W. Gliese, H. Jahreiß: Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars. Abgerufen am 25. März 2015.
  16. ↑ Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: The General Catalogue of Trigonometric Stellar Parallaxes. Abgerufen am 25. März 2015.
  17. ↑ a b Perryman et al.: The Hipparcos and Tycho Catalogues. Abgerufen am 25. März 2015.
  18. ↑ RECONS: The One Hundred Nearest Star Systems. Abgerufen am 25. März 2015.
  19. ↑ a b M. Zechmeister, M. Kürster, M. Endl: The M dwarf planet search programme at the ESO VLT + UVES. A search for terrestrial planets in the habitable zone of M dwarfs. arxiv:0908.0944.
  20. ↑ Gaia DR2 bei VizieR[1]
  21. ↑ Gaia DR3 bei VizieR[2]
  22. ↑ M2: SIMBAD (2022). M3: Thomas N. Gautier, IIIet al. (2007). M3: J. H. M. M. Schmitt et al. (2004). M4: Olin J. Eggen (1996) M4: L. E. Pasinetti-Fracassini et al. (2001).
  23. ↑ Pasinetti Fracassini, L. E., Pastori, L., Covino, S., Pozzi, A.: Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics. In: Astronomy and Astrophysics. 367, Nr. 2, Februar 2001, S. 521–524. arxiv:astro-ph/0012289. bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451.
  24. ↑ JHMM Schmitt, TA Fleming, MS Giampapa: The X-ray view of the low-mass stars in the solar neighborhood. In: Ap J.. 450, Nr. 9, September 1995, S. 392–400. bibcode:1995ApJ...450..392S. doi:10.1086/176149.
  25. ↑ E. Lexen, R. Wehrse, J. Liebert, M. S. Bessell: The outer atmospheric layers of the early M dwarf Gliese 1. In: Astronomy and Astrophysics. 509, Januar 2010. bibcode:2010A&A...509A.101L. doi:10.1051/0004-6361/200912434.
  26. ↑ C. Leinert, T. Henry, A. Glindemann, D. W. McCarthy, Jr.: A search for companions to nearby southern M dwarfs with near-infrared speckle interferometry. In: Astronomy and Astrophysics. 325, September 1997, S. 159–166. bibcode:1997A&A...325..159L.
  27. ↑ Olin J. Eggen: Distribution and Correlation of Age, Abundance, and Motion of Lower Main Sequence Stars. In: Astronomical Journal. 111, Januar 1996, S. 466–475. bibcode:1996AJ....111..466E. doi:10.1086/117797.
  28. ↑ Christine Allen, Alfredo Santillan: An improved model of the galactic mass distribution for orbit computations. In: Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica. 22, Oktober 1991, S. 255–263. bibcode:1991RMxAA..22..255A.
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