R Andromedae
aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
| Stern R Andromedae | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
  | |||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||
| Sternbild | Andromeda | ||||||||||||||||
| Rektaszension | 00h 24m 1,95s [1] | ||||||||||||||||
| Deklination | +38° 34′ 37,4″ [1] | ||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 7,39 (5,8 – 15,2) mag [1][2][3] | ||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | M [3] | ||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | 1,97 [1] | ||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | 1,25 [1] | ||||||||||||||||
| R−I-Index | 2,15 [1] | ||||||||||||||||
| Spektralklasse | S3,5e-S8,8e (M7e) [2][3] | ||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (−6,4 ± 0,7) km/s [1] | ||||||||||||||||
| Parallaxe | (2,64 ± 0,16) mas [1] | ||||||||||||||||
| Entfernung | (1200) Lj (380) pc | ||||||||||||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | −16,02 ± 0,15 mas/a | ||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | −32,79 ± 0,14 mas/a | ||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||
| Radius | (485 ± 124) R☉ [4] | ||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||
| |||||||||||||||||
R Andromedae (kurz R And) ist ein langperiodisch veränderlicher Stern vom Mira-Typ im Sternbild Andromeda. Seine scheinbare Helligkeit schwankt mit einer Periode von 409,2 Tagen und einer sehr großen Amplitude zwischen einem Maximalwert von 5,8 mag, wo er mit bloßem Auge sichtbar ist, und einem Minimalwert von 15,2 mag, wo er erst mit Hilfe eines 25-cm-Teleskops erkennbar ist.[5] Er gehört zur Spektralklasse S und sein Spektrum zeigt Absorptionsbanden von Zirkoniumoxid. Der amerikanische Astronom Paul Willard Merrill fand bei ihm (und auch anderen Sternen) Absorptionslinien des radioaktiven Elements Technetium,[6] womit er bewies, dass in Sternen Nukleosynthese stattfinden muss.
Einzelnachweise
- ↑ a b c d e f g h R And. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 28. Mai 2022.
- ↑ a b R And, in: N. N. Samus, .O V. Durlevich, et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)".
- ↑ a b c R And. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 28. Mai 2022.
- ↑ G. T. van Belle, H. M. Dyck, R. R. Thompson, J. A. Benson, S. J. Kannappan: Angular Size Measurements of Carbon Miras and S-Type Stars. In: The Astronomical Journal. 114, Nr. 5, 1997, S. 2150–2156. bibcode:1997AJ....114.2150V. doi:10.1086/118635.
- ↑ John Sanford: Der neue Kosmos-Sternatlas. Englische Originalausgabe London 1989, dt. Stuttgart 1990, ISBN 3-440-06087-X, S. 12.
- ↑ P. W. Merrill: Technetium in the stars. In: Science. 115, 1952, S. 479–489 [484]. bibcode:1952Sci...115..479.. doi:10.1126/science.115.2992.479.
