Kruger 60
Doppelstern Krueger 60 | ||||||||||||||||||||||||||
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Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | ||||||||||||||||||||||||||
AladinLite | ||||||||||||||||||||||||||
Sternbild | Kepheus | |||||||||||||||||||||||||
Astrometrie | ||||||||||||||||||||||||||
Parallaxe | (249,39 ± 0,17) (249,97 ± 0,74) mas | |||||||||||||||||||||||||
Entfernung | (13,07 ± 0,01) (13,04 ± 0,04) Lj ((4,01 ± 0,01) (4,00 ± 0,01) pc) | |||||||||||||||||||||||||
Eigenbewegung: | ||||||||||||||||||||||||||
Rek.-Anteil: | (−725,23 ± 0,54) (−934,10 ± 1,31) mas/a | |||||||||||||||||||||||||
Dekl.-Anteil: | (−223,46 ± 0,35) (−686,24 ± 1,41) mas/a | |||||||||||||||||||||||||
Orbit | ||||||||||||||||||||||||||
Periode | 44,67 a | |||||||||||||||||||||||||
Große Halbachse | 2,383" | |||||||||||||||||||||||||
Exzentrizität | 0,410 | |||||||||||||||||||||||||
Argument des Knotens | 154,5° | |||||||||||||||||||||||||
Epoche des Periastrons | 1970.22 | |||||||||||||||||||||||||
Argument der Periapsis | 211,0° | |||||||||||||||||||||||||
Einzeldaten | ||||||||||||||||||||||||||
Namen | A; B / DO Cephei | |||||||||||||||||||||||||
Beobachtungsdaten: | ||||||||||||||||||||||||||
Rektaszension[1] | A | 22h 27m 59.558s | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 22h 27m 59.796s | |||||||||||||||||||||||||
Deklination[1] | A | +57° 41′ 42.081″ | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | +57° 41′ 49.747″ | |||||||||||||||||||||||||
Scheinbare Helligkeit | A | 9,59 mag | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 11,4 (10,3 bis 11,4) mag | |||||||||||||||||||||||||
Typisierung: | ||||||||||||||||||||||||||
Spektralklasse[4] | A | M3 V | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | M4 V | |||||||||||||||||||||||||
Physikalische Eigenschaften: | ||||||||||||||||||||||||||
Absolute vis. Helligkeit Mvis |
A | 11,76 mag | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 13,46 mag | |||||||||||||||||||||||||
Masse[5] | A | 0,271 M☉ | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 0,176 M☉ | |||||||||||||||||||||||||
Radius[6] | A | 0,35 R☉ | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 0,24 R☉ | |||||||||||||||||||||||||
Leuchtkraft | A | 0,010 L☉ | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 0,0034 L☉ | |||||||||||||||||||||||||
Effektive Temperatur | A | 3180 K | ||||||||||||||||||||||||
B / DO Cephei | 2890 K | |||||||||||||||||||||||||
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | ||||||||||||||||||||||||||
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Krueger 60 ist ein Doppelsternsystem in etwa 13 Lichtjahren Entfernung von der Sonne. Beide Komponenten sind Rote Zwerge, die sich in 44,6 Jahren gegenseitig umkreisen.
Der größere Primärstern trägt die Bezeichnung Krueger 60 A, der kleinere Sekundärstern die Bezeichnung Krueger 60 B (auch DO Cephei). Die Komponente A hat 27 % der Sonnenmasse und 35 % des Sonnenradius, die Komponente B etwa 18 % der Sonnenmasse und 24 % des Sonnenradius.[5][6] Letztere ist ein unregelmäßiger Flare-Stern und verdoppelt innerhalb von acht Minuten typischerweise die Helligkeit und kehrt wieder zum Normalzustand zurück.
Beide Sterne sind durchschnittlich 9,5
Das System kreist innerhalb der Milchstraße in einer variierenden Entfernung vom Zentrum zwischen 7 und 9 Kiloparsec bei einer Bahnexzentrität von 0,126 bis 0,130.[7]
Entfernung
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Bestimmung der Entfernung für Krueger 60
Quelle | Parallaxe (mas) | Entfernung (pc) | Entfernung (Lj) | Entfernung (Pm) |
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Woolley et al. (1970)[8] | 253 ± 3 | 3,95 ± 0,05 | 12,89 ± 0,15 | 122 +1,5−1,4 |
Gliese & Jahreiß (1991)[9] | 251,9 ± 2,3 | 3,97 ± 0,04 | 12,95 ± 0,12 | 122,5 ± 1,1 |
van Altena et al. (1995)[10] | 251,5 ± 3,7 | 3,98 ± 0,06 | 12,97 ± 0,19 | 122,7 ± 1,8 |
Perryman et al. (1997) (Hipparcos)[11] | 249,52 ± 3,03 | 4,01 ± 0,05 | 13,07 ± 0,16 | 123,7 ± 1,5 |
Perryman et al. (1997) (Tycho) (A)[12] | 225,00 ± 25,60 | 4,4 +0,6−0,5 | 14,5 +1,9−1,5 | 137,1 +17,6−14 |
Perryman et al. (1997) (Tycho) (B)[13] | ||||
Söderhjelm (1999)[14] | 247,5 ± 1,5 | 4,04 +0,025−0,024 | 13,18 ± 0,08 | 124,7 ± 0,8 |
van Leeuwen (2007)[15] | 249,94 ± 1,87 | 4,001 ± 0,03 | 13,05 ± 0,1 | 123,5 ± 0,9 |
RECONS TOP100 (2012)[16] | 248,06 ± 1,39 | 4,031 +0,023−0,022 | 13,15 ± 0,07 | 124,4 ± 0,7 |
Gaia DR2 (2018) | 249,39 ± 0,17 249,97 ± 0,74 |
4,001 ± 0,003 4,001 ± 0,012 |
13,07 ± 0,01 13,04 ± 0,04 |
123,66 ± 0,08 123,37 ± 0,36 |
Nicht trigonometrische Entfernungsbestimmungen sind kursiv markiert. Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.
Weiterführende Literatur
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- James Kaler, Extreme Stars, Cambridge 2001, S. 32
Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- Anthony Ayiomamitis: Red Dwarf Krueger 60 A/B. Abgerufen am 3. April 2015. (englisch)
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ HD 239960. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2018.
- ↑ HD 239960A. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2018.
- ↑ HD 239960B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2018.
- ↑ Henry, Todd J. et al.: The solar neighborhood, 1: Standard spectral types (K5-M8) for northern dwarfs within eight parsecs. bibcode:1994AJ....108.1437H.
- ↑ a b Delfosse, X.; Forveille; Ségransan; Beuzit; Udry; Perrier; Mayor: Accurate masses of very low mass stars: IV Improved mass-luminosity relations. arxiv:astro-ph/0010586.
- ↑ a b Pasinetti Fracassini, L. E. et al.: Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third Edition - Comments and Statistics. arxiv:astro-ph/0012289.
- ↑ García-Sánchez, J. et al.: Stellar encounters with the solar system. bibcode:2001A&A...379..634G.
- ↑ Woolley R.; Epps E. A.; Penston M. J.; Pocock S. B.: Woolley 860. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ Gliese, W. und Jahreiß, H. (1991): Gl 860. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: GCTP 5438. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ Perryman et al.: HIP 110893. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ Perryman et al.: HIP 110893. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ Perryman et al.: TYC 3991-92-2. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ Söderhjelm, Staffan: HIP 110893. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ van Leeuwen F.: HIP 110893. Abgerufen am 3. April 2015.
- ↑ RECONS: THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS. Abgerufen am 3. April 2015.