Epsilon Microscopii
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| Stern Epsilon Microscopii | |||||||||||||||||
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| AladinLite | |||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||
| Sternbild | Mikroskop | ||||||||||||||||
| Rektaszension | 21h 17m 56,29s [1] | ||||||||||||||||
| Deklination | −32° 10′ 21,2″ [1] | ||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 4,71 mag [2] | ||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | +0,06 [3] | ||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | +0,02 [3] | ||||||||||||||||
| Spektralklasse | A1 V [4] | ||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (+7.2 ± 3.3) km/s [5] | ||||||||||||||||
| Parallaxe | (19.2981 ± 0.2671) mas [1] | ||||||||||||||||
| Entfernung | 169 ± 2) Lj (52 ± 1) pc [1] | ||||||||||||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | +1,14 mag [Anm 1] | ||||||||||||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (+53.925 ± 0.236) mas/a | ||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (−24.129 ± 0.180) mas/a | ||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||
| Masse | (2.18 ± 0.09) M☉ [6] | ||||||||||||||||
| Radius | 2.2 R☉ [6] | ||||||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | 8710 K [6] | ||||||||||||||||
| Alter | 525 Millionen a [7] | ||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||
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| Anmerkung | |||||||||||||||||
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ε Microscopii (Epsilon Microscopii; kurz ε Mic) ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,71m[2] der zweithellste Stern des am Südhimmel sichtbaren Sternbilds Mikroskop. Dennoch erscheint er – wie alle Sterne dieses Sternbilds – dem bloßen Auge als sehr lichtschwach und besitzt keinen Eigennamen. Nach im Dezember 2020 veröffentlichten Auswertungen der Messergebnisse der Raumsonde Gaia ist er etwa 170 Lichtjahre von der Erde entfernt.[1] Wahrscheinlich ist er ein Einzelstern.[8]
Der Spektraltyp und die Leuchtkraftklasse A1 V charakterisieren ε Microscopii als einen weiß leuchtenden Hauptreihenstern[4] mit einer Oberflächentemperatur von annähernd 8700 Kelvin.[6] Im Hertzsprung-Russell-Diagramm befindet er sich auf der Hauptreihe und verbrennt in seinem Inneren Wasserstoff durch Kernfusion zu Helium. Das Spektrum zeigt eine überdurchschnittliche Häufigkeit von Silizium in seiner Atmosphäre.[9] Der Stern besitzt eine Masse von etwa 2,2 Sonnenmassen und einen Durchmesser von circa 2,2 Sonnendurchmesser.[6] Er dreht sich ziemlich schnell mit einer projizierten Rotationsgeschwindigkeit von 127 km/s um seine eigene Achse.[4] Sein Alter wird auf rund eine halbe Milliarde Jahre geschätzt.[7]
John Flamsteed ordnete den Stern ursprünglich dem Sternbild Südlicher Fisch zu und versah ihn mit der Bezeichnung 4 Piscis Austrini, ehe Lacaille 1756 das Sternbild Mikroskop einführte und den Stern in ε Microscopii umbenannte.[10]
Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Anmerkungen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ a b c d e Gaia early data release 3 (Gaia EDR3) für ε Microscopii, Dezember 2020.
- ↑ a b c E. Anderson, Ch. Francis: XHIP: An extended hipparcos compilation. In: Astronomy Letters. 38. Jahrgang, Nr. 5, Mai 2012, S. 331–346, doi:10.1134/S1063773712050015, arxiv:1108.4971, bibcode:2012AstL...38..331A. (Datensatz auf VizieR)
- ↑ a b A. Mallama: Sloan Magnitudes for the Brightest Stars. In: The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 42. Jahrgang, Nr. 2, 2014, S. 443, bibcode:2014JAVSO..42..443M. (Datensatz auf VizieR)
- ↑ a b c ε Mic im Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991).
- ↑ G. A. Gontcharov: Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system. In: Astronomy Letters. 32. Jahrgang, Nr. 11, 2006, S. 759–771, doi:10.1134/S1063773706110065, arxiv:1606.08053, bibcode:2006AstL...32..759G. (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b c d e C. Allende Prieto, D. L. Lambert: Fundamental parameters of nearby stars from the comparison with evolutionary calculations: Masses, radii and effective temperatures. In: Astronomy and Astrophysics. 352. Jahrgang, 1999, S. 555–562, arxiv:astro-ph/9911002, bibcode:1999A&A...352..555A. (Datensatz auf VizieR)
- ↑ a b Trevor J. David, Lynne A. Hillenbrand: The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets. In: The Astrophysical Journal. 804. Jahrgang, Nr. 2, 2015, S. 146, doi:10.1088/0004-637X/804/2/146, arxiv:1501.03154, bibcode:2015ApJ...804..146D. (Datensatz auf VizieR)
- ↑ P. P. Eggleton, A. A. Tokovinin: A catalogue of multiplicity among bright stellar systems. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389. Jahrgang, Nr. 2, September 2008, S. 869–879, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, arxiv:0806.2878, bibcode:2008MNRAS.389..869E. (Datensatz auf VizieR)
- ↑ P. Renson, J. Manfroid: Catalogue of Ap, HgMn and Am stars. In: Astronomy and Astrophysics. 498. Jahrgang, Nr. 3, Mai 2009, S. 961–966, doi:10.1051/0004-6361/200810788, bibcode:2009A&A...498..961R.
- ↑ M. Wagman: Flamsteed's Missing Stars. In: Journal for the History of Astronomy. 18. Jahrgang, Nr. 3, August 1987, S. 220, doi:10.1177/002182868701800305, bibcode:1987JHA....18..209W.