Almaaz

Doppelstern Almaaz (ε Aurigae)
Datei:StarArrowOR.svg Datei:Auriga constellation map.svg Vorlage:Skymap/Wartung/Aur
Vorlage:AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Fuhrmann
Rektaszension	Vorlage:RektaszensionEasy <ref name="Simbad">eps Aur. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 13. Juni 2020. </ref>
Deklination	Vorlage:DeklinationEasy <ref name="Simbad">eps Aur. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 13. Juni 2020. </ref>
Winkelausdehnung	{{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten	{{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	3,03 (2,92 bis 3,83) mag<ref name="hip1">Hipparcos-Katalog (ESA 1997)</ref><ref name="VSX_Entry">eps Aur. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 13. Juni 2020. </ref>
Helligkeit (U-Band)	{{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band)	{{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band)	{{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band)	{{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band)	{{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band)	{{{magJ}}} mag
Helligkeit (H-Band)	{{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)	mag
G-Band-Magnitude	mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp	EA / GS<ref name="VSX_Entry" />
B−V-Farbindex	+0,54<ref name ="hr" />
U−B-Farbindex	+0,33<ref name="hr">Bright Star Catalogue</ref>
R−I-Index	+0,45<ref name ="hr" />
Spektralklasse	F0 Ia<ref name="hip1" />
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	(−10,4 ± 0,4) km/s<ref name="Pulkovo">Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars</ref>
Parallaxe	(0,9879 ± 0,1792) mas<ref name=Gaia-DR3>Gaia data release 3 (Gaia DR3) für Almaaz, Juni 2022.</ref>
Entfernung	(3300 ± 730) Lj (1010 ± 225) pc <ref name=Gaia-DR3/><ref group="Anm" name="grob" />
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	−5,95 mag<ref group="Anm" name="ber" /><ref group="Anm" name="grob" />
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag<ref group="Anm" name="ber" /><ref group="Anm" name="grob" />
Eigenbewegung<ref name=Gaia-DR3/>
Rek.-Anteil:	(+0,883 ± 0,206) mas/a
Dekl.-Anteil:	(−3,065 ± 0,183) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	M☉
Radius	R☉
Leuchtkraft	L☉
Effektive Temperatur	7800 K<ref name="Kaler">Almaaz. Jim Kaler, abgerufen am 13. Juni 2020. </ref>
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer
Alter	a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung ε Aurigae Flamsteed-Bezeichnung 7 Aurigae Bonner Durchmusterung BD +43° 1166 Bright-Star-Katalog HR 1605 [1] Henry-Draper-Katalog HD 31964 [2] Hipparcos-Katalog HIP 23416 [3] SAO-Katalog SAO 39955 [4] Tycho-Katalog TYC 2907-1275-1[5] 2MASS-Katalog 2MASS J05015812+4349241[6] Weitere Bezeichnungen Almaaz, FK5 183, ADS 3605
Anmerkung
<references group="Anm"> <ref name="ber">Aus Scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.</ref> <ref name="grob">Nur grobe Werte</ref> </references>

Almaaz (aus arabisch الماعز, DMG ‚Ziege(nbock)‘; auch Al Anz oder Haldus) ist der Name des Sterns ε Aurigae (Epsilon Aurigae) im Sternbild Fuhrmann.

Übersicht

Almaaz ist ein bedeckungsveränderlicher Stern vom Typ Algol in etwa 3300 Lichtjahren Entfernung. ε Aurigae weist mit rund 27 Jahren (9892 Tage)<ref name="VSX_Entry" /> eine für Bedeckungsveränderliche Sterne sehr große Periode auf. Lange Zeit war Almaaz der Bedeckungsveränderliche mit der längsten Periode, allerdings übertrifft ihn TYC-2505-672-1.<ref>Record-Breaking Eclipsing Binary, auf aasnova.org</ref> Eine Besonderheit des Überriesen der Spektralklasse F0 sind die Art und Dauer der Bedeckung, die auf einen sehr großen Begleiter schließen lassen.

Erforschung des Systems

Die erste Bedeckung von Almaaz wurde bereits im Jahre 1821 vom deutschen Amateurastronomen J. H. Fritsch beobachtet, womit dieser Stern zu den ersten bedeckungsveränderlichen Sternen gehört, die entdeckt wurden.<ref name="AAVSO">Epsilon Aurigae. AAVSO, abgerufen am 13. Juni 2020 (). </ref> Die Periodizität der Lichtkurve wurde allerdings erst 1903 von Hans Ludendorff nachgewiesen und untersucht. Die Bedeckungsphase dauert insgesamt recht genau zwei Jahre, das Minimum zwischen dem so genannten zweiten und dritten Kontakt dauert etwa 330 Tage. Die letzte Bedeckung begann 2009 und dauerte bis 2011 an.

Datei:Epsilon Aurigae eclipse light curve.png

Lichtkurve von Almaaz während der letzten Bedeckung in den Jahren 2009–2011 (AAVSO)

Über die Natur der sekundären Komponente war lange wenig bekannt da man sie nicht beobachten konnte. Sie war lediglich die Erklärung für die periodische Verdunkelung der Hauptkomponente. Man vermutete allerdings, dass es sich um ein Doppelsternsystem in einer Dunkelwolke handelt. Durch direkte Beobachtung des Verlaufs der Bedeckung 2009 konnte nachgewiesen werden, dass eine dunkle Staubscheibe, die einen kleinen, nicht sichtbaren Stern umgibt, vor Epsilon Aurigae vorüberzieht. Dies gelang mit Hilfe des Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), einem Interferometer, welches das Licht von vier einzelnen Teleskopen des CHARA-Arrays der Georgia State University kombiniert.<ref>Rätsel um Sternfinsternis gelüftet. 8. April 2010, abgerufen am 13. Juni 2020. </ref><ref name="kloppenborg2010">Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung2</ref>

Masse der Sterne

Frühere Studien gingen von einer sehr massereichen Hauptkomponenten mit 15 M_☉ oder mehr aus, spätere Studien schlugen als Alternative ein Modell mit deutlich masseärmeren Komponenten vor.<ref name="chadima2011">Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung2</ref> Dank Beobachtung mit dem Astrometriesatelliten Gaia lässt sich die Entfernung des Systems deutlich enger eingrenzen als zuvor. Basierend auf der nun favorisierten Entfernung von etwa 1300 Lichtjahren, scheint das masseärmere Modell bevorzugt zu sein. Demnach hat die Hauptkomponente eine Masse von lediglich 2,2 M_☉, während die dunklere Sekundärkomponente 5,9 M_☉ hätte und damit massereicher wäre.<ref name="Space2018">Solving the 200-Year-Old Mystery of a Strange Eclipsing Star. Space.com, 18. Juni 2018, abgerufen am 13. Juni 2020 (). </ref> Es sind jedoch wohl weitere Messungen nötig, bis das System vollständig verstanden ist.

Weblinks

• Das Geheimnis des verblassenden Sterns – Astronomy Picture of the Day vom 8. Januar 2010.

Einzelnachweise

<references />