Xi Ursae Majoris

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Mehrfachstern
Xi Ursae Majoris
Nicht maßstäbliches Schema des Mehrfachsystems
Nicht maßstäbliches Schema des Mehrfachsystems
Xi Ursae Majoris
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild Großer Bär
Rektaszension 11h 18m 11s
Deklination +31° 31′ 45″
Scheinbare Helligkeit  3.79 mag
Bekannte Exoplaneten

{{{Planeten}}}

Position des Begleiters
Winkelabstand {{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel {{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit ca. −16 km/s km/s
Parallaxe 119,5 ± 0,8 mas
Entfernung  (27,3 ± 0,2) Lj
((8,37 ± 0,06) pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol mag
Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil: -0.43 mas/a
Deklinationsanteil: -0.586 mas/a
Orbit
Periode A-B: 60 Jahre
Aa-Ab: 2 Jahre
Ba-Bb: 4 Tage
Große Halbachse
Exzentrizität
Periastron
Apastron
Bahnneigung
Argument des Knotens
Epoche des Periastrons
Argument der Periapsis
Einzeldaten
Namen Alula Australis
A (Aa, Ab); B (Ba, Bb)
Beobachtungsdaten
Rektaszension Alula Australis
A (Aa, Ab)
111810.911h 18m 10.90s
B (Ba, Bb) 111810.8411h 18m 10.84s
Deklination Alula Australis
A (Aa, Ab)
2313144.98+31° 31′ 44.98″
B (Ba, Bb) 2313144.82+31° 31′ 44.82″
Scheinbare Helligkeit Alula Australis
A (Aa, Ab)
4.25 mag
B (Ba, Bb) 4.77 mag
Spektrum und Indices
Spektralklasse Alula Australis
A (Aa, Ab)
Aa: G0 V
Ab: M3 V
B (Ba, Bb) Ba: G0 V
Bb: L?
B−V-Farbindex Alula Australis
A (Aa, Ab)
0.59
U−B-Farbindex Alula Australis
A (Aa, Ab)
0.04
Alter ca. 6 · 109 Jahre
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
KatalogAlula Australis
A (Aa, Ab)
B (Ba, Bb)
Bayer-BezeichnungXi Ursae Majoris
Flamsteed-Bezeichnung53 Ursae Majoris
Bonner Durchmusterung BD +32 2132
Gliese-Katalog GJ 423 [1]
SAO-KatalogSAO 62484 [2]
Hipparcos-KatalogHIP 55203 [3]
Bright-Star-Katalog HR 4375 [4] HR 4374 [5]
Henry-Draper-Katalog HD 98231 [6] HD 98230 [7]
Tycho-KatalogTYC 2520-2634-1[8]TYC 2520-2634-2[9]
WDS-Katalog WDS J11182+3132AB
Weitere Bezeichnungen:
  • CCDM J11182+3132AB
  • 2MASS J11181100+3131464

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Xi Ursae Majoris (ξ Ursae Majoris, kurz ξ UMa) ist ein Mehrfachsternsystem mit mindestens vier Komponenten im Sternbild Großer Bär in einer Entfernung von 27 Lichtjahren.

Der Stern trägt den offiziellen Eigennamen Alula Australis. Der Name Alula stammt von arab. (al-Qafzah) al-Ūlā, „erster (Sprung der Gazelle)“) bekannt. Australis bedeutet „südlich“. In der historischen chinesischen Astronomie wurde ξ UMa zusammen mit ν Ursae Majoris als Hea Tae (下台) bezeichnet.

Die IAU hat am 20. Juli 2016 den historischen Eigennamen Alula Australis als standardisierten Eigennamen festgelegt. Dabei wird der Name der Bezeichnung HR 4375 aus dem Bright-Star-Katalog zugeordnet, welche nur die visuell hellste Komponente A bezeichnet.[1]

Zusammensetzung

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Das System besteht aus zwei visuellen Komponenten, wobei die hellere, ξ Ursae Majoris A, eine scheinbare Helligkeit von 4,3 mag hat, die dunklere, ξ Ursae Majoris B, eine Helligkeit von 4,7 mag. Beide Komponenten sind selbst wieder spektroskopische Doppelsysteme, die sich gegenseitig in knapp 60 Jahren umrunden. Die Hauptkomponenten, ξ Ursae Majoris Aa und ξ Ursae Majoris Ba, sind zwei fast identische Hauptreihensterne der Spektralklasse G0, weisen jedoch unterschiedliche Rotationsperioden auf. Der Begleiter von Aa, ξ Ursae Majoris Ab weist eine Umlaufzeit von rund 2 Jahren auf. Der Begleiter von Ba, ξ Ursae Majoris Bb (auch: HD 98230 B), ist ein massearmer Stern oder möglicherweise auch ein Brauner Zwerg, der eventuell bereits 1931 von Louis Berman beobachtet worden war. Es wurde eine Mindestmasse von 37 Jupitermassen und eine große Halbachse von 0,06 Astronomischen Einheiten bestimmt. Aufgrund der kurzen Umlaufdauer von knapp 4 Tagen wurde vorgeschlagen, dass das B-System eine gebundene Rotation aufweist. Die Entdeckung einer möglichen fünften Komponente (als ξ Ursae Majoris Bc bezeichnet) mittels Speckle-Interferometrie wurde 1995 von Mason et al. veröffentlicht.

Geschichte und wissenschaftliche Bedeutung

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Dem System kommt eine gewisse Rolle in der Geschichte der Erforschung von Doppelsternen zu. Der Stern wurde 1803 von William Herschel als Doppelstern erkannt. Die gegenseitige Position der beiden Komponenten wurde erstmals 1837 von Struve gemessen. Mit Hilfe der in der Folge gewonnenen Messdaten konnte zum ersten Mal überhaupt ein Orbit für einen Doppelstern berechnet werden.

Zur Trennung der Komponenten in Einzelsterne ist ein Teleskop von mindestens 10 Zentimeter Objektivöffnung nötig.

Tabellarische Aufstellung der Winkelabstände und der Positionswinkel der Hauptkomponenten:

Jahr Winkelabstand Positionswinkel
1992 0",9 25°
1994 0",9 335°
1996 1",3 304°
1998 1",6 286°
2000 1",8 273°
2005 1",7 243°
2010 1",6 208°

Einzelnachweise

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  1. Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1, July 2016. (PDF) Abgerufen am 9. November 2016 (englisch, 184 KiB).