Benutzer:Nabla de/IRAS 18090-2608
| Stern IRAS 18090-2608 | |||||||||
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| AladinLite | |||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||
| Sternbild | Schütze | ||||||||
| Rektaszension | 18h 12m 12,4400828s [1] | ||||||||
| Deklination | −26° 8′ 2,5124414″ [1] | ||||||||
| Helligkeiten | |||||||||
| G-Band-Magnitude | 19,9 mag[1] | ||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||
| Spektralklasse | M | ||||||||
| Astrometrie | |||||||||
| Parallaxe | 282,19 (2,07) mas[1] | ||||||||
| Entfernung | 11,5583 (856) Lj 3,5437 (262) pc | ||||||||
| Eigenbewegung[2] | |||||||||
| Rek.-Anteil: | 17,02 mas/a | ||||||||
| Dekl.-Anteil: | −1,52 mas/a | ||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||
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IRAS 18090–2608 ist ein Stern im Sternbild Schütze (Sagittarius) und wird im OGLE–Katalog und laut Veröffentlichungen von Soszynski et al. [3] und Iwanek et al. [4] als langperiodisch veränderlicher Stern (sogenannter Mirastern) im galaktischen Zentralbereich mit der Nummer 225466 aufgeführt. Mirasterne – benannt nach dem Stern Mira im Sternbild Walfisch (Cetus) – sind langperiodische pulsationsveränderliche rote Riesensterne.
Nach Angaben des SIMBAD–Katalogs findet sich der Stern auch in den 2MASS–, WISE– und TIC–Auflistungen. Die IRAS–Bezeichnung geht auf Messungen des Infrared Astronomical Satellite aus dem Jahr 1983 zurück. In den aufgeführten Katalogen finden sich keine Entfernungsangaben von IRAS 18090–2608. Eine Parallaxenbestimmung erfolgte aber durch das Gaia-Weltraumteleskop und die Entfernung gibt sich aus der im Gaia–DR2–Katalog angegebenen Parallaxe von 0.282189 Bogensekunden zu 11.558 Lichtjahren (3.5437 Parsec).
Gaia DR2 gibt keine scheinbare Helligkeit sondern eine ungefilterte G–Band–Helligkeit, die den Wellenlängenbereich von 350 bis 1000 nm abdeckt, mit nur 19.7 mag an. Ein roter Riesenstern dieser geringen Entfernung müsste aber außerordentlich stark abgeschwächt werden, um mit dieser geringen Magnitude gemessen zu werden. Darüber hinaus haben veränderliche Sterne natürlich auch Phasen, in denen sie sehr hell leuchten, d.h. bei dieser geringen Distanz außerordentlich hell und mit bloßem Auge sichtbar wären, was hier aber nicht der Fall ist. Demzufolge kann die bei Gaia DR2 angegebene Distanz nicht korrekt sein.
Gegen die Entfernungsangabe von 3.5 pc spricht auch die geringe Eigenbewegung des Objekts von 17.02 mas/y (= Millibogensekunden pro Jahr) in der Rektaszension und -1.52 mas/y in der Deklination, die eher zu einem weitaus weiter entfernten Stern passen würde. Wäre die Entfernung korrekt und der Stern nicht veränderlich, so spräche die geringe G–Band–Helligkeit für einen sehr dunklen roten oder braunen Zwergstern und nicht für einen Mirastern. Alternativ bestünde auch die Möglichkeit, dass es sich bei dem Objekt um 2 Sterne handelt, die lediglich optisch in einer Sichtlinie, tatsächlich aber weit auseinanderstehen: Einen weit entfernten Mirastern und einen nur 11 Lichtjahre entfernten braunen Zwergstern. Für diese Annahme gibt es aber bisher keine Belege.
Weitere Untersuchungen dieses Sterns sind daher notwendig, um die offenen Fragen zu klären.
- ↑ a b c Gaia Archive. Abgerufen am 20. Februar 2024.
- ↑ IRAS 18090−2608. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 7. März 2024.
- ↑ I. Soszynski, A. Udalski, M. K. Szymanski, M. Kubiak, G. Pietrzynski, L. Wyrzykowski, K. Ulaczyk, R. Poleski, S. Kozlowski, P. Pietrukowicz: The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE–III Catalog of Variable Stars. XV. Long–period variables in the Galactic Bulge. In: Acta Astronomica. Band 63, Nr. 1, 2013, S. 21–36.
- ↑ P. Iwanek, I. Soszynski, S. Kozlowski, R. Poleski, P. Pietrukowicz, J. Skowron, M. Wrona, P. Mroz, A. Udalski, M. Szymanski et al.: The OGLE Collection of Variable Stars: Nearly 66000 Mira Stars in the Milky Way. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 260, Nr. 2, S. 46, doi:10.3847/1538-4365/ac6676.