IRC+10420
| Stern IRC+10420 | |||||||
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| Aufnahme von IRC+10420 und seiner umgebenden Staubscheibe | |||||||
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| AladinLite | |||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||
| Sternbild | Adler | ||||||
| Rektaszension | 19h 26m 48,098s [1] | ||||||
| Deklination | +11° 21′ 16,757″ [1] | ||||||
| Helligkeiten | |||||||
| Scheinbare Helligkeit | 11,66 mag[1] | ||||||
| Spektrum und Indices | |||||||
| B−V-Farbindex | (2.32)[1] | ||||||
| Spektralklasse | F8 I bis G0 I[2] | ||||||
| Astrometrie | |||||||
| Parallaxe | (0.58 ± 0.16) mas[1] | ||||||
| Entfernung | (5500 +2500−1500) Lj (1700) pc | ||||||
| Eigenbewegung[1] | |||||||
| Rek.-Anteil: | (−2.04 ± 0.22) mas/a | ||||||
| Dekl.-Anteil: | (−7.41 ± 0.19) mas/a | ||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||
| Masse | (6) M☉[3] | ||||||
| Leuchtkraft | |||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||
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IRC+10420, auch bekannt als V1302 Aquilae[5] ist ein gelber Hyperriese im Sternbild Adler. Es wurde angenommen, dass der Stern ca. 4–6 Kiloparsecs von unserer Sonne entfernt ist, wobei neuere Daten der Gaia-Mission eher auf eine kleinere Distanz von weniger als 2 Kiloparsecs deuten.[6]
Entdeckung
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]IRC+10420 wurde erstmals 1969 entdeckt und im „Infrared Catalogue of 2.2 micron sources“ aufgeführt.[7] Sehr früh wurde bemerkt, dass er ein ungewöhnlicher Stern war, da er mit 20 Microns und zusätzlich mit einem Infrarotexzess, zu den hellsten Objekten des Himmels gehört.[8] Er wurde mit Eta Carinae während der Zeit ihres Ausbruchs verglichen. Es wurde auch entdeckt, dass er eine starke Quelle von Hydroxyl-Radikal-Maser Emissionen war.[9][10] Manche Autoren und Forscher ordneten, aufgrund der umliegenden Nebel, IRC+10420 den protoplanetarischen Nebeln zu, nach vorherrschende Meinung war er aber ein sehr heller Superriese.[11]
Physikalische Eigenschaften
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Obwohl er zu den hellsten Sternen, ca. 500.000mal heller als die Sonne, des Himmels gehört kann er aufgrund der großen Entfernung nicht ohne Teleskope beobachtet werden. Sein Spektrum änderte sich von „F“ zu einem „A“ während der letzten Dekaden ohne dabei an Helligkeit zu verlieren. Daraus wird geschlossen, da es sich um einen früheren roten Überriesen, der sich auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm bläulich färbt, und zu einem leuchtkräftigen blauen Veränderlichen, einem Wolf-Rayet-Stern oder zu einer Prä-Supernova verändert. Es wird vermutet, dass er sein Sternenleben mit der 40–50fachen Sonnenmasse begann, dann aber aufgrund starker Sternenwinde so viel Masse verlor, dass er auf die ca. 10fache Sonnenmasse schrumpfte und komplett von Materie umgeben wurde, was zuerst als eine falsche Photosphäre, aufgrund seiner extrem hohen Temperatur, gesehen wurde. Was jetzt zu sehen ist, ist nicht der Stern selber, sondern das ausgestoßene Gas des Sterns.
Umgebende Nebel
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]IRC+10420 wird von einem Reflexionsnebel mit der 30–40fachen Masse der Sonne, ausgestoßen vom Stern, umgeben. Der Nebel wurde mit dem Hubble Space Telescope untersucht, dabei zeigten sich komplizierte Strukturen wie Bögen, Strahlen und Kondensationen, vergleichbar mit dem Nebel des roten Hyperriesen VY Canis Majoris.
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c d e IRC +10420. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 9. September 2018.
- ↑ V1302 Aql. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 9. September 2018.
- ↑ a b H. Nieuwenhuijzen, C. De Jager: Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420. In: Astronomy and Astrophysics. 353. Jahrgang, 2000, S. 163, bibcode:2000A&A...353..163N.
- ↑ E. De Beck, L. Decin, A. De Koter, K. Justtanont, T. Verhoelst, F. Kemper, K. M. Menten: Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: Derivation of mass-loss rate formulae. In: Astronomy and Astrophysics. 523. Jahrgang, 2010, S. A18, doi:10.1051/0004-6361/200913771, arxiv:1008.1083, bibcode:2010A&A...523A..18D.
- ↑ B. V. Kukarkin, P. N. Kholopov, N. P. Kukarkina: 61st Name-List of Variable Stars. In: Information Bulletin on Variable Stars. Band 1068, 1975, S. 1, bibcode:1975IBVS.1068....1K.
- ↑ Gaia DR2 in VizieR. Abgerufen am 9. September 2018.
- ↑ G. Neugebauer, R. B. Leighton: Two-micron sky survey. A preliminary catalogue. In: Nasa Sp. 1969, bibcode:1969IRC...C......0N.
- ↑ Identification on historical photographic plates showed possible irregular variations of about a magnitude before 1925, followed by a smooth gradual increase in brightness from magnitude 15 to brighter than magnitude 14 by 1976.
- ↑ P. T. Giguere, N. J. Woolf, J. C. Webber: IRC +10 420 – A hot supergiant maser. In: Astrophysical Journal. Band 207, 1976, S. L195, doi:10.1086/182211, bibcode:1976ApJ...207L.195G.
- ↑ E. W. Gottlieb, W. Liller: Photometric histories of six infrared objects and three highly reddened blue supergiants. In: Astrophysical Journal. Band 225, 1978, S. 488, doi:10.1086/156509, bibcode:1978ApJ...225..488G.
- ↑ Terry Jay Jones, Roberta M. Humphreys, Robert D. Gehrz, Geoffrey F. Lawrence, Franz-Josef Zickgraf, Harvey Moseley, Sean Casey, William J. Glaccum, Carol J. Koch, Robert Pina, Barbara Jones, Kim Venn, Otmar Stahl, Sumner G. Starrfield: IRC +10420 – A cool hypergiant near the top of the H-R diagram. In: Astrophysical Journal. Band 411, 1993, S. 323, doi:10.1086/172832, bibcode:1993ApJ...411..323J.