Jabbah
| Doppelstern Jabbah | ||||||||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Skorpion | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 16h 11m 59,25s[1] | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination | −19° 27′ 18,5″[1] | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [2] | ca. 3,9 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | −2,4 ± 5 km/s[3] | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 7,10 ± 0,41 mas[4] | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung [5] | 460 ± 30 Lj (141 ± 9 pc) | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszensionsanteil: | −7,65 ± 0,71 mas/a | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklinationsanteil: | −23,71 ± 0,47 mas/a | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Orbit[6] | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Periode | ca. 70.000 a | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | AB; CD | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension[1] | AB | 16h 11m 59,74s | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | 16h 11m 58,59s | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination[1] | AB | −19° 27′ 37.6″ | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | −19° 27′ 00.1″ | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [2] | AB | 4,01 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | 6,30 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[2] | AB | B3 V | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | B8 V + B9 VpSi | |||||||||||||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex[2] | AB | 0,04 | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | 0,13 | |||||||||||||||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex[2] | AB | −0,65 | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | −0,37 | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[6] | AB | System: ca. 26 M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | System: ca. 10 M☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft[7] | AB | Aa: 4.930 L☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur[7] | AB | Aa: 21.150 K | ||||||||||||||||||||||||||||||
| CD | ||||||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | ||||||||||||||||||||||||||||||||
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Jabbah (arabisch الجبهة, DMG al-ǧabha ‚Stirn‘), Bayer-Bezeichnung ν Scorpii (Ny Scorpii, kurz ν Sco), ist ein Stern vierter Größenklasse im Sternbild Skorpion. Es handelt sich um ein ca. 460 Lichtjahre entferntes Mehrfachsternsystem, das sich aus sechs oder sieben Sternen zusammensetzt.
Das Jabbah-System ist Mitglied der Scorpius-Centaurus-Assoziation und mit dem Reflexionsnebel IC 4592 assoziiert.
Aufbau und physikalische Eigenschaften
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Jabbah ist zumindest ein physisches Sechsfachsternsystem, wahrscheinlich sogar ein Siebenfachsystem. Das ist durchaus bemerkenswert, da man zwar zahlreiche Mehrfachsysteme mit vier oder fünf Komponenten sowie auch einige Sechsfachsysteme (z. B. Castor, Akrab, eventuell Mizar – Alkor) kennt, neben Jabbah aber nur AR Cassiopeiae im Sternbild Kassiopeia als Siebenfachsystem bekannt ist.[8]
Das Jabbah-System unterteilt sich zunächst in zwei Untersysteme: In das Vierfachsystem ν Scorpii A und B (HR 6027, HD 145502) und in das Doppel- oder Dreifachsystem ν Scorpii C und D (HR 6026, HD 145501). ν Scorpii AB und ν Scorpii CD bilden das Hauptsystem mit einer gegenseitigen Umlaufzeit von schätzungsweise 70.000 Jahren.[6] Der Winkelabstand der Systeme beträgt 41,1″, der Positionswinkel des Systems CD bezüglich des Systems AB hat dabei den Wert 337°.[9] Die scheinbaren Helligkeiten betragen für ν Scorpii AB 4,0m und für ν Scorpii CD 6,3m.[2]
ν Scorpii A und B
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]ν Scorpii A (HR 6027 A, HR 145502 A) und ν Scorpii B (HR 6027 B, HR 145502 B) besitzen scheinbare Helligkeiten von 4,2m und 6,6m.[1] Die Sterne liegen 1,3″ auseinander, wobei die Komponente B einen Positionswinkel von 2° zur Komponente A aufweist,[9] und umkreisen einander mit einer Umlaufperiode von rund 450 Jahren.[6]
ν Scorpii A gehört der Spektral- und Leuchtkraftklasse B3 V[2] oder B2 IV[10] an. Der Stern besteht in Wahrheit aus drei Einzelsternen – dies sind ν Scorpii Aa (HR 6027 Aa, HD 145502 Aa), ν Scorpii Ab (HR 6027 Ab, HD 145502 Ab) und ν Scorpii Ac (HR 6027 C, HD 145502 C). Hiervon bilden ν Scorpii Aa und Ab einen spektroskopischen Doppelstern mit einer Umlaufperiode von 5,55 Tagen, bei dem aber nur das Spektrum des Hauptsterns sichtbar ist (spektroskopischer Doppelstern des Typs SB1).[11] Masseschätzungen ergeben für die Komponente Aa rund acht[7][12][13] bzw. elf[6] Sonnenmassen und für die Komponente Ab zumindest eine[6] Sonnenmasse. Entsprechend dem Spektraltyp besitzt ν Scorpii Aa eine effektive Oberflächentemperatur von 21.000 K und die 5.000-fache Sonnenleuchtkraft.[7] Die Komponente Ac liegt 0,07″ von Aa/Ab entfernt bei einem Positionswinkel von 346° (Stand: April 2010).[12] Der etwa sechs Sonnenmassen schwere Stern[6] umkreist das Paar Aa/Ab mit einer Periode von etwa einem Jahrzehnt.[12]
Bei ν Scorpii B schätzt man die Masse auf fünfeinhalb[13] bzw. siebeneinhalb[6] Sonnenmassen.
ν Scorpii C und D
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Die Sterne ν Scorpii C (HR 6026 A, HD 145501 A) und ν Scorpii D (HR 6026 B, HD 145501 B) sind 6,6m und 7,2m hell[1] und weisen einen Winkelabstand von 2,4″ auf (Positionswinkel von ν Scorpii D bezüglich C: 56°).[9] Die gegenseitige Umlaufperiode liegt bei rund 1.400 Jahren.[6]
ν Scorpii C besitzt die Spektralklasse B8 und die Leuchtkraftklasse V[2] und hat etwa vier Sonnenmassen.[6]
Die Komponente ν Scorpii D zeigt Veränderungen in der Radialgeschwindigkeit.[11][14] Das macht einen spektroskopischen Begleiter sehr wahrscheinlich, eine Umlaufperiode konnte daraus aber nicht bestimmt werden.[11] Die allfälligen Einzelsterne werden als ν Scorpii Da (HR 6026 Ba, HD 145501 Ba) und ν Scorpii Db (HR 6026 Bb, HD 145501 Bb) bezeichnet. ν Scorpii D ist ein Stern des Spektraltyps B9 mit ausgeprägten Silizium-Emissionslinien im Spektrum[2] und wird als Bp-Stern klassifiziert (siehe auch: Pekuliärer Stern).[11][15] Die Masse des Systems (Da+Db) beträgt schätzungsweise sechs Sonnenmassen.[6]
Beobachtung
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Das Hauptsystem mit 41,1″ Abstand kann schon mit einem Fernglas (auf Stativ) als Doppelstern aufgelöst werden. In einem Fernrohr ab 6 cm Öffnungsweite kann man die Komponenten C und D mit einer Winkeldistanz von 2,4″ in zwei Sterne auflösen, ab mindestens 10 cm Öffnung auch die 1,3″ engen Komponenten A und B. Somit sind mit Amateurinstrumenten visuell insgesamt vier Sterne zugänglich. Zu berücksichtigen ist aber, dass Jabbah in Mitteleuropa relativ horizontnah am Sommerhimmel steht und somit das Seeing die Auflösung erschweren kann.
Mittels Speckle-Interferometrie[16] oder adaptiver Optik[12] können professionelle Teleskope auch die Komponente Ac von Aa/Ab trennen (Abstand: 0,07″).
Assoziationen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Das Jabbah-System gehört zur Scorpius-Centaurus-Assoziation, genauer gesagt zur Untergruppe Upper Scorpius.[11][15] Parallaxenmessungen an Jabbah ergaben Entfernungen von 470 ± 60 Lj (Hipparcos-Katalog, bestimmt an ν Scorpii AB)[17] sowie 460 ± 30 Lj (Gaia DR1, bestimmt an ν Scorpii C).[4] Demgegenüber beträgt die Durchschnittsentfernung der Upper-Scorpius-Subgruppe ca. 470 Lj.[18]
Ferner ist Jabbah der beleuchtende Stern für den Reflexionsnebel IC 4592.[19] Der 140 mal 80 Bogenminuten[20] große Nebel erscheint auf langbelichteten Fotografien bläulich und wird im Englischen auch als Blue Horsehead Nebula bezeichnet, da sein Umriss an einen – kopfüber stehenden – Pferdekopf erinnert (nicht zu verwechseln mit dem Pferdekopfnebel im Sternbild Orion).
Bedeckung durch Mond und Planeten
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Jabbah kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und sehr selten von Planeten bedeckt werden. Merkur bedeckte Jabbah zuletzt am 14. Dezember 1821 und wird Jabbah nicht vor dem 2. Dezember 2031 wieder bedecken. Die letzte Bedeckung von Jabbah durch Venus erfolgte am 27. Dezember 1852, die nächste wird erst wieder am 30. Dezember 2095 erfolgen. Am 29. Juli 1808 bedeckte Neptun Jabbah.
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c Claus Fabricius et al.: VizieR Online Data Catalog: Tycho Double Star Catalogue (TDSC) (Fabricius+ 2002). In: VizieR On-line Data Catalog: I/276. Originally published in: 2002A&A...384..180F. 2001. bibcode:2001yCat.1276....0F. Katalogeintrag auf VizieR. Anmerkung: Rektaszension und Deklination in der Infobox sind Mittelwerte für die Paare AB und CD (der Katalog gibt für alle vier Komponenten separate Koordinaten an).
- ↑ a b c d e f g h Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren Jr.: VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991). In: VizieR On-line Data Catalog: V/50. 1995. bibcode:1995yCat.5050....0H. Katalogeinträge für HR 6026 und HR 6027 auf VizieR. Gesamthelligkeit von HR 6026 (6,30m) und HR 6027 (4,01m) = −2,5 · lg(10−0,4 · 4,01 + 10−0,4 · 6,30) ≈ 3,9m.
- ↑ D. S. Evans: The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities. In: Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium. Nr. 30, 1967. bibcode:1967IAUS...30...57E. Zitiert nach SIMBAD.
- ↑ a b Gaia Collaboration: VizieR Online Data Catalog: Gaia DR1 (Gaia Collaboration, 2016). In: VizieR On-line Data Catalog: I/337. 2017. bibcode:2016yCat.1337....0G. Katalogeintrag auf VizieR.
- ↑ Abgeleitet von der Parallaxe.
- ↑ a b c d e f g h i j k Andrei A. Tokovinin: VizieR Online Data Catalog: Multiple star catalogue (MSC) (Tokovinin 1997-1999). In: VizieR On-line Data Catalog: J/A+AS/124/75. 1999. bibcode:1999yCat..41240075T. Katalogeintrag auf VizieR.
- ↑ a b c d Markus M. Hohle, Ralph Neuhauser, Bernard F. Schutz: VizieR Online Data Catalog: O, B-type & red supergiant masses and luminosities (Hohle+, 2010). In: VizieR On-line Data Catalog: J/AN/331/349. 2010. bibcode:2010yCat.113310349H. Katalogeintrag auf VizieR.
- ↑ Sowohl der Multiple star catalogue (Tokovinin, 1997, bibcode:1997A&AS..124...75T) als auch der Catalogue of multiplicity among bright stellar systems (Tokovinin, Eggleton, 2008, bibcode:2008MNRAS.389..869E) verzeichnen nur diese zwei Siebenfachsysteme.
- ↑ a b c Brian D. Mason et al.: VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001–2014), Version 2018-06-11. In: VizieR On-line Data Catalog: B/wds. 2018. bibcode:2018yCat....102026M. Katalogeintrag auf VizieR. Stand für Abstände und Positionswinkel: 2017.
- ↑ Nancy M. Houk, M. Smith-Moore: Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume 4, Declinations -26°.0 to -12°.0. In: Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Bd. 4, 1988. bibcode:1988mcts.book.....H. Katalogeintrag auf VizieR.
- ↑ a b c d e Hugo Levato et al.: Stellar multiplicity in the Scorpius-Centaurus association. In: Astrophysical Journal Supplement Series. Bd. 64, 1987, S. 493, 497, 500. bibcode:1987ApJS...64..487L, doi:10.1086/191204.
- ↑ a b c d David Lafrenière et al.: An Adaptive Optics Multiplicity Census of Young Stars in Upper Scorpius. In: The Astrophysical Journal. Bd. 785, Ausg. 1, 2014, Artikel-ID 47 (18pp), S. 3, 6, 7, 10, 13. bibcode:2014ApJ...785...47L, doi:10.1088/0004-637X/785/1/47.
- ↑ a b Mattheus B. N. Kouwenhoven et al.: The primordial binary population. II.. Recovering the binary population for intermediate mass stars in Scorpius OB2. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 474, Ausg. 1, 2007, Online Material p 4. bibcode:2007A&A...474...77K, doi:10.1051/0004-6361:20077719, arxiv:0707.2746.
- ↑ J. Andersen, B. Nordström: Radial velocities of bright southern stars. I - 139 B-type HR and FK stars. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Bd. 52, 1983, S. 475. bibcode:1983A&AS...52..471A.
- ↑ a b John Darlington Landstreet et al.: Searching for links between magnetic fields and stellar evolution: II. The evolution of magnetic fields as revealed by observations of Ap stars in open clusters and associations. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 470, Ausg. 2, 2007, Online Material p 5. bibcode:2007A&A...470..685L, doi:10.1051/0004-6361:20077343, arxiv:0706.0330.
- ↑ Harold McAlister, William I. Hartkopf, Otto G. Franz: ICCD speckle observations of binary stars. V - Measurements during 1988-1989 from the Kitt Peak and the Cerro Tololo 4 M telescopes. In: The Astronomical Journal. Bd. 99, 1990, S. 965, 966. bibcode:1990AJ.....99..965M, doi:10.1086/115387.
- ↑ Floor van Leeuwen: VizieR Online Data Catalog: Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007). In: VizieR On-line Data Catalog: I/311. 2008. bibcode:2008yCat.1311....0V. Katalogeintrag auf VizieR.
- ↑ Tim de Zeeuw et al.: A HIPPARCOS Census of the Nearby OB Associations. In: The Astronomical Journal. Bd. 117, Ausg. 1, 1999, S. 364. bibcode:1999AJ....117..354D, doi:10.1086/300682, arxiv:astro-ph/9809227.
- ↑ Mariângela de Oliveira, Walter J. Maciel: Photoelectric photometry of CED 128 – a reflection nebula. In: Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Bd. 12, 1986, S. 273. bibcode:1986RMxAA..12..273D.
- ↑ Johann Dorschner, Joachim Gürtler: Untersuchungen über Reflexionsnebel am Palomar Sky Survey I. Verzeichnis von Reflexionsnebeln. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 287, 1963, S. 259. bibcode:1963AN....287..257D. doi:10.1002/asna.19632870507.