Groombridge 34
| Doppelstern Groombridge 34 | |||||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Andromeda | ||||||||||||||||||||||||||||
| Bekannte Exoplaneten |
1 [1] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | +12,0 km/s[2] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 280,71 ± 0,02 280,69 ± 0,03 mas[2] | ||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung | 11,61 ± 0,01 Lj (3,56 ± 0,01 pc) | ||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | 2891,52 ± 0,02 2862,80 ± 0,02 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | 411,83 ± 0,01 336,43 ± 0,02 mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||
| Orbit | |||||||||||||||||||||||||||||
| Periode | 2600 a | ||||||||||||||||||||||||||||
| Große Halbachse | 41,15 AU | ||||||||||||||||||||||||||||
| Exzentrizität | 0,00 | ||||||||||||||||||||||||||||
| Bahnneigung | 61,4° | ||||||||||||||||||||||||||||
| Argument des Knotens | 45,3° | ||||||||||||||||||||||||||||
| Epoche des Periastrons | 1745 | ||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | ||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension[2][3][4] | A | 00h 18m 22,885s | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 00h 18m 25,825s | ||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination[2][3][4] | A | +44° 01′ 22.638″ | |||||||||||||||||||||||||||
| B | +44° 01′ 38.092″ | ||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [3] | A | 8,13 mag | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 11,04 mag | ||||||||||||||||||||||||||||
| Typisierung: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[3][4] | A | M2 V | |||||||||||||||||||||||||||
| B | M3.5 V | ||||||||||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | A | (1,99) | |||||||||||||||||||||||||||
| B | (1,80) | ||||||||||||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | A | 1,24 | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 1,24 | ||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften: | |||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[5] | A | 0,40 M☉ | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,16 M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||
| Radius[1] | A | 0,3863 ± 0,0021 R☉ | |||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,19 R☉ | ||||||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft | A | 0,026 L☉ | |||||||||||||||||||||||||||
| B | ~0,003 L☉ | ||||||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | A | 3730 ± 49 K | |||||||||||||||||||||||||||
| B | ~3000 K | ||||||||||||||||||||||||||||
| Metallizität [Fe/H] | A | −0,32 | |||||||||||||||||||||||||||
| B | |||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||||||||
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Groombridge 34 ist ein Doppelsternsystem in 11,7 Lichtjahren Entfernung von der Sonne im Sternbild Andromeda. Es besteht aus zwei Roten Zwergen in einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn um ihr gemeinsames Baryzentrum mit einer Separation von über 147 AU. Beide Sterne sind veränderlich und zeigen zufällige Flares, weshalb sie auch Veränderlichen-Bezeichnungen erhalten haben. Der hellere Stern Groombridge 34 A trägt in diesem Fall die Bezeichnung GX Andromedae, der lichtschwächere Stern Groombridge 34 B die Bezeichnung GQ Andromedae.
Entfernung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Bestimmung der Entfernung für Groombridge 34
| Quelle | Parallaxe (mas) | Entfernung (pc) | Entfernung (Lj) | Entfernung (Pm) |
|---|---|---|---|---|
| Woolley et al. (1970)[6] | 282 ± 7 | 3,55 ± 0,09 | 11,57 +0,29−0,28 | 109,4 +2,8−2,7 |
| Gliese & Jahreiß (1991)[7] | 289,5 ± 4,9 | 3,56 ± 0,06 | 11,27 ± 0,19 | 106,6 ± 1,8 |
| van Altena et al. (1995)[8] | 282,0 ± 2,2 | 3,546 +0,28−0,27 | 11,57 ± 0,09 | 109,4 +0,9−0,8 |
| Perryman et al. (1997) (Hipparcos)[9] | 280,27 ± 1,05 | 3,568 ± 0,013 | 11,64 ± 0,04 | 110,1 ± 0,4 |
| Perryman et al. (1997) (Tycho)[9] | 320,70 ± 24,40 | 3,12 +0,26−0,22 | 10,2 +0,8−0,7 | 96,2 +7,9−6,8 |
| van Leeuwen (2007)[5] | 278,76 ± 0.77 | 3,587 ± 0,01 | 11,7 ± 0,03 | 110,69 +0,31−0,30 |
| Gatewood (2008) (MAP-basierende Studie)[10] | 281,45 ± 1,05 | 3,553 ± 0,013 | 11,59 ± 0,04 | 109,6 ± 0,4 |
| RECONS TOP100 (2012)[11] | 279,87 ± 0,60 | 3,573 ± 0,008 | 11,654 ± 0,025 | 110,25 ± 0,24 |
| Dittmann et al. (2014) (A)[12] | 279,30 ± 5,40 | 3,58 ± 0,07 | 11,68 +0,23−0,22 | 10,5 +2,2−2,1 |
| Dittmann et al. (2014) (B)[12] | 313,90 ± 9,30 | 3,19 +0,10−0,09 | 10,39 +0,32−0,30 | 98,3 +3,0−2,8 |
| Gaia DR2 (2018)[13][14] | 280,69 ± 0,04 280,79 ± 0,05 |
3,56 ± 0,01 | 11,61 ± 0,01 | 109,84 ± 0,04 |
| Gaia DR3 (2022)[15][16] | 280,71 ± 0,02 280,69 ± 0,03 |
3,56 ± 0,01 | 11,61 ± 0,01 | 109,87 ± 0,02 |
Nicht trigonometrische Entfernungsbestimmungen sind kursiv markiert. Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.
Planetensystem[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Im August 2014 wurde die Entdeckung eines Exoplaneten um Groombridge 34 A bekanntgegeben.[1] Die Existenz des Planeten wurde aus Analysen der Radialgeschwindigkeiten des Muttersterns beim Eta-Earth Survey mit dem HIRES-Spektrographen am Keck-Observatorium auf dem Mauna Kea (Hawaii) abgeleitet.
Es wird angenommen, dass der Planet (Groombridge 34 Ab) eine Masse von mindestens 5,35 ± 0,75 Erdmassen besitzt.[17] Er umkreist seinen Mutterstern in 11,4433 ± 0,0017 Tagen bei einer großen Halbachse von 0,0717 ± 0,0034 AU. Zum Zeitpunkt seiner Entdeckung war Groombridge 34 Ab der sechstnächste bekannte Exoplanet.
Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- SolStation.com: Groombridge 34 AB. Abgerufen am 28. März 2015. (englisch)
- RECONS: The One Hundred Nearest Star Systems. Abgerufen am 18. Dezember 2017. (englisch)
- Andromedagalaxie.de: Rote Zwerge in Doppelsternsystemen. Abgerufen am 28. März 2015.
Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ a b c Andrew W. Howard, Geoffrey W. Marcy, Debra A. Fischer, Howard Isaacson, Philip S. Muirhead, Gregory W. Henry, Tabetha S. Boyajian, Kaspar von Braun, Juliette C. Becker, Jason T. Wright, John Asher Johnson: The NASA-UC-UH Eta-Earth Program: IV. A Low-mass Planet Orbiting an M Dwarf 3.6 PC from Earth. arxiv:1408.5645.
- ↑ a b c VizieR: HIP 1475. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ a b c GX And. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 31. Mai 2022.
- ↑ a b c GQ And. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 31. Mai 2022.
- ↑ a b D. H. Berger, D. R. Gies, H. A. McAlister, T. A. ten Brummelaar, T. J. Henry, J. Sturmann, L. Sturmann, N. H. Turner, S. T. Ridgway, J. P. Aufdenberg, A. Merand: First Results from the CHARA Array. IV. The Interferometric Radii of Low-Mass Stars. arxiv:astro-ph/0602105.
- ↑ Woolley R., Epps E. A., Penston M. J., Pocock S. B.: GJ 1111. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ Gliese, W. und Jahreiß, H.: Gl 15. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: GCTP 49. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ a b Perryman et al.: HIP 1475. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ George Gatewood: Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ RECONS: THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS. Abgerufen am 28. März 2015.
- ↑ a b Dittmann, Jason A.; Irwin, Jonathan M.; Charbonneau, David; Berta-Thompson, Zachory K.: Trigonometric Parallaxes for 1,507 Nearby Mid-to-Late M-dwarfs. arxiv:1312.3241.
- ↑ GX And: Gaia DR2 bei VizieR[1]
- ↑ GQ And: Gaia DR2 bei VizieR[2]
- ↑ GX And: Gaia DR3 bei VizieR[3]
- ↑ GQ And: Gaia DR3 bei VizieR[4]
- ↑ Andrew W. Howard, Geoffrey W. Marcy, Debra A. Fischer, Howard Isaacson, Philip S. Muirhead, Gregory W. Henry, Tabetha S. Boyajian, Kaspar von Braun, Juliette C. Becker, Jason T. Wright, John Asher Johnson: The NASA-UC-UH Eta-Earth Program: IV. A Low-mass Planet Orbiting an M Dwarf 3.6 pc from Earth. arxiv:1408.5645.