DX Cancri
| Stern DX Cancri | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
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| AladinLite | |||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||
| Sternbild | Krebs | ||||||
| Rektaszension | 08h 29m 49,35s [1] | ||||||
| Deklination | +26° 46′ 33,6″ [1] | ||||||
| Helligkeiten | |||||||
| Scheinbare Helligkeit | 14,81 mag [2] | ||||||
| Helligkeit (J-Band) | 8,2 ± 0,02 mag [1] | ||||||
| G-Band-Magnitude | 12,2 ± 0,01 mag [1] | ||||||
| Spektrum und Indices | |||||||
| Veränderlicher Sterntyp | UV [3] | ||||||
| B−V-Farbindex | +2,08 [4] | ||||||
| U−B-Farbindex | +2,11 [4] | ||||||
| Spektralklasse | M6.5 Ve [5] | ||||||
| Astrometrie | |||||||
| Radialgeschwindigkeit | 10,62 ± 0,01 km/s [1] | ||||||
| Parallaxe | 279,25 ± 0,06 mas [1] | ||||||
| Entfernung | 11,67 ± 0,01 Lj 3,58 ± 0,01 pc | ||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | 17,10 mag [6] | ||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||
| Rek.-Anteil: | −1113,69 ± 0,06 mas/a | ||||||
| Dekl.-Anteil: | −612,19 ± 0,05 mas/a | ||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||
| Masse | 0,09 M☉ [6] | ||||||
| Radius | 0,11 R☉ [7] | ||||||
| Leuchtkraft | |||||||
| Effektive Temperatur | 2.840 K [9] | ||||||
| Rotationsdauer | 0,46 d [7] | ||||||
| Alter | 200 Millionen a [10] | ||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||
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DX Cancri (GJ 1111, G 51-15) ist ein veränderlicher Stern im nördlichen Sternbild Krebs. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 14,81 mag ist er viel zu lichtschwach, um mit dem bloßen Auge gesehen zu werden können. Für die Beobachtung dieses Sterns ist ein Teleskop mit einer Apertur von mindestens 16 Zoll (41 cm) notwendig.[11] Basierend auf Messungen der Parallaxe ist DX Cancri 11,67 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er ist damit in den Top 20 der nächsten Sterne zur Sonne.
Der Stern hat eine Spektralklasse von M6.5V[5] und ist damit ein Roter Zwerg in der Hauptreihe. Seine Masse ist 9 %[6] der Sonnenmasse und sein Radius 11 %[7] des Sonnenradius. Die Sternatmosphäre weist eine effektive Temperatur von 2.840 Kelvin auf,[9] was DX Cancri das kühle rot-orange Glühen eines M-Sterns verleiht. DX Cancri ist ein Flare-Stern mit zufällig auftretenden Änderungen in seiner Helligkeit mit einer bis zu fünffachen Zunahme.
Der Stern wurde auf einen Infrarotexzess, verursacht durch kalten interstellaren Staub, hin untersucht, doch es wurde keiner gefunden.[10] DX Cancri gehört möglicherweise dem Castor-Bewegungshaufen an, dessen Sterne eine gemeinsame Bewegung durch den Raum teilen. Diese Gruppe hat ein geschätztes Alter von 200 Millionen Jahren.[12]
Entfernung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Bestimmung der Entfernung für DX Cancri
| Quelle | Parallaxe (mas) | Entfernung (pc) | Entfernung (Lj) | Entfernung (pm) |
|---|---|---|---|---|
| Gliese & Jahreiß (1991)[2] | 275,8 ± 3,0 | 3,63 ± 0,04 | 11,83 ± 0,1 | 111,9 ± 1,2 |
| van Altena et al. (1995)[13] | 275,8 ± 3,0 | 3,63 ± 0,04 | 11,83 ± 0,1 | 111,9 ± 1,2 |
| RECONS TOP100 (2012)[6] | 275,8 ± 3,0 | 3,63 ± 0,04 | 11,83 ± 0,1 | 111,9 ± 1,2 |
| Dittmann et al. (2014)[14] | 275,30 ± 4,10 | 3,63 ± 0,05 | 11,85 +0,18−0,17 | 112,1 +1,7−1,6 |
| Gaia DR2 (2018)[15] | 279,29 ± 0,13 | 3,58 ± 0,01 | 11,67 ± 0,01 | 110,42 ± 0,05 |
| Gaia DR3 (2022)[16] | 279,25 ± 0,06 | 3,58 ± 0,01 | 11,67 ± 0,01 | 110,44 ± 0,03 |
Nicht trigonometrische Entfernungsbestimmungen sind kursiv markiert. Die präziseste Bestimmung ist fett markiert.
Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- SolStation.com: DX Cancri. Abgerufen am 27. März 2015.
- David's Astronomy Pages (Projects): Nearby Stars. Abgerufen am 27. März 2015.
Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ a b c d e f G 51-15. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 1. Juni 2022.
- ↑ a b Gliese, W. und Jahreiß, H.: GJ 1111. Abgerufen am 27. März 2015.
- ↑ DX Cnc. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 16. September 2018.
- ↑ a b D. Weistrop: The nature of the Giclas +4 stars. In: The Astronomical Journal. Band 86, 1. August 1981, ISSN 0004-6256, S. 1220–1227, doi:10.1086/113001, bibcode:1981AJ.....86.1220W.
- ↑ a b K. L. Luhman, K. N. Allers, D. T. Jaffe, M. C. Cushing, K. A. Williams, C. L. Slesnick, W. D. Vacca: Oph 1622-2405: Not a Planetary-Mass Binary. In: The Astrophysical Journal. Band 659, Nr. 2, 20. April 2007, ISSN 0004-637X, S. 1629–1636, doi:10.1086/512539, arxiv:astro-ph/0701242.
- ↑ a b c d RECONS: THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS. Abgerufen am 27. März 2015.
- ↑ a b c J. Morin, J. F. Donati, P. Petit, X. Delfosse, T. Forveille, M. M. Jardine: Large-scale magnetic topologies of late M dwarfs. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 407, Nr. 4, 20. Juli 2010, ISSN 0035-8711, S. 2269–2286, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17101.x, arxiv:1005.5552.
- ↑ A. A. Vidotto, M. Jardine, J. Morin, J.-F. Donati, P. Lang, A. J. B. Russell: Effects of M dwarf magnetic fields on potentially habitable planets. In: Astronomy & Astrophysics. Band 557, ISSN 0004-6361, S. A67, doi:10.1051/0004-6361/201321504, arxiv:1306.4789.
- ↑ a b A. Reiners, G. Basri: The First Direct Measurements of Magnetic Fields on Very Low-Mass Stars. In: The Astrophysical Journal. Band 656, Nr. 2, 20. Februar 2007, ISSN 0004-637X, S. 1121–1135, doi:10.1086/510304, arxiv:astro-ph/0610365.
- ↑ a b J.-F. Lestrade, M. C. Wyatt, F. Bertoldi, K. M. Menten, G. Labaigt: Search for Cold Debris Disks around M-dwarfs. II. In: Astronomy and Astrophysics. Band 506, Nr. 3, ISSN 0004-6361, S. 1455–1467, doi:10.1051/0004-6361/200912306, arxiv:0907.4782.
- ↑ P. Clay Sherrod, Thomas L. Koed: A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. Courier Corporation, 2003, ISBN 978-0-486-42820-8, S. 9 (books.google.de).
- ↑ J.-F. Lestrade, M. C. Wyatt, F. Bertoldi, W. R. F. Dent, K. M. Menten: Search for Cold Debris Disks around M-dwarfs. In: Astronomy and Astrophysics. Band 460, Nr. 3, ISSN 0004-6361, S. 733–741, doi:10.1051/0004-6361:20065873, arxiv:astro-ph/0609574.
- ↑ Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: GCTP 2016.01. Abgerufen am 27. März 2015.
- ↑ Jason A. Dittmann, Jonathan M. Irwin, David Charbonneau, Zachory K. Berta-Thompson: Trigonometric Parallaxes for 1,507 Nearby Mid-to-Late M-dwarfs. In: Astrophysics. 11. Dezember 2013, arxiv:1312.3241.
- ↑ Gaia DR2 bei VizieR[1]
- ↑ Gaia EDR3 bei VizieR[2]