Groombridge 34

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Doppelstern
Groombridge 34
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Andromeda
Rektaszension 00h 18m 22,89s [1]
Deklination +44° 01′ 22,6″ [1]
Bekannte Exoplaneten

1 [2]

Astrometrie
Radialgeschwindigkeit +12,0 km/s [1]
Parallaxe 278,76 ± 0,77 mas [1]
Entfernung  11,70 ± 0,03 Lj
(3,587 ± 0,010 pc)
Eigenbewegung:
Rek.-Anteil: +2888,92 ± 0,60 mas/a
Dekl.-Anteil: +410,10 ± 0,48 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:
Scheinbare Helligkeit A 8,09 mag
B 11,06 mag
Typisierung:
Spektralklasse A M1.5V
B M3.5V
B−V-Farbindex A 1,56
B 1,56
U−B-Farbindex A 1,24
B 1,24
Physikalische Eigenschaften:
Masse [3] A 0,40 M
B 0,16 M
Radius [2] A 0,3863 ± 0,0021 R
B 0,19 R
Leuchtkraft A 0,026 L
B ~0,003 L
Oberflächentemperatur A 3730 ± 49 K
B ~3000 K
Metallizität [Fe/H] A −0,32
B
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bonner Durchmusterung BD +43° 44
Henry-Draper-Katalog HD 1326 [1]
SAO-Katalog SAO 36248 [2]
Tycho-Katalog TYC Vorlage:Infobox Doppelstern/Wartung/AngabeTycho-Katalog2794-157-1
Hipparcos-Katalog HIP 1475 [3]
Weitere Bezeichnungen: GCTP 49,
  GX And, GJ 15 A, Gl 171-047, LHS 3, LTT 10108, LFT 31, Vys 085 A GQ And, GJ 15 B, Gl 171-048, LHS 4, LTT 10109, LFT 32, Vys 085 B
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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)[4] 282 ± 7 3,55 ± 0,09 11,57+0,29−0,28 109,4+2,8−2,7
Gliese & Jahreiß (1991)[5] 289,5 ± 4,9 3,45 ± 0,06 11,27 ± 0,19 106,6 ± 1,8
van Altena et al. (1995)[6] 282,0 ± 2,2 3,546+0,028−0,027 1,57 ± 0,09 109,4+0,9−0,8
Perryman et al. (1997) (Hipparcos)[7] 280,27 ± 1,05 3,568 ± 0,013 11,64 ± 0,04 110,1 ± 0,4
Perryman et al. (1997) (Tycho)[7] 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)[3] 278,76 ± 0.77 3,587 ± 0,01 11,7 ± 0,03 110,69+0,31−0,30
Gatewood (2008) (MAP-basierende Studie)[8] 281,45 ± 1,05 3,553 ± 0,013 11,59 ± 0,04 109,6 ± 0,4
RECONS TOP100 (2012)[9] 279,87 ± 0,60 3,573 ± 0,008 11,654 ± 0,025 110,25 ± 0,24
Dittmann et al. (2014) (A)[10] 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)[10] 313,90 ± 9,30 3,19+0,10−0,09 10,39+0,32−0,30 98,3+3,0−2,8

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.[2] 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.[11] 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.

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b c VizieR: HIP 1475. Abgerufen am 28. März 2015.
  2. 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.
  3. 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.
  4. Woolley R., Epps E. A., Penston M. J., Pocock S. B.: GJ 1111. Abgerufen am 28. März 2015.
  5. Gliese, W. und Jahreiß, H.: Gl 15. Abgerufen am 28. März 2015.
  6. Van Altena W. F., Lee J. T., Hoffleit E. D.: GCTP 49. Abgerufen am 28. März 2015.
  7. a b Perryman et al.: HIP 1475. Abgerufen am 28. März 2015.
  8. George Gatewood: Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions. Abgerufen am 28. März 2015.
  9. RECONS: THE ONE HUNDRED NEAREST STAR SYSTEMS. Abgerufen am 28. März 2015.
  10. 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.
  11. 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.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]