Luyten 726-8

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Doppelstern
Luyten 726-8
Nearby Stars (14ly Radius) ger.svg
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Walfisch
Scheinbare Helligkeit  12.08 mag
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit +29.0 km/s
Parallaxe 375 mas
Entfernung  8,73±0,06[1] Lj
(2,68±0,02[1] pc)
Eigenbewegung:
Rek.-Anteil: 3296 mas/a
Dekl.-Anteil: 563 mas/a
Orbit 
Periode 26.52 Jahre
Exzentrizität 0.62
Epoche des Periastrons 1971.91
Argument der Periapsis 285.3°
Einzeldaten
Namen A / BL Ceti; B / UV Ceti
Beobachtungsdaten:
Rektaszension A / BL Ceti 13901.4501h 39m 01.45s
B / UV Ceti 13901.5401h 39m 01.54s
Deklination A / BL Ceti 1824298−17° 57′ 02.0″
B / UV Ceti 1824299.6−17° 57′ 00.4″
Scheinbare Helligkeit A / BL Ceti 12.7 mag
B / UV Ceti 13.2 mag
Typisierung:
Spektralklasse A / BL Ceti M5.5 V
B / UV Ceti M6.0 V
Physikalische Eigenschaften:
Absolute vis.
Helligkeit
Mvis
A / BL Ceti 14.9 mag
B / UV Ceti 15.35 mag
Masse A / BL Ceti 0.102 M
B / UV Ceti 0.100 M
Radius A / BL Ceti 0.14 R
B / UV Ceti 0.14 R
Leuchtkraft A / BL Ceti 0.00006 L
B / UV Ceti 0.00004 L
Oberflächentemperatur A / BL Ceti 2670 K
B / UV Ceti 2650 K
Aladin previewer

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Luyten 726-8 (auch Gliese 65) ist ein Doppelsternsystem aus zwei Roten Zwergen und mit einer Entfernung von 8,7 Lichtjahren einer der nächsten Nachbarn der Sonne. Die Komponente Luyten 726-8 B des Doppelsternsystems ist der bekannte Flarestern UV Ceti, die etwas hellere Komponente Luyten 726-8 A ist ebenfalls ein Flarestern (BL Ceti), allerdings mit einer geringeren typischen Helligkeitsamplitude.

Das Doppelsternsystem wurde 1948 von Willem Jacob Luyten entdeckt, nach dem es auch benannt ist. Die beiden Komponenten umkreisen einander mit einer Periode von 26,5 Jahren in einem Abstand, der zwischen 2,1 AE im Periastron und 8,8 AE im Apastron schwankt.

Der nächste Nachbarstern des Systems Luyten 726-8 ist der sonnenähnliche Einzelstern Tau Ceti in einer Entfernung von 3,2 Lichtjahren.[2]

Nach einer Berechnung von Robert A. J. Mathews war das Doppelsternsystem Luyten 726-8 bis vor 32.000 Jahren der sonnennächste Stern. Durch die unterschiedlichen Geschwindigkeiten der Sternenbahnen wurde er damals von Proxima Centauri abgelöst.[3]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b Hipparcos Datenbank
  2. L 726-8 bei Solstation
  3. The Close Approach of Stars in the Solar Neighbourhood, bibcode:1994QJRAS..35....1M (englisch)