Tau Bootis
| Doppelstern Tau Bootis (τ Boo) | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Bärenhüter | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Bekannte Exoplaneten |
1 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (−16,03 ± 0,15) km/s[1] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | (63,86 ± 0,34) mas[2] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Entfernung | (51,0 ± 0,3) Lj (15,66 ± 0,08 pc) | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (−467,91 ± 0,71) mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (64,70 ± 0,54) mas/a | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Rektaszension[1] | A | 13h 47m 15,737s | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 13h 47m 15,332s | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Deklination[1] | A | +17° 27′ 24.790″ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | +17° 27′ 26.432″ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [2][3] | A | 4,54 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 11,1 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Typisierung: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[2][3] | A | F7 IV-V | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | M3 V | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex[2] | A | (+0,52) | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften: | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Absolute vis. Helligkeit Mvis |
A | +3,53 mag | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | +10,03 mag | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Masse[4][5] | A | (1,400 ± 0,070) M☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | (0,4) M☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Radius[4] | A | (1,307 ± 0,065) R☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,58 R☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft[5] | A | 3,1 L☉ | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | 0,0084 L☉ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur[5] | A | 6340 K | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Metallizität [Fe/H][6] | A | (0,28) | |||||||||||||||||||||||||||||||||
| B | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Alter | (2,52) Mrd.[6] | ||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||||||||||||||
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Tau Bootis (τ Boo / τ Bootis) ist ein Doppelstern im Südwesten des Sternbildes Bärenhüter, 16 Parsec (50 Lichtjahre) entfernt von unserem Sonnensystem. Das Tau-Bootis-System besteht aus dem deutlich helleren Tau Bootis A, der ein gelblicher Stern der Spektralklasse F7 IV-V mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,54 und damit auch mit bloßem Auge deutlich zu sehen ist, sowie aus dem mit bloßem Auge unsichtbaren Tau Bootis B, einem Roten Zwerg mit der scheinbaren Helligkeit 11,1, der Tau Bootis A im Abstand von 224 AE in 2.000 Jahren auf einer stark exzentrischen Umlaufbahn (0,91) umrundet, die zudem für den Beobachter auf der Erde um 50,69° geneigt ist. Seit 1996 ist ein Exoplanet um Tau Bootis A bekannt.
Komponenten[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Tau Bootis A[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Tau Bootis A besitzt eine Masse von 1,4 Sonnenmassen und hat mit einer absoluten Helligkeit von 3,53 eine Leuchtkraft, die über dreimal so groß ist wie die unserer Sonne. Sein Durchmesser ist wahrscheinlich ebenfalls etwas höher als der der Sonne, dafür ist Tau Bootis A mit einem Alter von weniger als 2 Mrd. Jahren deutlich jünger. Er enthält einen doppelt so hohen Anteil schwerer Elemente wie die Sonne und hat eine Oberflächentemperatur von über 6.300 K. Die Gesamtlebensdauer als Hauptreihenstern ist mit 6 Mrd. Jahren deutlich geringer als die der Sonne.
Im Jahr 1996 wurde ein planetarer Begleiter entdeckt (siehe unten). Die Rotationsperiode von Tau Bootis entspricht der Umlaufperiode des Planeten (3,3 Tage), sodass hier ein seltener Fall von gebundener Rotation vorliegt, bei dem der Planet seinem Stern durch entsprechende Gezeitenkräfte die Rotationsperiode aufzwingt.[7] Der Stern verfügt über ein Magnetfeld, das auf komplexe Weise mit dem nahen Planeten interagiert.
Tau Bootis B[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Tau Bootis B ist aufgrund seiner geringen Leuchtkraft nur mit starken Teleskopen zu erkennen. Der Rote Zwerg hat eine absolute Helligkeit von 10,03, eine Masse von nur rund einem Drittel der Sonnenmasse und einem Radius, der rund 60 % des Sonnenradius entspricht; Tau Bootis B gehört der Spektralklasse M3 V an.
Planetensystem[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Im Jahr 1996 wurde durch ein Team von Astronomen unter der Leitung von Geoffrey Marcy und R. Paul Butler ein Planet um Tau Bootis A entdeckt.[8] Der Planet mit der Bezeichnung Tau Bootis b bzw. Tau Bootis Ab war einer der ersten überhaupt entdeckten Exoplaneten. Er umkreist seinen Zentralstern in rund 3,31 Tagen in einer Entfernung von etwa 0,049 AE.[9] Seine Masse beträgt mindestens etwa 4,32 Jupitermassen.
Im Jahr 2020 meldeten Astronomen wahrscheinlich Radioemissionen aus Tau Bootis aufgespürt zu haben. Dies wäre die erstmalige Entdeckung von Radioemissionen eines Exoplaneten und wurde laut den Autoren wahrscheinlich von Elektronen ausgesendet, die sich entlang der Magnetfeldlinien eines Planeten um Tau Bootis bewegen.[10][11]
Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- S. Horner et al.: 51 Pegasi and Tau Bootis: Planets or Pulsations? Los Alamos Conference on Stellar Pulsation, Juni 1997
- A. Cameron et al.: Probable detection of starlight reflected from the giant exoplanet orbiting tau Bootis. Nature-Artikel, 1999
- C. Catala et al.: The magnetic field of the planet-hosting star tau Bootis. MNRAS, 2007
Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- Eintrag des Planeten in der Enzyklopädie extrasolarer Planeten (Memento vom 6. Mai 2012 im Internet Archive)
- Eintrag bei extrasolar.net (Memento vom 16. Juli 2012 im Internet Archive)
- Eintrag bei solstation.com
Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ a b tau Boo. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 20. April 2019.
- ↑ a b c d e tau Boo A. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 20. April 2019.
- ↑ a b c tau Boo B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 20. April 2019.
- ↑ a b P. E. Kervella, F. Arenou, F. Mignard, F. Thévenin: Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2. Binarity from proper motion anomaly. In: Astronomy & Astrophysics. Band 623, März 2019, S. A72, doi:10.1051/0004-6361/201834371, arxiv:1811.08902, bibcode:2019A&A...623A..72K.
- ↑ a b c Tau Bootis. Jim Kaler, abgerufen am 20. April 2019.
- ↑ a b tau Boo b. In: Extrasolar Planets Encyclopaedia. Archiviert vom (nicht mehr online verfügbar) am 1. Dezember 2019; abgerufen am 20. April 2019.
- ↑ Walker, G. A. H. et al.: MOST detects variability on tau Bootis possibly induced by its planetary companion. arxiv:0802.2732.
- ↑ Butler, R. Paul et al.: Three New "51 Pegasi-Type" Planets. bibcode:1997ApJ...474L.115B.
- ↑ Borsa, F.; Scandariato, G.; Rainer, M. et al.: The GAPS Programme with HARPS-N at TNG. VII. Putting exoplanets in the stellar context: magnetic activity and asteroseismology of τ Bootis A. arxiv:1504.00491.
- ↑ Blaine Friedlander: Astronomers detect possible radio emission from exoplanet. In: Phys.org. Abgerufen am 20. November 2022.
- ↑ J.D. Turner et al.: The search for radio emission from the exoplanetary systems 55 Cancri, upsilon Andromedae, and tau Boötis using LOFAR beam-formed observations. In: Astronomy & Astrophysics. Band 645, 2020, S. A59, doi:10.1051/0004-6361/201937201 (aanda.org).