Delta Equulei

Doppelstern δ Equulei
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Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild	Füllen
Rektaszension	21h 14m 28,81s[1]
Deklination	+10° 00′ 25,1″[1]
Scheinbare Helligkeit	4,49[2] mag
Bekannte Exoplaneten
Position des Begleiters
Winkelabstand	{{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel	{{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−15,85 ± 0,074 km/s[3]
Parallaxe	54,41 ± 0,14 mas[4]
Entfernung [4]	59,94 ± 0,16 Lj (18,379 ± 0,048 pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis	3,16 ± 0,06 mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol	3,01 ± 0,06 mag
Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil:	42,39 ± 0,68 mas/a
Deklinationsanteil:	−304,19 ± 0,42 mas/a
Orbit[4]
Periode	2 084,03 ± 0,10 d
Große Halbachse	0,231 965 ± 0,000 008″ (ca. 4,26 AE[5])
Exzentrizität	0,436 851 ± 0,000 025
Periastron	ca. 2,40 AE[5]
Apastron	ca. 6,13 AE[5]
Einzeldaten
Namen	A; B
Beobachtungsdaten
Scheinbare Helligkeit	A	5,20 ± 0,03[6] mag
	B	5,29 ± 0,05[6] mag
Spektrum und Indices
Spektralklasse[7]	A	F7 V
	B	F7 V
B−V-Farbindex[6]	A	0,45 ± 0,04
	B	0,55 ± 0,07
Physikalische Eigenschaften
Absolute vis. Helligkeit Mvis[6]	A	3,87 ± 0,05 mag
	B	3,96 ± 0,06 mag
Absolute bol. Helligkeit Mbol[6]	A	3,72 ± 0,05 mag
	B	3,81 ± 0,06 mag
Masse[4]	A	1,192 ± 0,012 M☉
	B	1,187 ± 0,012 M☉
Radius[7]	A	1,30 ± 0,08 R☉
	B	1,25 ± 0,08 R☉
Leuchtkraft[7]	A	2,25 ± 0,13 L☉
	B	2,07 ± 0,12 L☉
Effektive Temperatur[7]	A	6 200 ± 150 K
	B	6 200 ± 150 K
Alter	2,2 ± 0,6 Mrd. a[8]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Katalog A B Bayer-Bezeichnung δ Equulei Flamsteed-Bezeichnung 7 Equulei Bonner Durchmusterung BD +9° 4746 Gliese-Katalog GJ 822 [1] Bright-Star-Katalog HR 8123 [2] Henry-Draper-Katalog HD 202275 [3] SAO-Katalog SAO 126643 [4] Tycho-Katalog TYC 1109-2583-1[5] Hipparcos-Katalog HIP 104858 [6] WDS-Katalog WDS 21145+1000 Weitere Bezeichnungen: STT 535

δ Equulei (Delta Equulei, kurz δ Equ) ist ein Doppelstern im Sternbild Füllen. Er ist 4,49^m hell und liegt 60 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Die Einzelsterne umkreisen einander mit einer Umlaufperiode von 5,7 Jahren.

Der Doppelstern setzt sich aus den Sternen δ Equulei A und δ Equulei B zusammen, welche scheinbare Helligkeiten von 5,2^m (δ Equ A) und 5,3^m (δ Equ B)^[6] besitzen (zusammengerechnet ergibt dies 4,49^m[2]). Die Sterne ähneln sich in ihren physikalischen Eigenschaften sehr: Sie gehören beide der Spektral- und Leuchtkraftklasse F7 V an,^[7] sie besitzen mit ca. 6 200 K^[7] in etwa die gleiche Oberflächentemperatur und sie sind mit je knapp 1,2 Sonnenmassen^[4] annähernd gleich schwer. Die Metallizität [Fe/H] des Sternsystems beträgt −0,07,^[8] was in anderen Worten 85 Prozent der solaren Metallizität entspricht. Auf Basis der Modelle zur Sternevolution wurde das Alter des Systems zu 2,2 ± 0,6 Milliarden Jahre berechnet.^[8]

Mit einer Umlaufzeit von 5,7 Jahren besaß δ Equulei bis ins 20. Jahrhundert eine der kürzesten bekannten Umlaufperioden unter den visuellen Doppelsternen,^[9] wobei visuell bedeutet, dass er mit einem Teleskop oder Fernrohr (vor dem Aufkommen moderner Techniken wie Interferometrie, Speckle-Interferometrie, adaptive Optik etc.) noch in zwei getrennte Lichtquellen auflösbar war. Den größtmöglichen Winkelabstand erreichen die Sterne annähernd beim Durchlauf des Apastrons mit 0,33″.^[10] Zugleich ist δ Equulei ein spektroskopischer Doppelstern, da er periodische Verschiebungen der Spektrallinien im Linienspektrum zeigt, die durch die Umkreisung der Sterne und folglich der Änderung ihrer Radialgeschwindigkeit entstehen (Doppler-Effekt). Das System gehört zu den SB2-Doppelsternen (double-lined spectroscopic binary).^[3] Hierbei sind im Linienspektrum die Linien von beiden Komponenten sichtbar. δ Equulei ist eines der wenigen Systeme, die sowohl zu den visuellen als auch zu den spektroskopischen Doppelsternen zählen. Das erlaubt es, alle Bahnelemente eindeutig zu bestimmen und die Lage des Systems im Raum dreidimensional wiederzugeben (bei rein visuellen bzw. rein spektroskopischen Doppelsternen ist dies nicht möglich).

Die Doppelsternnatur von δ Equulei wurde im Jahr 1852 von Otto Wilhelm von Struve entdeckt.^[11] William Hussey bestimmte um 1900 am Lick-Observatorium die Umlaufzeit erstmals korrekt zu 5,7 Jahre;^[12] seine übrigen angegebenen Bahnelemente wichen noch deutlich von den modernen Werten ab. δ Equulei löste dabei den bisherigen „Rekordhalter“ κ Pegasi als visuellen Doppelstern mit der kürzesten bekannten Umlaufperiode (11,6 Jahre) ab.^[12] Die vollständigen korrekten Bahnelemente wurden später von Willem Jacob Luyten berechnet und im Jahr 1934 publiziert.^[13] Im Laufe der Zeit präzisierten weitere visuelle und spektroskopische Beobachtungen diese Ergebnisse. Mittlerweile sind die physikalischen Eigenschaften und der Orbit so gut bekannt, dass δ Equulei als Standardstern für verschiedene astronomische Untersuchungen dient.^[8] Die modernen Werte für die Umlaufzeit betragen 5,713 Jahre (Söderhjelm, 1999),^[14] 5,703 ± 0,007 Jahre (Pourbaix, 2000),^[3] 5,705 8 ± 0,000 3 Jahre (Muterspaugh et al., 2005)^[8] und 5,705 89 ± 0,000 27 Jahre (Muterspaugh et al., 2008).^[4]

Bei einem Doppelsternsystem kreisen immer beide Komponenten um das gemeinsame Baryzentrum. Wenn nun der Hauptstern einen ruhenden Punkt in einem Koordinatensystem einnimmt und die Umlaufbahn von δ Equulei B relativ um A erscheint, besitzt ebendiese relative Bahn eine Exzentrizität von 0,437^[4] und eine große Halbachse von 0,23″^[4] (ca. 4,26 AE^[5]). Von der Erde aus erscheint uns aber der Orbit aufgrund der Bahnneigung von 99°^[4] perspektivisch stark verzerrt (scheinbare Bahn).

Berechnungen zeigen, dass sowohl um δ Equulei A als auch B eine stabile Planetenbahn existiert (Exoplanet vom Typ S), sofern die große Halbachse des (hypothetischen) Planeten ca. 2/3 einer AE (etwa 100 Mio. km) nicht übersteigt.^[8][15] Die Umlaufzeit eines Himmelskörpers mit dieser größtmöglichen großen Halbachse läge bei rund 0,42 Jahren.^[8][15] Größere Bahnen würden vom jeweiligen Nachbarstern gestört werden und wären somit nicht stabil. Für eine stabile Bahn um beide Sterne (Exoplanet vom Typ P) betrüge die Mindestgröße der großen Halbachse 16 AE und die hierzu gehörige Periode 37 Jahre.^[15] Eine Studie aus dem Jahr 2005 konnte keinen massereichen Planeten nachweisen.^[8]

Ein dritter Stern, δ Equulei C, befindet sich im Abstand von 76,5″ bei einem Positionswinkel von 6° zu δ Equulei A und B (Messung aus dem Jahr 2016). Dieser 10,2^m helle Stern ist aber kein physisches Mitglied, sondern nur einen „optischer Begleiter“, d. h. hierbei handelt es sich nur um einen Hintergrundstern. Entdeckt wurde δ Equulei C von Wilhelm Herschel. 1781 maß er noch einen Abstand und einen Positionswinkel von 19,5″ und 78°.^[16]

Aus den Bahnelementen in der Infobox rechts lassen sich folgende Ephemeriden berechnen (jeweils Jahresmitte):^[10]

• Datenbankeintrag auf SIMBAD.
• Orbit des δ-Equulei-Systems (relative scheinbare Bahn).
• epsilon-lyrae.de: Eigenbewegung von δ Equulei A und B relativ zum Hintergrundstern δ Equulei C.

1. ↑ Gaia Collaboration: VizieR Online Data Catalog: Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018). In: VizieR On-line Data Catalog: I/345. Originally published in: 2018A&A...616A...1G. 2018. bibcode:2018yCat.1345....0G. Katalogeintrag auf VizieR.
2. ↑ ^{a b} Jorge R. Ducati: VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. In: CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237, 0 (2002). 2002. bibcode:2002yCat.2237....0D. Katalogeintrag auf VizieR.
3. ↑ ^{a b c} Dimitri Pourbaix: Resolved double-lined spectroscopic binaries: A neglected source of hypothesis-free parallaxes and stellar masses. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Bd. 145, 2000, S. 219. bibcode:2000A&AS..145..215P. doi:10.1051/aas:2000237.
4. ↑ ^{a b c d e f g h i} Matthew W. Muterspaugh et al.: Masses, Luminosities, and Orbital Coplanarities of the μ Orionis Quadruple-Star System from Phases Differential Astrometry. In: The Astronomical Journal. Bd. 135, Ausg. 3, 2008, S. 773. bibcode:2008AJ....135..766M, doi:10.1088/0004-6256/135/3/766, arxiv:0710.2126.
5. ↑ ^{a b c d} Wahre große Halbachse errechnet aus Distanz zur Sonne d in AE (18,379 pc = 3 790 941 AE) und großer Halbachse a in Winkelgrad (0,231 965″ = 0,000 064 434 7°) gemäß 2d · tan(a/2) = 4,26 AE. Kleinster Abstand = 4,26 AE · (1 − Exzentrizität) = 2,40 AE. Größter Abstand = 4,26 AE · (1 + Exzentrizität) = 6,13 AE.
6. ↑ ^{a b c d e} Theo A. ten Brummelaar et al.: Binary Star Differential Photometry Using the Adaptive Optics System at Mount Wilson Observatory. In: The Astronomical Journal. Bd. 119, Ausg. 5, 2000, S. 2.408–2.410, 2.412, bibcode:2000AJ....119.2403T. doi:10.1086/301338.
7. ↑ ^{a b c d e f} Guillermo Torres, Johannes Andersen, Álvaro Giménez: Accurate masses and radii of normal stars: Modern results and applications. In: The Astronomy and Astrophysics Review. Bd. 18, Ausg. 1–2, 2010. bibcode:2010A&ARv..18...67T, doi:10.1007/s00159-009-0025-1, arxiv:0908.2624.
8. ↑ ^{a b c d e f g h} Matthew W. Muterspaugh et al.: PHASES high-precision differential astrometry of δ Equulei. In: The Astronomical Journal. Bd. 130, Ausg. 6, 2005, S. 2.866–2.875. bibcode:2005AJ....130.2866M, doi:10.1086/497035, arxiv:astro-ph/0507585.
9. ↑ Im Lehrbuch der Astronomie (Elis Strömgren, Bengt Strömgren, 1933) wird δ Equulei sogar als der visuelle Doppelstern mit der kürzesten bekannten Umlaufperiode bezeichnet (S. 422). In Gerard Kuipers Publikation The Visual Binary of Shortest Known Period, B. D. −8°4352 von 1936 (In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Bd. 48, Ausg. 281, S. 19, bibcode:1936PASP...48...19K) nimmt er den dritten Platz hinter BD −8°4352 (= HD 152751, P = 1,7 Jahre) und δ 31 (= HD 9770, P = 4,6 Jahre) ein.
10. ↑ ^{a b} Berechnet mit dem Binary Star Calculator (Vers. 3) von Brian Workman nach den Bahnelementen von Muterspaugh et al., 2008.
11. ↑ Otto Wilhelm von Struve: On some lately discovered Double Stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Bd. 20, 1859, S. 10–11. bibcode:1859MNRAS..20....8S.
12. ↑ ^{a b} William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 12, Ausg. 76, 1900, S. 215–218. bibcode:1900PASP...12..215H, doi:10.1086/121393. Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; See, 1895–1896: 11,45 Jahre).
13. ↑ Willem Jacob Luyten: New Orbits for Four Binary Stars. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 46, Ausg. 272, 1934, S. 199. bibcode:1934PASP...46..199L. doi:10.1086/124454.
14. ↑ Staffan Söderhjelm: Visual binary orbits and masses post Hipparcos. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 341, 1999, S. 124. bibcode:1999A&A...341..121S. Katalogeintrag auf VizieR.
15. ↑ ^{a b c} Matthew J. Holman, Paul A. Wiegert: Long-Term Stability of Planets in Binary Systems. In: The Astronomical Journal. Bd. 117, Ausg. 1, 1999, S. 625. bibcode:1999AJ....117..621H, arxiv:astro-ph/9809315.
16. ↑ Brian D. Mason et al.: VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001–2014), Version 2018-09-24. In: VizieR On-line Data Catalog: B/wds. Originally published in: 2001AJ....122.3466M. 2018. bibcode:2018yCat....102026M. Katalogeintrag auf VizieR.