Almaaz
Doppelstern
Almaaz (ε Aurigae)
Auriga constellation map.png
ε Aurigae ist neben Capella, dem hellsten Stern im Sternbild Fuhrmann, zu sehen
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Fuhrmann
Rektaszension 05h 01m 58,13s [1]
Deklination +43° 49′ 23,9″ [1]
Scheinbare Helligkeit 3,03 mag [1]
Typisierung
Spektralklasse F0Ia [1]
U−B-Farbindex +0,33 [2]
B−V-Farbindex +0,54 [2]
R−I-Index +0,45 [2]
Veränderlicher Sterntyp EA/GS
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (-10,4 ± 0,4) km/s [3]
Parallaxe (1,60 ± 1,16) mas [1][Anm 1]
Entfernung [1][Anm 1] ca. 2000 Lj
ca. 620 pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis -5,95 mag [Anm 2][Anm 1]
Eigenbewegung [4]
Rek.-Anteil: (-0,86 ± 1,38) mas/a
Dekl.-Anteil: (-2,66 ± 0,75) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 15 bis 30 M
Radius 100 R
Leuchtkraft

47000 L

Oberflächentemperatur 7800 K
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung ε Aurigae
Flamsteed-Bezeichnung 7 Aurigae
Bonner Durchmusterung BD +43° 1166
Henry-Draper-Katalog HD 31964 [1]
Hipparcos-Katalog HIP 23416 [2]
Bright-Star-Katalog HR 1605 [3]
SAO-Katalog SAO 39955 [4]
Tycho-Katalog TYC 2907-1275-1[5]
Weitere Bezeichnungen ADS 3605
Aladin previewer
Anmerkung
  1. a b c Nur grobe Werte
  2. Aus Scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.

Almaaz (aus arabisch ‏الماعز‎, DMG al-māʿiz ‚Ziege(nbock)‘; auch Al Anz oder Haldus) ist der Name des Sterns ε Aurigae (Epsilon Aurigae) im Sternbild Fuhrmann.

Almaaz ist ein veränderlicher Stern vom Typ Algol in etwa 2000 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein Bedeckungsveränderlicher, d.h. zwei Sterne unterschiedlicher Leuchtkraft umkreisen einander und wenn sich die dunklere Komponente vor die hellere schiebt, nimmt die scheinbare Helligkeit ab. Von allen bekannten Bedeckungsveränderlichen weist ε Aurigae mit rund 27 Jahren (9892 Tage) die größte Periode auf.

Die erste Bedeckung von Almaaz wurde bereits im Jahre 1821 vom deutschen Amateurastronomen J. H. Fritsch beobachtet, womit dieser Stern zu den ersten bedeckungsveränderlichen Sternen gehört, die entdeckt wurden. Die Periodizität der Lichtkurve wurde allerdings erst 1903 von Hans Ludendorff nachgewiesen und untersucht. Die Bedeckungsphase dauert insgesamt recht genau zwei Jahre, das Minimum zwischen dem so genannten zweiten und dritten Kontakt dauert etwa 330 Tage. Seit 2009 findet eine Bedeckung statt, die voraussichtlich noch bis 2011 andauern wird.

Der Spektraltyp der 15 bis 30 Sonnenmassen schweren Hauptkomponente ist A8Ia-F2Ia, über die Natur der sekundären Komponente konnte aus spektroskopischen Untersuchungen keine sichere Aussage getroffen werden. Man vermutete allerdings, dass es sich um ein Doppelsternsystem in einer Dunkelwolke handelt. Durch direkte Beobachtung des Verlaufs der Bedeckung 2009 mit Hilfe des Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), einem Interferometer, das das Licht von vier einzelnen Teleskopen des Georgia State University CHARA-Array kombiniert, konnte nachgewiesen werden, dass eine dunkle Staubscheibe, die einen kleinen, nicht sichtbaren Stern umgibt, vor Epsilon Aurigae vorüberzieht.

Weblinks

Einzelnachweise

  1. a b c d e Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  2. a b c Bright Star Catalogue
  3. Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars
  4. Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)

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