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Zeta Leporis

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Stern
Zeta Leporis
{{{Kartentext}}}
Vorlage:AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Hase
Rektaszension Vorlage:RektaszensionEasy
Deklination Vorlage:DeklinationEasy
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten {{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 3,52 mag<ref name="Gutierrez-Moreno">Gutierrez-Moreno, Adelina et al. (1966), A System of photometric standards 1, Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy, S. 1–17</ref>
Helligkeit (U-Band) {{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band) {{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band) {{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band) {{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band) {{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band) {{{magJ}}} mag
Helligkeit (H-Band) {{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)  mag
G-Band-Magnitude  mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp
B−V-Farbindex +0,114<ref name="Gutierrez-Moreno" />
U−B-Farbindex +0,113<ref name="Gutierrez-Moreno" />
R−I-Index
Spektralklasse A2 IV-V(n)<ref name="Contributions">R. O. Gray, C. J. Corbally, R. F. Garrison, M. T. McFadden, E. J. Bubar, C. E. McGahee, A. A. O’Donoghue, E. R. Knox: Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Southern Sample. arxiv:astro-ph/0603770.</ref>
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit +20,0 km/s
+24,7 km/s<ref name="Stellar encounters" /><ref name="Searching">Vadim V. Bobylev: Searching for Stars Closely Encountering with the Solar System. arxiv:1003.2160.</ref>
Parallaxe 46,28 ± 0,16 mas<ref name="Validation">F. van Leeuwen: Validation of the new Hipparcos reduction. arxiv:0708.1752.</ref>
Entfernung 70,5 ± 0,2 Lj
21,61 ± 0,07 pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis  mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung<ref name="Validation" />
Rek.-Anteil: −14,54 mas/a
Dekl.-Anteil: −1,07 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 1,46 M☉<ref name="Very Wide Binaries">Ed Shaya, Rob Olling: Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue. arxiv:1007.0425.</ref>
Radius 1,5 R☉<ref name="Dust">R.L. Akeson, D.R. Ciardi, R. Millan-Gabet, A. Merand, E. Di Folco, J.D. Monnier, C.A. Beichman, O. Absil, J. Aufdenberg, H. McAlister, T. ten Brummelaar, J. Sturmann, L. Sturmann, N. Turner: Dust in the inner regions of debris disks around A stars. arxiv:0810.3701.</ref>
Leuchtkraft

14 L☉<ref name="Accurate absolute luminosities">Malagnini, M. L.; Morossi, C.: Accurate absolute luminosities, effective temperatures, radii, masses and surface gravities for a selected sample of field stars. bibcode:1990A&AS...85.1015M.</ref>

Effektive Temperatur 9772 K<ref name="Ages">Inseok Song, J.-P. Caillault, David Barrado y Navascués, John R. Stauffer: Ages of A-type Vega-like stars from uvbyβ Photometry. arxiv:astro-ph/0010102.</ref>
Metallizität [Fe/H] −0,76<ref name="Contributions" />
Rotationsdauer
Alter ca. 230 Millionen (50 bis 350 Millionen) a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnungζ Leporis
Flamsteed-Bezeichnung14 Leporis
Bonner DurchmusterungBD −14° 1232
Bright-Star-Katalog HR 1998 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 38678 [2]
Gliese-Katalog GJ 217.1 [3]
Hipparcos-KatalogHIP 27288 [4]
SAO-KatalogSAO 150801 [5]
Tycho-KatalogTYC 5359-1778-1[6]Vorlage:Infobox Stern/Wartung/AngabeTYC-Katalog
2MASS-Katalog2MASS J05465735-1449189[7]
Weitere Bezeichnungen FK5 219, GJ 9190, Wolf 9190, GCTP 1326
Anmerkung
{{{Anmerkung}}}

Zeta Leporis (ζ Leporis, ζ Lep) ist ein Stern im südlichen Sternbild Hase, der 70,5 Lichtjahre von der Erde entfernt ist. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 3,5 mag<ref name="Gutierrez-Moreno" /> und ist damit hell genug, um mit bloßem Auge sichtbar zu sein. 2001 wurde ein Asteroidengürtel um den Stern bestätigt.

Eigenschaften[Bearbeiten]

Zeta Leporis hat die Spektralklasse of A2 IV-V(n)<ref name="Stellar encounters">García-Sánchez, J.; Weissman, P. R.; Preston, R. A.; Jones, D. L.; Lestrade, J.-F.; Latham, D. W.; Stefanik, R. P.; Paredes, J. M.: Stellar encounters with the solar system. bibcode:2001A&A...379..634G.</ref> und befindet sich damit im Übergangsstadium von einem Hauptreihenstern zu einem Unterriesen. Das Suffix (n) besagt, dass die Absorptionslinien im Spektrum des Sterns wegen seiner schnellen Rotation nebelhaft erscheinen, was aufgrund des Doppler-Effekts zu einer Verbreiterung der Linien führt. Die vorgeschlagene Rotationsgeschwindigkeit beträgt 245 km/s,<ref name="Very Wide Binaries" /> was eine niedrigere äquatoriale und azimutale Geschwindigkeit des Sterns bedingt.

Der Stern hat die 1,46fache Masse<ref name="Very Wide Binaries" />, den 1,5fachen Radius<ref name="Dust" />, und die 14fache Leuchtkraft<ref name="Accurate absolute luminosities" /> der Sonne. Die Fülle an anderen Elementen als Wasserstoff und Helium, von Astronomen als die Metallizität des Sterns bezeichnet, beträgt nur 17 % der Sonne.<ref name="Stellar encounters" /> Zeta Leporis scheint sehr jung zu sein, mit einem Alter von etwa 231 Millionen Jahren, doch beträgt die Fehlerspanne zwischen 50 und 347 Millionen Jahren.<ref name="Ages" />

Asteroidengürtel[Bearbeiten]

Datei:Asteroidbelt 01.jpg
Der Asteroidengürtel (Hauptgürtel) im Sonnensystem
Datei:Asteroidbelt 02.jpg
Der Asteroidengürtel um den Stern Zeta Leporis (Maßstab wie oben)

1983 wurde durch das Weltraumteleskop Infrared Astronomical Satellite (IRAS) entdeckt, dass Zeta Leporis von Staub umkreist wird. Die Größe dieser Trümmerscheibe wurde auf einen Durchmesser von 12,2 Astronomischen Einheiten (AU) eingeschränkt.<ref name="Morledge">Morledge, Paul (November 2011): Tightening a Star's Belt, in: Astronomy 29 (11)</ref>

Durch das Long Wavelength Spectrometer am Keck-Observatorium auf dem Mauna Kea auf der Insel Hawaii konnte 2001 der Durchmesser der Trümmerscheibe genauer eingeschränkt werden. Man fand heraus, dass sie in einem Radius von 5,4 AU liegt.<ref name="Morledge" /> Die Temperatur des Staubs wurde auf etwa 340 Kelvin geschätzt.<ref name="Morledge" /> Abhängig vom Aufheizen durch den Stern könnten sich die Staubkörner bis auf 2,5 AU an Zeta Leporis heran erstrecken.<ref name="Morledge" />

Nach heutigem Stand ist der Staub auf einen massiven Asteroidengürtel in einer Umlaufbahn um Zeta Leporis zurückzuführen, den ersten extrasolaren Asteroidengürtel, der entdeckt wurde. Die geschätzte Masse des Gürtels beträgt mehr als die 200fache Masse des Asteroidengürtels im Sonnensystem, nämlich 4 × 1023 kg. Die Astronomen Christine Chen und Michael Jura fanden heraus, dass der in diesem Gürtel enthaltene Staub eigentlich innerhalb von 20.000 Jahren in den Stern gefallen sein müsste, eine weitaus kürzere Zeit als das geschätzte Alter von Zeta Leporis, was nahelegt, dass irgendein ein Mechanismus den Asteroidengürtel immer wieder auffrischt.<ref name="Morledge" />

Begegnung mit der Sonne[Bearbeiten]

Berechnungen von Vadim V. Bobylev aus dem Jahr 2010 deuten darauf hin, dass Zeta Leporis vor 861.000 Jahren der Sonne bis auf 1,28 Parsec (4,17 Lichtjahre) nahekam.<ref name="Stellar encounters" /> J. Sanchez-Garcia nahm 2001 an, dass der Stern vor einer Million Jahren die Sonne in 1,64 Parsec (5,34 Lichtjahre) Entfernung passierte.<ref name="Searching" />

Weiterführende Literatur[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

<references />

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