3 Andromedae
| Stern 3 Andromedae | |||||||||||||||||||
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| AladinLite | |||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||
| Sternbild | Andromeda | ||||||||||||||||||
| Rektaszension | 23h 04m 10,983s [1] | ||||||||||||||||||
| Deklination | 50° 03′ 07,525″ [1] | ||||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 4,65 mag[2] | ||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | ( 1,058 ± 0,003)[3] | ||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | 0,88[2] | ||||||||||||||||||
| R−I-Index | 0,57[2] | ||||||||||||||||||
| Spektralklasse | K0 IIIb[4] | ||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (−34,87 ± 0,12) km/s[1] | ||||||||||||||||||
| Parallaxe | (17,2629 ± 0,0918) mas[1] | ||||||||||||||||||
| Entfernung | (189 ± 1) Lj (57,9 ± 0,3) pc [1] | ||||||||||||||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | 0,97 mag[3] | ||||||||||||||||||
| Eigenbewegung[1] | |||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (165,837 ± 0,083) mas/a | ||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | ( 167,716 ± 0,079) mas/a | ||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||
| Masse | 1,71 M☉[5] | ||||||||||||||||||
| Radius | 10 R☉[6] | ||||||||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | (4668 ± 45) K[5] | ||||||||||||||||||
| Alter | 2,27 Milliarden a[5] | ||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||
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3 Andromedae (kurz 3 And) ist ein dem bloßen Auge lichtschwach erscheinender, orange schimmernder Stern im Sternbild Andromeda. Er befindet sich im Norden der Andromeda dicht an der Grenze zum Sternbild Eidechse. Seine scheinbare Helligkeit beträgt 4,65m.[2] Nach Parallaxen-Messungen der Raumsonde Gaia ist er etwa 189 Lichtjahre von der Erde entfernt.[1] Er nähert sich der Erde mit einer Radialgeschwindigkeit von 35 km/s und zieht entlang der Himmelskugel mit einer relativ hohen Eigenbewegung von 0,236 Bogensekunden pro Jahr.[1]
3 And ist ein Einzelstern und besitzt somit keinen stellaren Begleiter.[7] Er hat sich bereits zu einem Riesenstern entwickelt und gehört dem Spektraltyp K0 IIIb an.[4] Das Suffix „b“ in der Leuchtkraftklasse deutet an, dass 3 And innerhalb der Klasse der Riesensterne zu den leuchtkraftschwächeren gerechnet wird. Er ist ein Red Clump Star und erzeugt daher seine Energie durch das Verbrennen des in seinem Inneren vorhandenen Helium-Vorrats in Kohlenstoff.[8] Die Masse dieses rund 2,3 Milliarden Jahre alten Sterns beträgt etwa 1,7 Sonnenmassen[5] und sein Durchmesser ungefähr 10 Sonnendurchmesser.[6] Im Vergleich zur Sonne hat er eine kühlere Oberfläche; die effektive Temperatur seiner Photosphäre liegt bei rund 4670 Kelvin. An Leuchtkraft übertrifft 3 And die Sonne um das 49-fache.[5]
Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- 3 And. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 20. August 2022.
Anmerkungen
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c d e f g Gaia data release 3 (Gaia DR3) für 3 And, Juni 2022.
- ↑ a b c d Eintrag für 3 And im Bright Star Catalogue, 5. Auflage, 1991.
- ↑ a b E. Anderson, Ch. Francis: XHIP: An extended hipparcos compilation. In: Astronomy Letters. 38. Jahrgang, Nr. 5, Mai 2012, S. 331–346, doi:10.1134/S1063773712050015, arxiv:1108.4971, bibcode:2012AstL...38..331A. (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b Philip C. Keenan, Raymond C. McNeil: The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars. In: Astrophysical Journal Supplement Series. 71. Jahrgang, Oktober 1989, S. 245, doi:10.1086/191373, bibcode:1989ApJS...71..245K (harvard.edu). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b c d e f R. Earle Luck: Abundances in the Local Region. I. G and K Giants. In: The Astronomical Journal. 150. Jahrgang, Nr. 3, September 2015, 88, S. 23, doi:10.1088/0004-6256/150/3/88, arxiv:1507.01466, bibcode:2015AJ....150...88L (iop.org). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b Alessandro Massarotti, David W. Latham, Robert P. Stefanik, Jeffrey Fogel: Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity. In: The Astronomical Journal. 135. Jahrgang, Nr. 1, Januar 2008, S. 209–231, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209, bibcode:2008AJ....135..209M (iop.org). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ P. P. Eggleton, A. A. Tokovinin: A catalogue of multiplicity among bright stellar systems. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389. Jahrgang, Nr. 2, September 2008, S. 869–879, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, arxiv:0806.2878, bibcode:2008MNRAS.389..869E (oup.com). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ G. Tautvaišienė, B. Edvardsson, E. Puzeras, G. Barisevičius, I. Ilyin: C, N and O abundances in red clump stars of the Milky Way. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 409. Jahrgang, Nr. 3, Dezember 2010, S. 1213–1219, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17381.x, arxiv:1007.4064, bibcode:2010MNRAS.409.1213T (oup.com).