47 Ursae Majoris

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Stern 47 Ursae Majoris
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Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Großer Bär
Rektaszension	10h 59m 27,97s [1]
Deklination	+40° 25′ 48,9″ [1]
Scheinbare Helligkeit	5,1 mag [1]
Typisierung
Spektralklasse	G1 V [1]
U−B-Farbindex	+0,13 [2]
B−V-Farbindex	+0,61 [2]
R−I-Index	0,31 [2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	(+12,6 ± 0,9) km/s [1]
Parallaxe	(71,11 ± 0,25) mas [3]
Entfernung [3]	(45,87 ± 0,16) Lj (14,06 ± 0,05) pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	ca. +4,3 mag
Eigenbewegung [1]
Rek.-Anteil:	(-315,92 ± 0,62) mas/a
Dekl.-Anteil:	(+55,15 ± 0,50) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	≈ 1 M☉
Radius	ca. 1,3 R☉
Leuchtkraft	ca. 1,5 L☉
Oberflächentemperatur	5855 K
Alter	ca. 6 · 109 a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Flamsteed-Bezeichnung 47 Ursae Majoris Bonner Durchmusterung BD +41° 2147 Henry-Draper-Katalog HD 95128 [1] Hipparcos-Katalog HIP 53721 [2] Bright-Star-Katalog HR 4277 [3] SAO-Katalog SAO 43557 [4] Tycho-Katalog TYC 3009-2703-1[5] Weitere Bezeichnungen Gliese 407 • FK5 1282
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47 Ursae Majoris (abgekürzt: 47 UMa) ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G1, ähnlich der Sonne, der sich ca. 46 Lichtjahre von der Sonne entfernt im Sternbild Ursa Major (Große Bärin) befindet. Um 47 Ursae Majoris sind zwei Exoplaneten bekannt, die Existenz eines weiteren gilt als sehr wahrscheinlich.

Entfernung und Sichtbarkeit

47 Ursae Majoris befindet sich relativ nahe bei unserem Sonnensystem. Aufgrund der astrometrischen Parallaxenmessung durch den Hipparcos-Satelliten, die eine Parallaxe von ca. 71 Millibogensekunden ergab, befindet sich der Stern in einer Entfernung von ungefähr 14,1 Parsec.^[4] Da der Stern eine scheinbare Helligkeit von 5,1 besitzt, ist es unter guten Bedingungen möglich, diesen Stern mit bloßem Auge am Nachthimmel zu erspähen.

Stellare Eigenschaften

Die Masse von 47 UMa ist ungefähr so groß wie die der Sonne, allerdings besitzt der Stern rund 10 % mehr Eisen als die Sonne. Der Spektraltyp von 47 UMa ist G1V, weswegen er mit knapp 5855 K Oberflächentemperatur^[5][6] leicht wärmer als die Sonne ist. Die absolute Helligkeit beträgt +4,29 Größenklassen. Dies bedeutet, dass seine Leuchtkraft ungefähr 60 % größer ist als die der Sonne. Wie auch die Sonne befindet sich 47 UMa auf der Hauptreihe im HR-Diagramm. Er wandelt in seinem Kern mittels Kernfusion also Wasserstoff zu Helium um. Aufgrund der Chromosphärenaktivität wird geschätzt, dass der Stern knapp 6 Milliarden Jahre alt ist, obwohl evolutionäre Modelle ein Alter von 8,7 Milliarden Jahren ergeben.^[7]

Planetensystem

1996 wurde von Geoffrey Marcy und R. Paul Butler herausgefunden, dass 47 UMa von einem Planeten umkreist wird. Diese Entdeckung basierte auf Messungen der Radialgeschwindigkeit des Sterns, die von den umkreisenden Planeten leicht beeinflusst wird. Diese Messungen wurden mithilfe des Dopplereffektes im Spektrum des Stern gemessen.^[8] Dieser Planet, genannt 47 Ursae Majoris b, besitzt eine Umlaufbahn mit relativ geringer Exzentrizität, eine Masse die ca. der 2,63-fachen Masse des Jupiters entspricht und eine Umlaufdauer von ca. 1089 Tagen. Würde dieser Planet im solaren Sonnensystem liegen, so würde er sich zwischen Mars und Jupiter aufhalten. 2001 ergaben vorläufige Messungen, dass die Umlaufbahn um rund 63,1° gegen die Himmelsebene geneigt ist. Wird diese Messung bestätigt, so folgt daraus, dass die Masse von 47 UMa b der 2,9-fachen Jupitermasse entspricht.^[9]

Ein zweiter Planet, genannt 47 Ursae Majoris c, wurde 2002 von Debra Fischer, Geoffrey Marcy und R. Paul Butler entdeckt. Auch diesmal wurde die gleiche Radialgeschwindigkeitmethode wie schon beim ersten Planet benutzt. Dieser zweite Planet benötigt für einen Umlauf rund 2594 Tage.^[10] Die Exzentrizität ist bisher nicht genau bekannt, obwohl angenommen wird, dass sie ebenfalls recht niedrig ist.

Vergleich zwischen den Umlaufbahnen von 47 UMa (schwarz) und dem Sonnensystem (blau)

Die zwei Planeten befinden sich in einer ähnlichen Konfiguration wie Jupiter und Saturn im Sonnensystem. Das Verhältnis der Umlaufzeiten liegt in beiden Systemen bei ca. 5:2, und das Massenverhältnis ist ebenfalls identisch. Die kleinere Größenordnung und die größeren Massen implizieren zudem, dass zwischen beiden Planeten stärkere gegenseitige gravitative Beeinflussungen stattfinden, als zwischen Saturn und Jupiter. Hieraus folgt, dass die wahren Massen der Planeten nicht viel größer sein können, wie die durch die Radialgeschwindigkeitsmessungen bestimmten Minimalmassen.

2010 wurde ein weiterer Planet, 47 Ursae Majoris d, entdeckt, der sich deutlich weiter von seinem Zentralstern entfernt befindet (ca. 11,6 AE). Für einen Umlauf benötigt dieser Begleiter etwa 38 Jahre, seine Minimalmasse entspricht der 1,6-fachen Jupitermasse.

Simulationen ergeben, dass im inneren Bereich der habitablen Zone (die Zone um einen Stern, wo Leben existieren könnte) von 47 Ursae Majoris ein terrestrischer Planet auf einer stabilen Umlaufbahn existieren könnte.

Quellen

1. ↑ ^{a b c d e} SIMBAD-Datenbank
2. ↑ ^{a b c} Bright Star Catalogue
3. ↑ ^{a b} Hipparcos-Katalog
4. ↑ HIP 53721 Der Hipparcos und Tychokatalog. ESA (1997). (22. Juli 2006)
5. ↑ R. Butler et al.: Catalog of Nearby Exoplanets. In: The Astrophysical Journal. Band 646, 2006, S. 505–522.
6. ↑ Exoplanets Data Explorer. Exoplanets.org. Abgerufen am 26. Juni 2010.
7. ↑ C. Saffe et al.: On the Ages of Exoplanet Host Stars. In: Astronomy and Astrophysics. Band 443, Nr. 2, 2005, S. 609–626.
8. ↑ R. Butler et al.: A Planet Orbiting 47 Ursae Majoris. In: The Astrophysical Journal. Band 464, 1996, S. L153–L156.
9. ↑ I. Han et al.: Preliminary Astrometric Masses for Proposed Extrasolar Planetary Companions. In: The Astrophysical Journal. Band 548, 2001, S. L57–L60.
10. ↑ D. Fischer et al.: A Second Planet Orbiting 47 Ursae Majoris. In: The Astrophysical Journal. Band 564, 2002, S. 1028–1034.