Rotanev

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Doppelstern β Delphini (Rotanev)
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Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Delphin
Rektaszension	20h 37m 32,9s [1]
Deklination	+14° 35′ 42″ [1]
Scheinbare Helligkeit [1]	3,63 mag
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−22,7 km/s [2]
Parallaxe	33,49 ±0,88 mas
Entfernung [3]	97,3 ±2,5 Lj (29,86 ±20,23 pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis	1,25 mag
Eigenbewegung:
Rek.-Anteil:	118,28 mas/a
Dekl.-Anteil:	−47,65 mas/a
Orbit [4]
Periode	26,65 Jahre
Große Halbachse	0,443″
Exzentrizität	0,335
Periastron	2016,17
Bahnneigung	62,2°
Argument des Knotens	177,9°
Argument der Periapsis	348,8°
Einzeldaten
Namen	A; B
Beobachtungsdaten:
Scheinbare Helligkeit [1]	A	4,11 mag
	B	5,02 mag
Typisierung:
Spektralklasse [5] [6]	A	F5 IV
	B	F2 V
Physikalische Eigenschaften:
Absolute vis. Helligkeit Mvis [7] [6]	A	1,64 ±20,10 mag
	B	2,60 ±20,10 mag
Masse [7]	A	2,11 ±20,33 M☉
	B	1,60 ±20,25 M☉
Oberflächentemperatur [6]	A	6.440 ±260 K
	B	6.980 ±2370 K
Alter	1,9 Mrd. Jahre [7]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung β Delphini Flamsteed-Bezeichnung 6 Delphini Bonner Durchmusterung BD +14°4369 Bright-Star-Katalog HR 7882 Henry-Draper-Katalog HD 196524 SAO-Katalog SAO 106316 Tycho-Katalog TYC 1100-1720-1 Hipparcos-Katalog HIP 101769

Rotanev ist die Bezeichnung des Sterns β Delphini (β = griechischer Buchstabe Beta) im Sternbild Delphin. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 3,63^m und ist damit der hellste Stern im Delfin, heller als der eigentliche Hauptstern des Delfins, α Delphini (Sualocin) mit 3,77^m. Rotanev ist etwa 97 Lichtjahre von der Sonne entfernt und ist in Wahrheit ein Doppelstern.
Die Namensgebung geht auf den italienischen Astronom Niccolo Cacciatore zurück, dessen Nachname latinisiert Venator (Jäger) lautet. Rückwärts gelesen heißt Venator Rotanev (siehe auch Sualocin).

Rotanev als Doppelsternsystem

Im Jahr 1873 entdeckte der Astronom S. W. Burham, dass es sich bei Rotanev um ein Doppelsternsystem handelt: Zwei Sterne, die gravitativ aneinander gebunden sind und sich auf elliptischen Bahnen gegenseitig umkreisen. Beim Sternsystem Rotanev dauert so eine Umkreisung 26,65 Jahre. Die Exzentrizität e der Bahn beträgt 0,335; außerdem ist die Bahn des Systems für Beobachter auf der Erde um 62,2° geneigt.^[4]
Der Zeitpunkt, bei dem sich beide Sterne auf ihrer Bahn am nächsten kommen, nennt man Periastron – bei Rotanev findet der Periastron das nächste Mal im Jahr 2016,17 statt.^[8]

Der Winkelabstand beider Sterne betrug zu Beginn 2010 0,37″, zu Beginn 2011 wird er auf 0,29″ gefallen worden sein.^[4] Der geringste Winkelabstand auf der Umlaufbahn wird mit 0,17″ Anfang des Jahres 2013 erreicht werden (und nicht zu Periastron; Grund dafür ist die Bahnneigung). Der maximal mögliche Abstand beträgt 0,60″, dann ist Rotanev auch mit mittleren Amateurteleskopen (ab 10“ Öffnung, mind. 500-fache Vergrößerung, äußerst gutes Seeing) in zwei Einzelsterne trennbar.

Weitere „optische Begleiter“ (Hintergrundsterne, die nur zufällig in der gleichen Blickrichtung wie Rotanev stehen, physisch aber nicht an ihm gebunden sind) sind:

• β Delphini C: Helligkeit: 13,5^m, Abstand zu Rotanev: 14,8″
• β Delphini D: Helligkeit: 11,4^m, Abstand zu Rotanev: 46,8″
• β Delphini E: Helligkeit: 11,6^m, Abstand zu Rotanev: 110,8″^[5]

Physikalische Eigenschaften der Sterne

Der massereichere Stern in diesem System, Rotanev A bzw. β Delphini A, besitzt die 2,11-fache Masse der Sonne, mit einer Unsicherheit von ±0,33 Sonnenmassen.^[7] Er strahlt mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,1^m und gehört der Spektralklasse F5 IV an^[5] und besitzt somit eine Oberflächentemperatur von 6.440 ±60 Kelvin.^[6]

Der andere Stern, Rotanev B oder auch β Delphini B, besitzt nur 1,60 ±0,25 Sonnenmassen.^[7] Mit einer scheinbare Helligkeit von ca. 5^m strahlt er um 0,9 Größenklassen schwächer als der Hauptstern. β Delphini B besitzt die Spektralklasse F2 V^[5] und eine Oberflächentemperatur von 6.980 ±370 Kelvin.^[6]

Das Doppelsternsystem ist an die 1,9 Milliarden Jahre alt.^[7]

Weblinks

• Diagramm der scheinbaren Umlaufbahn von Rotanev

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b} Datenbankeintrag auf VizieR für β Delphini A und β Delphini B.
2. ↑ Datenbankeintrag auf SIMBAD für β Delphini AB unter HD 196524 -- Spectroscopic binary.
3. ↑ Entfernung in Parsec (r) = 1: Parallaxe in Bogensekunden. 1 Lichtjahr = 3,26 Parsec.
4. ↑ ^{a b c} 6^th Orbit Catalog → Orbital elements (text version) (Bahnelemente) bzw. Ephemerides (Abstandsangaben). WDS-Nummer: 20375+1436.
5. ↑ ^{a b c d} Washington Double Star Catalog → Abteilung 18 – 24 h. WDS-Nummer: 20375+1436.
6. ↑ ^{a b c d e} Theo Ten Brummelaar (Center for High Angular Resolution Astronomy, Georgia State University), Brian D. Mason (US Naval Observatory), Harold A. McAlister, Lewis C. Roberts jr., Nils H. Turner, William I. Hartkopf, William G. Bagnuolo jr. (Center for High Angular Resolution Astronomy, Georgia State University): Binary star differential photometry using the adaptive optics system at Mount Wilson Observatory (englisch). In: The Astronomical Journal, Ausgabe 119, Auszug der Seiten 2.403 bis 2.414. Seite 8 (Abs. Helligkeit), 9 (Spektralklasse) und 10 (Temperatur). Mai 2000.
7. ↑ ^{a b c d e f} George Gatewood, Michael Castelaz, Timothy Persinger, John Stein, Pierre Demarque, Sabotino Sofia, Bruce Stephenson: A map-based determination of the nature of Beta Delphini (englisch). In: Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), Ausgabe 342, Auszug der Seiten 1.085 bis 1.090. 15. Juli 1989.
8. ↑ Der 6^th Orbit Catalog gibt einen Periastron von 1962,87 an. Wenn man die Umlaufzeit von 26,65 Jahren auf diesen Zeitpunkt aufrechnet, ergibt dies einen nächsten Periastron im Jahr 2016,17.

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