Astronomie

Mehrere Sternsystem-Prozentsätze

Mehrere Sternsystem-Prozentsätze


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Wie hoch ist der Prozentsatz der Systeme, die x Anzahl von Sternen enthalten?

Was ich bisher gefunden habe ist so etwas wie:

  • Einzelsternsysteme = 69%
  • Doppelsternsysteme = ~10%
  • Dreifachsternsysteme = <20%
  • Vierfachsternsysteme = ???
  • Fünffache Sternensysteme = ???
  • Sechsfache Sternensysteme = ???
  • Siebensternsysteme = ???

Gibt es auch… Gibt es eine Möglichkeit, diese Prozentsätze für Systeme mit Primärsternen zu erhalten, die Riesen (mehr als 2 Sonnenmassen), Hauptsterne (0,5 bis 2 Sonnenmassen) und Nebensterne (0,5 Sonnenmassen… rote Zwerge) sind?

Ich habe einen Artikel gefunden, in dem es heißt…

Riesensterne = 80% haben Gefährten
Major Stars = 50% haben Gefährten
Minor Stars = 25% haben Gefährten

Quellen:
http://www.space.com/1995-astronomers-wrong-stars-single.html
http://boards.straightdope.com/sdmb/showthread.php?t=499261
http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/surprise-most-star-systems-are-single/


Um relevante Informationen dazu zu finden, suchen Sie am besten nach tatsächlich veröffentlichten Artikeln. Ich werde Sie durch meinen Forschungsprozess führen, um Ihnen in Zukunft zu helfen und die Ergebnisse bereitzustellen, die ich gefunden habe.

Schritt 1: Google Scholar ist dein Freund

Ich beginne mit Google Scholar. Dies ist ähnlich wie bei Google, gibt jedoch keine alten Websites zurück, sondern speziell veröffentlichte Artikel und andere wissenschaftliche Artikel. Ein Teil dieser Magie ist natürlich zu wissen, wonach man suchen muss. Ich ging mit "Vielzahl von Sternsystemen". Sofort fand ich zwei Quellen, die mir vielversprechend erschienen.

Stellare Multiplizität und die anfängliche Massenfunktion: Die meisten Sterne sind einfach (Lada 2006)

Ein Katalog der Vielfalt heller stellarer Systeme (Eggleton & Tokovinin 2008)

Ich hatte Glück, denn beide Artikel sind kostenlos, sodass ich den vollständigen Inhalt sehen kann!

Schritt 2: NASA ADS

Das NASA Astrophysics Data System ist ein sehr umfangreicher Katalog mit fast allen astronomischen (und einigen physikbezogenen) Artikeln, die in jeder Zeitschrift veröffentlicht werden. Was noch erstaunlicher ist, sehr oft sind die Artikel hier kostenlos, auch wenn sie auf der eigentlichen Webseite der Zeitschrift nicht kostenlos sind. Wenn Sie jemals auf einen Artikel aus einer Zeitschrift stoßen, der Ihnen nur einen Abstract gibt, suchen Sie hier nach dem Artikel.

Es war bereits kostenlos auf der Webseite der Zeitschrift, aber ich konnte das oben zitierte Lada-Papier nachschlagen und finden.

Ich weise Sie aus mehreren Gründen ausdrücklich auf ADS hin.

  1. Es hat eine große Sammlung von kostenlosen Papieren.
  2. Sie haben vielleicht schon von arxiv gehört oder es sogar verwendet, was eine großartige Ressource ist, aber sehr oft handelt es sich bei den Artikeln auf arxiv um Vorveröffentlichungen und nicht um offiziell von Experten begutachtete und veröffentlichte Artikel. ADS hat normalerweise die offiziellen veröffentlichten Papiere (und Links zu arxiv-Versionen!).
  3. ADS hat ein weiteres sehr wichtiges Feature. Es listet Artikelzitate und Artikel auf, die diesen Artikel zitiert haben.

Schritt 3: Backtracking und Forwardtracking

Sobald Sie eine gute Quelle gefunden haben (wie die beiden oben genannten Papiere), möchten Sie nicht damit aufhören. Es gibt wahrscheinlich mehr oder bessere Papiere und Sie können die Papiere verwenden, um neue zu finden. Was Sie jetzt tun möchten, ist, einen Blick auf alle Veröffentlichungen zu werfen, die Ihre aktuelle Quelle zitiert hat, und sich alle Veröffentlichungen anzusehen, die Ihre aktuelle Quelle zitieren. ADS stellt Ihnen all diese Informationen sehr bequem zur Verfügung.

Die Quelle von Lada 2006 ist zu diesem Zeitpunkt 10 Jahre alt, also wollte ich sehen, ob es etwas neueres gibt. Ich konnte auf den Link "Zitate zum Artikel" auf ADS für diesen Artikel klicken und fand die Liste von 217 neueren Artikeln, die den Lada-Artikel zitierten. Beim Durchsuchen dieser Liste fand ich zwei vielversprechende Papiere:

Stellare Multiplizität des offenen Clusters ASCC 113 (Guerrero et al. 2014)

Eine adaptive Optik-Multiplizitätszählung junger Sterne im oberen Skorpion (Lafrenière et al. 2014)

Von hier aus einfach ausspülen und wiederholen, bis Sie die gewünschten Informationen haben.

Ergebnisse

Ich habe vier Papiere gefunden, die einige oder alle der gewünschten Informationen zu enthalten scheinen.

  1. Lada 2006 - Dieses Papier ist mehr oder weniger ein Konglomerat vergangener Forschungen über den Anteil von Sternen, die Einzelsternsysteme sind. Es konzentrierte sich auf Sterne mit geringerer Masse (G bis M) und stellte fest, dass der Anteil der Einzelsternsysteme von ~43% für Sterne vom Typ G bis zu ~75% für Sterne vom Typ M (die den bevölkerungsreichsten Typ sind) reichte.

  2. Eggleton & Tokovinin 2008 - Ich denke, dass dies die beste Quelle für Ihre spezielle Frage ist. In ihrem Abstract geben sie an

    Wir identifizieren 4559 solcher hellen Systeme (einschließlich der Sonne) und die Frequenzen der Multiplizitäten 1, 2,…, 7 sind 2718, 1437, 285, 86, 20, 11 und 2.
    Dies impliziert, dass der Bruchteil der Multiplizitäten 59,62 %, 31,52 %, 6,25 %, 1,88 %, 0,44 %, 0,24 % und 0,04 % beträgt. Beachten Sie jedoch, dass ihre Messungen "erhebliche" Unsicherheiten aufweisen, die sie beschreiben.

  3. Guerreroet al. 2014 – Diese Gruppe hat sich einen bestimmten Cluster angeschaut und um ihn herum gefunden

    ein Verhältnis der Anzahl von Einzelsternen zu Doppelsternen zu 27:7
    innerhalb des Clusters selbst. Einschließlich der Sterne um den Haufen herum wurden die folgenden Multiplizitäten gefunden (von 1 bis 8 Begleitern):
    125:27:4:1:0:0:0:1
    Diese beiden Sätze von Verhältnissen zeigen, dass sie innerhalb des Haufens 79 % Einzelsternsysteme und 21 % Doppelsternsysteme sahen. Insgesamt sahen sie Multiplizitätsanteile von 79,1%, 17,1%, 2,5%, 0,6%, 0%, 0%, 0% bzw. 0,6%.

  4. Lafrenière et al. 2014 – Eine Studie, die 91 Sterne untersuchte und 57 Einzelsterne (63 %), 29 Doppelsterne (32 %) und 5 Dreifachsysteme (5,5 %) fand.

Dies deutet darauf hin, dass die Vielfalt der Sterne sehr variabel ist, noch etwas unbekannt ist und von der Umgebung abhängt, die Sie betrachten (und ich habe einige Artikel gefunden, die genau diesen Punkt diskutieren). Das Eggleton-Papier hatte die größte Stichprobe und ist daher in Bezug auf einen wahren Durchschnitt möglicherweise am vertrauenswürdigsten, aber stellen Sie sicher, dass Sie ihre Unsicherheiten verstehen.


Die Antworten sind da draußen. Das Problem bei Ihrer Frage ist, dass die Antwort stark massenabhängig ist. Auch die Massenabhängigkeit ist etwas unsicher, mit den besten empirischen Erkenntnissen für Sterne vom Sonnentyp, mit etwas unsichereren Werten und kleineren statistischen Zahlen für mehr und weniger massereiche Sterne.

Die beste zeitgenössische Überprüfung der Binarität für Hauptreihensterne wie die Sonne der Spektraltypen F6-K3 (und die, die jeder verwendet) ist die von Raghavan et al (2010). Ihre Studie beschäftigt sich mit Binärdateien über die gesamte Bandbreite möglicher Trennungen und versucht, mit den komplexen Selektionseffekten verschiedener Erhebungen und Beobachtungstechniken umzugehen. Die gewünschte Antwort steht direkt in der Zusammenfassung des Papiers: $56pm 2$% einfach, $33pm 2$% binär, $8 pm 1$% dreifach, $3 pm 1$% Vielfache höherer Ordnung.

Der beste Gesamtüberblick über binäre Statistiken (meiner Meinung nach) ist der von Duchene & Kraus (2013). Dies geht ganz gut mit der Massenabhängigkeit der Multiplizitätsfrequenz um, die nimmt deutlich mit der Masse ab. Der Gesamtmultiplizitätsanteil für Sterne vom Sonnentyp beträgt 44% (siehe oben), aber dieser beträgt für M-Zwerge eher 30% und für Sterne/braune Zwerge mit $M<0.1M_{odot} vielleicht sogar nur 20%. $, wobei letztere Zahl eine Unsicherheit von mindestens 5 % hat. Der Anteil mehrerer Systeme, die $>2$ Sterne aufweisen, ist wahrscheinlich denen von Sternen vom Sonnentyp ziemlich ähnlich (d. h. etwa ein Viertel der mehreren Systeme sind mehr als Binärdateien).

Bei Sternen mit höherer Masse ist die Multiplizität ebenfalls höher. Es ist mindestens 50% für Sterne zwischen 1,5-5 Sonnenmassen und wahrscheinlich nahe 100% ($>80$%) für O-Sterne.

Die Gesamtergebnisse sind in Tabelle 1 des Reviews zusammengefasst. Dies ist eine viel zitierte und respektable Quelle.


Mehrsterne-Geburt in Stellar Nursery enthüllt

Astronomen haben einen ersten guten Blick auf die Anfänge eines Vier-Sterne-Systems geworfen.

Die Entdeckung könnte zu einem besseren Verständnis führen, warum manche Sterne, wie unsere Sonne, Einzelgänger sind, während viele andere in Systeme mit zwei, drei oder mehr Sternen hineingeboren werden.

Mit der kombinierten Leistung von zwei der größten Radioteleskope der Welt – dem Very Large Array (VLA) Radio Observatory in Socorro, New Mexico, und dem Green Bank Telescope in West Virginia – zusammen mit dem James Clerk Maxwell Telescope in Hawaii, a Team internationaler Wissenschaftler hat die frühesten Stadien der Entstehung des zukünftigen Vier-Sterne-Systems beobachtet.

Die am 11. Februar in Nature veröffentlichte Studie beschreibt eine Gaswolke namens Barnard 5 oder B5, die sich etwa 800 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Perseus befindet. Eingebettet in die stellare Kinderstube, einen Kern aus Gas, fanden Wissenschaftler einen jungen Protostern und drei dichte Materietaschen, von denen sie glauben, dass sie in etwa 40.000 Jahren zu Sternen kollabieren werden – ein Wimpernschlag in astronomischer Hinsicht.

Alle vier Sterne werden jedoch nicht für immer zusammenbleiben, sagen die Astronomen voraus. Irgendwann wird mindestens einer der Sterne ausgeworfen, wie Computermodelle zeigen, und hinterlässt drei, die sich gravitativ zu einem Dreifachsternsystem verbinden können.

„Diese Art von Mehrsternsystemen sind im Universum weit verbreitet. Denken Sie an Tatooine in Star Wars, wo es zwei ‚Sonnen‘ am Himmel gibt“, sagte Co-Autor Gary Fuller vom Jodrell Bank Center for Astrophysics an der University of Manchester in England. "Das ist nicht allzu weit von etwas entfernt, das eine echte Formation sein könnte. Tatsächlich befinden sich fast die Hälfte aller Sterne in dieser Art von System."

Unser nächster stellarer Nachbar Alpha Centauri, der sich nur 4,37 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet, ist ein Doppelsternsystem.

Während Mehrsternsysteme nahe und in der Milchstraße häufig vorkommen, war ihre genaue Entstehung ein seit langem bestehendes Rätsel.

Aber da die meisten Sterne gepaart zu sein scheinen, könnte das größere Geheimnis die Geburt unserer eigenen Sonne vor fünf Milliarden Jahren sein. Bisher war der einzige Hinweis auf seinen kosmischen Einsiedlerstatus die Verteilung der Planeten des Sonnensystems – was darauf hindeutet, dass wir nie Teil eines Mehrsternsystems waren.

Diese neuen Erkenntnisse fügen diesem immer noch ungelösten Puzzle ein weiteres entscheidendes Stück hinzu.

Da Mehrsternsysteme in unserer Galaxie als so verbreitet gelten, ist es nicht verwunderlich, dass für den Hinterhof-Himmelsbeobachter viele schöne Beispiele sichtbar sind.

Eines der am einfachsten zu erkennenden Doppel- oder Zwei-Sterne-Sternsysteme auf der nördlichen Hemisphäre befindet sich im berühmten Sternmuster Big Dipper im Sternbild Ursa Major, der Große Bär.

Wenden Sie sich nach Einbruch der Dunkelheit dem nordöstlichen Himmel zu und suchen Sie nach einem gebogenen Drei-Sterne-Griff, der an der Schüssel befestigt ist.

Der mit Abstand berühmteste Star in dieser Bruderschaft des Bären ist Mizar, der sich in der Mitte des Griffs befindet. Sein Anspruch auf Ruhm ist seine Verbindung mit einem viel schwächeren Begleitstar, Alcor.

Liebevoll als Horse and Rider bekannt, sind Mizar und Alcor ein ewiger Favorit für Hinterhofastronomen mit Ferngläsern und Teleskopen und gelten traditionell als guter Test für das bloße Auge. Die alten Perser sollen die Fähigkeit, Alcor als eine einfache Sehprüfung zu sehen, die als "Test" oder "Rätsel" bezeichnet wird, für Jägerlehrlinge genutzt haben. Können Sie das Paar in einer klaren mondlosen Nacht sehen?

Zu weit auseinander, um sich gegenseitig zu umkreisen, ist das Erscheinen des schwachen Alcor in der Nähe von Mizar rein zufällig. Die beiden Sterne sind mehr als drei Lichtjahre voneinander entfernt und bilden einen optischen Doppelstern. Wenn Sie jedoch ein kleines Teleskop auf Mizar richten, werden Sie einen viel näheren, treuen Begleiter entdecken.

Diese schwache Begleitsonne wurde erstmals 1650 gesichtet und umkreist Mizar alle 10.000 Jahre. Detaillierte Beobachtungen haben gezeigt, dass das Mizar-System möglicherweise aus mehr Sternen besteht und sogar ein bemerkenswertes Fünffach-Sterne-System sein könnte. Little Alcor ist unterdessen eine echte Binärdatei.


Wie entstehen Mehrsternsysteme?

(NC&T/NRAO) Die meisten sonnengroßen oder größeren Sterne im Universum sind keine Einzelsterne wie unsere Sonne, sondern Mitglieder von Mehrsternsystemen. Astronomen waren sich darüber uneinig, wie sich solche Systeme bilden können, und haben konkurrierende theoretische Modelle für diesen Prozess entwickelt.

Die neue VLA-Studie habe eine "rauchende Waffe" hervorgebracht, die eines der konkurrierenden Modelle unterstützt, sagte Jeremy Lim vom Institut für Astronomie und Astrophysik der Academia Sinica in Taipeh, Taiwan, dessen Studie zusammen mit Shigehisa Takakuwa vom National Astronomical Observatory of . durchgeführt wurde Japan, wird in der Ausgabe des Astrophysical Journal vom 10. Dezember veröffentlicht.

Ironischerweise könnte ihre Entdeckung eines dritten, bisher unbekannten jungen Sterns im System ein zweites theoretisches Modell unterstützen. "Es kann mehr als einen Weg geben, ein Mehrsternsystem zu bauen", erklärte Lim.

Die Astronomen beobachteten ein Objekt namens L1551 IRS5, junge, sich noch bildende Protosterne, eingehüllt in eine Wolke aus Gas und Staub, etwa 450 Lichtjahre von der Erde entfernt in Richtung des Sternbildes Stier. Wegen des Gases und des Staubes für optische Teleskope unsichtbar, wurde dieses Objekt 1976 von Astronomen mit Infrarotteleskopen entdeckt. Eine VLA-Studie aus dem Jahr 1998 zeigte, dass zwei junge Sterne einander umkreisen, von denen jeder von einer Staubscheibe umgeben ist, die mit der Zeit zu einem Planetensystem erstarren kann.

Vorgeschlagener Bildungsprozess für L1551 IRS5. (Foto: Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)
Lim und Takakuwa überprüften das System erneut und nutzten verbesserte technische Möglichkeiten, die die Qualität ihrer Bilder erheblich verbesserten. „In der früheren VLA-Studie hatte nur die Hälfte der 27 Antennen des VLA Empfänger, die die von den Staubscheiben kommenden Funkwellen mit einer Frequenz von 43 GigaHertz (GHz) sammeln konnten. Als wir dieses System erneut beobachteten, waren alle Antennen all Daten für uns bereitstellen konnte. Darüber hinaus haben wir den Detaillierungsgrad verbessert, indem wir die Pie Town, NM, Antenne des Very Long Baseline Array als Teil eines erweiterten Systems verwendet haben", sagte Lim. Die Implementierung und Verbesserung des 43-GHz-Empfangssystems war ein Gemeinschaftsprogramm des deutschen Max-Planck-Instituts, der Mexican National Autonomous University und des U.S. National Radio Astronomy Observatory. Zwei populäre theoretische Modelle für die Bildung von Mehrsternsystemen sind erstens, dass die beiden Protosterne und ihre umgebenden Staubscheiben von einer größeren Mutterscheibe fragmentieren, und zweitens, dass sich die Protosterne unabhängig voneinander bilden und dann einer den anderen in eine gegenseitige einfängt Orbit.

„Unsere neue Studie zeigt, dass die Scheiben der beiden Hauptprotosterne aufeinander ausgerichtet sind und auch auf die größere, umgebende Scheibe ausgerichtet sind. Außerdem ähnelt ihre Orbitalbewegung der Rotation der größeren Scheibe. Dies ist eine ‚rauchende Waffe‘ ' unterstützt das Fragmentierungsmodell", sagte Lim.

Die neue Studie enthüllte jedoch auch einen dritten jungen Stern mit einer Staubscheibe. "Die Scheibe dieses hier ist falsch mit denen der anderen beiden ausgerichtet, also kann es entweder das Ergebnis einer Fragmentierung oder einer Gefangennahme sein", sagte Takakuwa.

Die Fehlausrichtung der dritten Scheibe könnte durch Gravitationsinteraktionen mit den anderen beiden größeren Protosternen entstanden sein, sagten die Wissenschaftler. Sie planen weitere Beobachtungen, um zu versuchen, die Frage zu klären.

„Wir haben einen sehr festen Hinweis darauf, dass zwei dieser Protosterne und ihre Staubscheiben aus derselben, größeren scheibenförmigen Wolke entstanden sind und dann in einem Fragmentierungsprozess aus ihr ausgebrochen sind. Das unterstützt stark ein theoretisches Modell dafür, wie Mehrsternsysteme sind.“ Die Fehlausrichtung des dritten Protosterns und seiner Scheibe lässt die Möglichkeit offen, dass er sich woanders gebildet und eingefangen haben könnte, und wir werden weiter daran arbeiten, die Geschichte dieses faszinierenden Systems zu rekonstruieren", fasst Lim zusammen.


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Astronomen fangen ein Mehrsternsystem in den ersten Stadien der Bildung ein

Zum ersten Mal haben Astronomen ein Mehrsternsystem in den Anfangsstadien seiner Entstehung entdeckt, und ihre direkten Beobachtungen dieses Prozesses unterstützen stark einen von mehreren vorgeschlagenen Wegen zur Herstellung solcher Systeme.

Die Wissenschaftler betrachteten eine Gaswolke, die etwa 800 Lichtjahre von der Erde entfernt ist und auf einen Gaskern zielen, der einen jungen Protostern und drei dichte Kondensationen enthält, von denen sie sagen, dass sie in der astronomisch kurzen Zeit von 40.000 Jahren zu Sternen zusammenbrechen werden. Von den möglichen vier Sternen sagen die Astronomen voraus, dass drei zu einem stabilen Dreifachsternsystem werden könnten.

“Ein solches Mehrfachsternsystem in seinen frühen Stadien der Entstehung zu sehen, war schon seit langem eine Herausforderung, aber die Kombination aus dem Very Large Array (VLA) und dem Green Bank Telescope (GBT) hat uns den ersten Blick auf ein so junges System gegeben ,”, sagte Jaime Pineda vom Institut für Astronomie der ETH Zürich in der Schweiz.

Die Wissenschaftler verwendeten das VLA und GBT zusammen mit dem James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) auf Hawaii, um einen dichten Gaskern namens Barnard 5 (B5) in einer Region zu untersuchen, in der sich junge Sterne im Sternbild Perseus bilden. Von diesem Objekt war bekannt, dass es einen jungen sich formenden Stern enthält.

Als das von Pineda geleitete Forschungsteam das VLA nutzte, um die Radioemission von Methanmolekülen zu kartieren, entdeckten sie, dass Gasfäden in B5 fragmentieren und die Fragmente beginnen, sich zu zusätzlichen Sternen zu formen, die zu einem Mehrsternsystem werden.

“Wir wissen, dass diese Sterne schließlich ein Mehrsternsystem bilden werden, weil unsere Beobachtungen zeigen, dass diese Gaskondensationen gravitativ gebunden sind,” Pineda. “Dies ist das erste Mal, dass wir zeigen konnten, dass ein so junges System gravitativ gebunden ist,” fügte er hinzu.

“Dies liefert fantastische Beweise dafür, dass die Fragmentierung von Gasfilamenten ein Prozess ist, der Mehrsternsysteme erzeugen kann,” Pineda. Andere vorgeschlagene Mechanismen umfassen die Fragmentierung des Hauptgaskerns, die Fragmentierung innerhalb einer Materialscheibe, die einen jungen Stern umkreist, und das Einfangen durch Gravitation. “Wir haben dieser Liste jetzt überzeugend die Fragmentierung von Gasfilamenten hinzugefügt,” Pineda fügte hinzu.

Die Verdichtungen in B5, die Sterne erzeugen werden, reichen jetzt von einem Zehntel bis zu mehr als einem Drittel der Sonnenmasse, sagten die Wissenschaftler. Ihre Abstände betragen das 3.000- bis 11.000-fache der Erde-Sonne-Distanz.

Die Astronomen analysierten die Dynamik der Gaskondensationen und sagen voraus, dass sie, wenn sie sich zu Sternen bilden, ein stabiles System eines inneren Doppelsterns bilden, der von einem weiter entfernten dritten Stern umkreist wird. Der vierte Stern, so vermuten sie, wird nicht lange Teil des Systems bleiben.

“Fast die Hälfte aller Sterne befindet sich in mehreren Systemen, aber solche Systeme in den sehr frühen Stadien der Entstehung zu fangen, war eine Herausforderung. Dank der Kombination von VLA und GBT haben wir jetzt einige wichtige neue Erkenntnisse darüber, wie mehrere Systeme entstehen. Unser nächster Schritt wird darin bestehen, andere Sternentstehungsregionen mit den neuen Fähigkeiten des VLA und des Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) in Chile zu untersuchen,” Pineda

Neben Pineda umfasste das internationale Forschungsteam Mitglieder aus den USA, Großbritannien, Deutschland und Chile. Die Astronomen berichteten über ihre Ergebnisse in der Ausgabe vom 12. Februar des wissenschaftlichen Journals Natur.

Das National Radio Astronomy Observatory ist eine Einrichtung der National Science Foundation, die im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung von Associated Universities, Inc. betrieben wird.


Eine „Ziegelfledermaus“ am Himmel Das Mehrsternsystem Epsilon Aurigae fasziniert Astronomen alle 27 Jahre.

Mehrere Sternsysteme – zwei oder mehr Sterne, die durch die Schwerkraft miteinander verbunden sind und einen gemeinsamen Massenschwerpunkt umkreisen – sind ziemlich zahlreich. Tatsächlich scheint sich die Mehrheit der für die Teleskope der Erde sichtbaren Sterne in solchen Systemen zu befinden. Sonnenfinsternissysteme, bei denen sich ein dunklerer Begleiter periodisch vor einem helleren bewegt, sind alles andere als selten. Aber unter diesen ist das System namens Epsilon Aurigae ziemlich ungewöhnlich. Astronomen können nicht vollständig entscheiden, was den hellen Primärstern von Epsilon Aurigae verfinstert. Nichts so Einfaches wie ein anderer sternförmiger Körper scheint zu passen. Es scheint, dass mindestens eine längliche Wolke beteiligt sein muss, ein Modell, das als "Schiebeziegel" bezeichnet wird.

Die Finsternisse von Epsilon Aurigae treten alle 27,1 Jahre einmal auf – zwei- oder dreimal in einem durchschnittlichen Arbeitsleben. Das Rätsel ist daher umso frustrierender, als Astronomen zwischendurch nur über vergangene Beobachtungen kauen können. Die letzte Sonnenfinsternis von Epsilon Aurigae ereignete sich zwischen 1982 und 1984, und ein spezieller nordamerikanischer Workshop über die jüngste Sonnenfinsternis von Epsilon Aurigae fand in Tucson, Arizona, unmittelbar nach dem jüngsten Treffen der American Astronomical Society dort statt. Die letzten beiden vorherigen Finsternisse von Epsilon Aurigae fanden zwischen 1927 und 1930 sowie zwischen 1955 und 1957 statt. Laut Frank Bradshaw Wood von der University of Florida in Gainesville geht "die systematische Untersuchung von Epsilon Aurigae auf die beschriebene Sonnenfinsternis von 1821 zurück" von JH Frisch. „Man hat gesagt, dass die Studiengeschichte von Epsilon Aurigae ‚in vielerlei Hinsicht die Geschichte der Astrophysik seit Beginn des 20. Jahrhunderts ist‘“, sagt Wood. . . Ich bin sicher, dass wir zu dieser Geschichte beitragen werden."

Es ist eine Geschichte, zu der sowohl professionelle als auch Amateurastronomen bedeutende Beiträge geleistet haben. Der beste Weg, eine solche Sonnenfinsternis zu beobachten, besteht darin, in häufigen Abständen wiederholte Messungen durchzuführen – der Helligkeitsänderungen des Objekts oder seines Spektrums, um zu sehen, welche Merkmale im Verlauf der Sonnenfinsternis erscheinen, verschwinden oder sich in der Wellenlänge verschieben. Große Teleskope können den Zeitaufwand für ein einzelnes Objekt nicht immer rechtfertigen, auch wenn dieses Objekt, wie Wood es ausdrückt, "einzigartig in unserem Teil der Galaxie" zu sein scheint. Tatsächlich weisen Douglas S. Hall von der Vanderbilt University in Nashville, Tennessee, und Russell M. Genet vom Fairborn (Ohio) Observatory darauf hin: "Epsilon Aurigae ist aufgrund seiner Helligkeit und der langen Dauer seiner Finsternis eine schwierige photometrisches Objekt für große Teleskope an großen Observatorien, aber aus den gleichen Gründen war es ideal geeignet für kleine Teleskope an den kleineren Observatorien."

Ein solches Observatorium ist das Hopkins Phoenix (Ariz.) Observatory, wo Jeffrey L. Hopkins mehr als 1.000 Messungen der Helligkeit von Epsilon Aurigae selbst durchführte und mehr als 2.000 von 29 Beobachtern aus neun Ländern koordinierte. Er räumt ein, dass ein Standort in den Vororten einer Großstadt keinen sehr dunklen Himmel genießt. Mit dem Observatorium in seinem Hinterhof konnte er jedoch beobachten, wann immer es die Himmelsverhältnisse erlaubten, und eine gute Fotometrie von Objekten, die heller als die achte Größe waren (zu denen Epsilon Aurigae gehört), war möglich. Die in Vander-bilt ansässige International Amateur Professional Photoelectric Photometry, die mehr als 500 Mitglieder in 40 Ländern hat, beaufsichtigt solche kleinen Observatorien.

Die von verschiedenen Beobachtern vorgeschlagenen Modelle für Epsilon Aurigae unterscheiden sich im Detail, aber alle stimmen eher dem Gleitsteinmodell zu: Der Verfinsterungskörper ist mehr als ein Sekundärstern, er muss irgendwie mindestens eine längliche Wolke aus undeutlicher Materie enthalten.

Wie der Ziegel hergestellt wird, unterscheiden sich die Beobachter. Dana E. Backman von der University of Hawaii at Manoa in Honolulu, die über Infrarotbeobachtungen am Mauna Kea and Kitt Peak (Ariz.) National Observatory und mit dem Infrared Astronomy Satellite (IRAS) berichtet, betrachtet das verfinsternde Objekt als dunkle Wolke mit ein darin eingebetteter Doppelstern. Das heißt, zwei Sterne drehen sich innerhalb der Wolke umeinander, und das Ganze dreht sich um den Primärstern. Das Sekundärsystem hätte die 28-fache Masse der Sonne, aber nur 10 Prozent der Leuchtkraft der Sonne. Seine Temperatur würde etwa 525 Kelvin betragen.

Ein Zweischeibenmodell wird von James C. Kemp von der University of Oregon in Eugene als Ergebnis von mehr als 320 Nächten vorgeschlagen, die die Polarisation des Lichts von Epsilon Aurigae mit G.D. Henson, D.J. Kraus und I. S. Beardsley (alle University of Oregon) am Pine Mountain Observatory in Zentral-Oregon. Nach diesem Modell ist der Primärstern ein Überriese der Spektralklasse F, der sich um eine um 45° zur Systemebene geneigte Achse dreht. Eine Wolke umgibt den Äquator des Primärkreises. Die andere Wolke umgibt den Sekundärstern. Diese Beobachter betrachten die Sekundärscheibe als eine „protoplanetare Scheibe“, d. h. ein Planetensystem, das sich zu bilden beginnt. Sie sehen auch Hinweise darauf, dass die Primärscheibe selbst ein pulsierender oder veränderlicher Stern ist.

Edward F. Guinan, George P. McCook und Robert Donovan von der Villanova University in Villanova, Pennsylvania, entscheiden sich für eine einzelne Scheibe um den Sekundärstern, den sie ebenfalls für protoplanetarisch halten. Sie berechnen ihre Größe mit einem Durchmesser von fast einer Milliarde Meilen und einer Dicke von mehreren hunderttausend Meilen.

Die mit dem Satelliten International Ultraviolet Explorer durchgeführte Ultraviolett-Spektroskopie führt Thomas B. Ake von Computer Sciences Corp. in El Segundo, Kalifornien, dazu, sich für ein Modell mit zwei Scheiben und zwei Sekundärsternen zu entscheiden. Die ultravioletten Beobachtungen seien schwer zu interpretieren, aber sie erwecken den Verdacht, dass ein Sekundärstern heiß ist.

Etwas Heißes entdecken auch Steno Ferluga und Margherita Hack von der Universität und dem Astronomischen Observatorium von Triest, Italien. Sie führten verschiedene spektroskopische Beobachtungen bei Wellenlängen zwischen 3.500 und 7.000 Angström am Observatorium der Haute Provence in St. Michel 1'Observatoire, Frankreich durch. Der Hotspot scheint sich im Zentrum des verfinsterten Körpers zu befinden, der dann eine heiße Quelle wäre, die von einer kühlen Region oder Wolke umgeben ist.

Diese verschiedenen Modelle unterscheiden sich zwar in einigen wichtigen Details, obwohl sie sich in Bezug auf den Schiebeziegel tendenziell einig sind. Es kann sein, dass Astronomen, während sie weiterhin über die tatsächlichen Beobachtungsdaten meditieren, in einem einzigen Modell zusammenkommen. Andernfalls müssen wir bis 2009 auf die Lösung des Problems warten.


Junges stellares System bei der Bildung enger Multiples ertappt

Zum ersten Mal haben Astronomen eine staubige Materialscheibe um einen jungen Stern gesehen, die sich in ein Mehrsternsystem zerlegt. Wissenschaftler hatten vermutet, dass ein solcher Prozess, der durch Gravitationsinstabilität verursacht wird, am Werk ist, aber neue Beobachtungen mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) und dem Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) zeigten den Prozess in Aktion.

“Diese neue Arbeit unterstützt direkt die Schlussfolgerung, dass es zwei Mechanismen gibt, die mehrere Sternensysteme erzeugen — die Fragmentierung zirkumstellarer Scheiben, wie wir sie hier sehen, und die Fragmentierung der größeren Gas- und Staubwolke, aus der junge Sterne gebildet werden, ” sagte John Tobin von der University of Oklahoma and Leiden Observatory in den Niederlanden.

Sterne entstehen in riesigen Gas- und Staubwolken, wenn das dünne Material in den Wolken gravitativ zu dichteren Kernen zusammenbricht, die beginnen, zusätzliches Material nach innen zu ziehen. Das einfallende Material bildet eine rotierende Scheibe um den jungen Stern. Schließlich sammelt der junge Stern genug Masse, um die Temperaturen und Drücke in seinem Zentrum zu erzeugen, die thermonukleare Reaktionen auslösen.

Frühere Studien hatten gezeigt, dass mehrere Sternsysteme dazu neigen, Begleitsterne entweder relativ nah beieinander zu haben, innerhalb von etwa 500-mal der Entfernung Erde-Sonne, oder deutlich weiter auseinander, mehr als 1000-mal so weit. Astronomen kamen zu dem Schluss, dass die Distanzunterschiede auf unterschiedliche Entstehungsmechanismen zurückzuführen sind. Die weiter getrennten Systeme, sagten sie, entstehen, wenn die größeren Wolken durch Turbulenzen zerbrechen, und neuere Beobachtungen haben diese Idee unterstützt.

Man nahm an, dass die näheren Systeme aus der Fragmentierung der kleineren Scheibe resultieren, die einen jungen Protostern umgibt, aber diese Schlussfolgerung basierte hauptsächlich auf der relativen Nähe der Begleitsterne.

"Jetzt haben wir diese Festplattenfragmentierung bei der Arbeit gesehen",&8221 Tobin.

Tobin, Kaitlin Kratter von der University of Arizona und ihre Kollegen untersuchten mit ALMA und dem VLA ein junges Dreifachsternsystem namens L1448 IRS3B, das sich in einer Gaswolke im Sternbild Perseus etwa 750 Lichtjahre von der Erde entfernt befindet. Der zentralste der jungen Sterne ist von den anderen beiden um das 61- bzw. 183-fache der Erde-Sonne-Distanz getrennt. Alle drei sind von einer Materialscheibe umgeben, von der ALMA eine spiralförmige Struktur enthüllte, ein Merkmal, das, so die Astronomen, auf Instabilität in der Scheibe hinweist.

"Das ganze System ist wahrscheinlich weniger als 150.000 Jahre alt"&821 sagte Kratter. “Unsere Analyse zeigt, dass die Scheibe instabil ist und sich der am weitesten voneinander entfernte der drei Protosterne möglicherweise erst in den letzten 10.000 bis 20.000 Jahren gebildet hat,” fügte sie hinzu.

Das L1448 IRS3B-System, schließen die Astronomen, liefert direkte Beobachtungsbeweise dafür, dass eine Fragmentierung in der Scheibe sehr früh in ihrer Entwicklung junge Mehrsternsysteme hervorbringen kann.

“Wir erwarten nun, weitere Beispiele für diesen Prozess zu finden und hoffen, zu erfahren, wie viel er zur Population mehrerer Sterne beiträgt,” Tobin.

Die Wissenschaftler stellten ihre Ergebnisse in der Ausgabe des Journals vom 27. Oktober vor Natur.

ALMA ist eine Partnerschaft von ESO (Vertretung ihrer Mitgliedsstaaten), NSF (USA) und NINS (Japan), zusammen mit NRC (Kanada), NSC und ASIAA (Taiwan) und KASI (Republik Südkorea) in Zusammenarbeit mit den Republik Chile. Das Gemeinsame ALMA-Observatorium wird von ESO, AUI/NRAO und NAOJ betrieben.

Das National Radio Astronomy Observatory ist eine Einrichtung der National Science Foundation, die im Rahmen einer Kooperationsvereinbarung von Associated Universities, Inc. betrieben wird.


Fomalhaut Star System eigentlich ein Triple a

Von: Monica Young 7. Oktober 2013 1

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Es stellte sich heraus, dass „der einsame Stern des Herbstes“ nicht nur einen, sondern zwei entfernte Gefährten hat, was ihn zu einem der am weitesten voneinander getrennten bekannten Systeme macht.

Fomalhaut, Fische Austrinums hellster Stern, ist ein seltsamer Fisch.

Eine Künstlerillustration des umstrittenen Exoplaneten Fomalhaut b. Der Planet könnte den Rand eines massiven Staubrings um den jungen Stern hinwegfegen.

machte 2008 Schlagzeilen, als Astronomen den umstrittenen Exoplaneten-Kandidaten Fomalhaut b entdeckten. Selbst nachdem sich der Staub größtenteils abgesetzt hatte, blieb die stark elliptische Umlaufbahn des Planeten ungeklärt.

Es ist unklar, ob die Umlaufbahn des Planeten auf die weit entfernte Trümmerscheibe ausgerichtet ist, die den jungen Stern umringt. Und noch seltsamer ist, dass die Trümmerscheibe selbst aus dem Gleichgewicht geraten ist, ihr Zentrum ist von Fomalhaut A um das 15-fache des Abstands Erde-Sonne versetzt.

Jetzt fügen Eric Mamajek (University of Rochester and Cerro Tololo Inter-American Observatory, Chile) und seine Kollegen in einer Studie, die in der Astronomisches Journal. Obwohl der Stern 1980 erstmals katalogisiert wurde, ist dies der erste Hinweis darauf, dass er an Fomalhaut gebunden sein könnte.

„Ich bin einfach erstaunt, dass ein Begleiter der 12. Größe (nicht sehr schwach) zu einem sehr nahen Stern so lange übersehen worden sein könnte“, sagt Mamajek.

Das Hubble-Weltraumteleskop und ALMA enthüllen die um 15 AE versetzte Trümmerscheibe von Fomalhaut. vom Stern, der in der Mitte ausgeblendet ist. Klicken Sie auf das Bild, um den Kandidatenplaneten Fomalhaut b zu sehen.

HST: NASA, ESA, P. Kalas, J. Graham, E. Chiang, E. Kite (University of California, Berkeley), M. Clampin (NASA GSFC), M. Fitzgerald (LLNL) und K. Stapelfeldt und J Krist (NASA JPL) ALMA: Boley et al. / ApJL 2012

Alternativszenario für Fomalhaut C: eine Begegnung der dritten Art. Früher in der 440 Millionen Jahre alten Geschichte des Systems könnte Fomalhaut C A näher umkreist haben, bis eine Begegnung mit einem anderen Objekt es in eine weit entfernte Umlaufbahn schleuderte. That third object couldn’t have been Fomalhaut B, Reipurth notes: it would have had to be a star in a tight orbit that eventually spiraled into Fomalhaut A. Reipurth speculates that such an encounter might explain the planet’s highly elliptical orbit and the off-center debris disk.

But Mamajek thinks that such an encounter would also have had a good chance of disrupting the planetary system altogether. He instead suggests Fomalhaut was born in a sparse star-forming region that formed along molecular gas filaments, rather than in a molecular gas core.

Ultimately, Reipurth notes, there’s no sure-fire way to know the prehistory of a specific object. Multiple formation scenarios will simply have to duke it out in theorists’ simulations.


Inhalt

Aa
Period = 9.2128 d
Ab
Separation = 3.9″
Ba
Period = 2.9283 d
Bb
Separation = 71″
Ca
Period = 0.814 d
Cb

Hierarchy of orbits in the Castor system [17]

Castor is a multiple star system made up of six individual stars there are three visual components, all of which are spectroscopic binaries. Appearing to the naked eye as a single star, Castor was first recorded as a double star in 1718 by James Pound, but it may have been resolved into at least two sources of light by Cassini as early as 1678. The separation between Castor A and Castor B has increased from about 2″ (2 arcseconds of angular measurement) in 1970 to about 6″ in 2017. [18] [16] These two binary pairs have magnitudes of 1.9 and 3.0.

Castor Aa and Ba both have orbits of a few days with a much fainter companion.

Castor C, or YY Geminorum, was discovered to vary in brightness with a regular period. It is an eclipsing binary with additional variations due to areas of different brightness on the surface of one or both stars, as well as irregular flares. [11] The Castor C components orbit in less than a day. Castor C is believed to be in orbit around Castor AB, but with an extremely long period of several thousand years. It is 73″ distant from the bright components. [16]

The combined apparent magnitude of all six stars is +1.58.

Castor is 51 light-years away from Earth, determined from its large annual parallax.

The two brightest stars are both A-class main-sequence stars, more massive and brighter than the Sun. The properties of their red dwarf companions are difficult to determine, but are both thought to have less than half the mass of the Sun. [16]

Castor B is an Am star, with particularly strong spectral lines of certain metals.

Castor C is a variable star, classified as a BY Draconis type. BY Draconis variables are cool dwarf stars which vary as they rotate due to starspots or other variations in their photospheres. The two red dwarfs of Castor C are almost identical, with masses around a half M and luminosities less than 10% of the Sun. [11]

All the red dwarfs in the Castor system have emissions lines in their spectra, and all are flare stars. [13]

α Geminorum (Latinised to Alpha Geminorum) is the star system's Bayer designation.

Castor and Pollux are the two "heavenly twin" stars that give the constellation Gemini (meaning twins in Latin) its name. Der Name Castor refers specifically to Castor, one of the twin sons of Zeus and Leda in Greek and Roman mythology.

The star was annotated by the Arabic description Al-Ras al-Taum al-Muqadim, which translates as the head of the foremost twin. In the catalogue of stars in the Calendarium of Al Achsasi Al Mouakket, this star was designated Aoul al Dzira, which was translated into Latin as Prima Brachii, meaning the first in the paw. [19]

In Chinese, 北河 (Běi Hé), meaning North River, refers to an asterism consisting of Castor, ρ Geminorum, and Pollux. [20] Consequently, Castor itself is known as 北河二 (Běi Hé èr, English: the Second Star of North River .) [21]

In 2016, the International Astronomical Union organized a Working Group on Star Names (WGSN) [22] to catalog and standardize proper names for stars. The WGSN's first bulletin of July 2016 included a table of the first two batches of names approved by the WGSN which included Castor for the star α Geminorum Aa. [23]

Castor C also has the variable star designation YY Geminorum.

Stars that can set (not in a circumpolar constellation for the viewer) culminate at midnight – noticeable where viewed away from any polar region experiencing midnight sun – when at opposition, meaning they can be viewed from dusk until dawn. This applies to α Geminorum on 14 January, in the current astronomical epoch. [24]

Half of the year from this date, 14 July, the star will be at conjunction above or below, the sun – apart by the star's declination (angle set out in table, right). The nearby days and months have most of the star's risen time being during daylight.


Scientists spot a triple-star system shredding its planet-forming disk in a cosmic first

Groups of stars can tear their planet-forming disk to shreds, leaving behind warped, misaligned rings, scientists find in a breakthrough study.

Solar systems like ours generally form with their planets all orbiting in the same, flat plane. But, as an international team of scientists has found in a new study, this isn't always the case.

After 11 years of studying GW Orionis, a young triple star system 1,300 light-years away with a circumstellar disk (a planet-forming, ring-shaped disk made up of gas, dust planetesimals, asteroids and more), the team found the first direct evidence that groups of stars can actually tear apart their disks. This work reveals a disk that isn't flat at all and is, instead, misaligned and broken.

"There have been a number of theoretical studies on disk-tearing effects, but this is the first direct evidence of effect occurring in a planet-forming disk," study co-author Alison Young of the Universities of Exeter and Leicester in England, told Space.com in an email. "This demonstrates that it is possible for such disks to be warped and broken and raises the possibility that planets could form on highly inclined orbits around multiple star systems."

The warped ring, which is located in the inner part of the GW Orionis system's disk, contains 30 Earth-masses of dust, the researchers also found. This means that the disk contains enough material to form planets.

"It's the best mechanism for forming planets on such extreme orbits, such as been found so far," lead author Stefan Kraus, a professor of astrophysics at the University of Exeter in the UK, told Space.com, referring to the warping observed in GW Orionis. "But … from the planet-detection side, we don't have a way of detecting these planets yet."

While the researchers have yet to detect planets within this system, the groundbreaking study confirms what scientists have suspected for years: that multi-star systems can break their own disks, leaving inclined, misaligned rings around its stars.

Starting in 2008, the researchers, who hail from the UK, Belgium, Chile, France and the US, studied the three newborn stars in the GW Orionis system using the AMBER(Astronomical Multi-BEam combineR) and later the GRAVITY instruments on the European Southern Observatory's Very Large Telescope (VLT) in Chile, which combines the light from different telescopes.

"This data allowed us to build a detailed computer model of the system, which predicted that the circumstellar disk would be bent and even torn to form a separate inner ring," Young said.

"When we got the first orbit solution, which was about 2016, we then noticed that there is this misalignment between the orbits themself," Kraus said, elaborating to say that the theorists on the team predicted that the system could be susceptible to disk tearing.

With this computer model in hand, the team then made observations of the system with the SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) instrument on VLT and with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), the largest radio telescope in the world.

"When we received the data from the VLT and ALMA, the images were stunning. We saw this ring clearly in the ALMA observations and the tell-tale shadow in the VLT image which could only be cast by an inclined ring," Young said.

The results confirmed the ring's misalignment and showed that what they suspected all along was happening 1,300 light-years away.

"It is exciting to see mathematical predictions verified in observations so clearly. I find the SPHERE image particularly amazing because we can really see the disk is a 3-dimensional structure with a surface covered in bumps and shadows," Young said. "We are looking at what could eventually become an unusual type of planetary system in the very process of forming."


Almach: Brilliant Binary

I had the pleasure of being able to observe this Binary. it was absolutely stunning. Even the photo I got here was not able to do it justice. The brilliant yellow/gold color and it’s indigo blue twin was like a gem glinting in the sunlight. . .absolutely beautiful. This is one of my favorite objects to look at. I never get tired of seeing it , each time it takes my breath away.

I decided to start here with some photos and information. this system is not actually a binary. In fact it has 4 stars.

Not to scale, but a break down in how this system works.

When I started photographing stars and objects in space, I made it a point to keep it as true to life as possible, to ensure that I do each object justice in it’s beauty. I also was bothered that when I check my processing to ensure I am true to color and visual observation in my photos that there were not very good references ones to compare to.

Now for the info:

Gamma Andromedae (Gamma And, γ And, γ Andromedae) is the in the constellation of Andromeda. It was discovered in 1778 by Johann Tobias Mayer

the two parts γ 1 Andromedae and γ 2 Andromedae, is separated by approximately 10 arc seconds. It was later discovered that γ 2 Andromedae is itself a triple star system. The whole of Almach is actually a quadruple star system, approximately 350 light-years from the Earth.

the database SIMBAD holds so much information as far as any star or object you can imagine. Almach can be found in SIMBAD here But if you want to take a look at the star system yourself you can see it by locating it in the constellation here.

the following table of information. . .I really wish I could rewrite all this, but I couldn’t as it is fact.


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