Xi Ursae Majoris

Mehrfachstern Xi Ursae Majoris
Nicht maßstäbliches Schema des Mehrfachsystems
Vorlage:Skymap/Wartung/UMa
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
AladinLite
Sternbild	Großer Bär
Rektaszension	11h 18m 11s
Deklination	+31° 31′ 45″
Scheinbare Helligkeit	3.79 mag
Bekannte Exoplaneten	{{{Planeten}}}
Position des Begleiters
Winkelabstand	{{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel	{{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	ca. −16 km/s km/s
Parallaxe	119,5 ± 0,8 mas
Entfernung	(27,3 ± 0,2) Lj ((8,37 ± 0,06) pc)
Absolute visuelle Helligkeit Mvis	mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol	mag
Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil:	-0.43 mas/a
Deklinationsanteil:	-0.586 mas/a
Orbit
Periode	A-B: 60 Jahre Aa-Ab: 2 Jahre Ba-Bb: 4 Tage
Große Halbachse
Exzentrizität
Periastron
Apastron
Einzeldaten
Namen	Alula Australis A (Aa, Ab); B (Ba, Bb)
Beobachtungsdaten
Rektaszension	Alula Australis A (Aa, Ab)	111810.911h 18m 10.90s
	B (Ba, Bb)	111810.8411h 18m 10.84s
Deklination	Alula Australis A (Aa, Ab)	2313144.98+31° 31′ 44.98″
	B (Ba, Bb)	2313144.82+31° 31′ 44.82″
Scheinbare Helligkeit	Alula Australis A (Aa, Ab)	4.25 mag
	B (Ba, Bb)	4.77 mag
Spektrum und Indices
Spektralklasse	Alula Australis A (Aa, Ab)	Aa: G0 V Ab: M3 V
	B (Ba, Bb)	Ba: G0 V Bb: L?
B−V-Farbindex	Alula Australis A (Aa, Ab)	0.59
U−B-Farbindex	Alula Australis A (Aa, Ab)	0.04
Alter	ca. 6 · 109 Jahre
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Katalog Alula Australis A (Aa, Ab) B (Ba, Bb) Bayer-Bezeichnung Xi Ursae Majoris Flamsteed-Bezeichnung 53 Ursae Majoris Bonner Durchmusterung BD +32 2132 Gliese-Katalog GJ 423 [1] SAO-Katalog SAO 62484 [2] Hipparcos-Katalog HIP 55203 [3] Bright-Star-Katalog HR 4375 [4] HR 4374 [5] Henry-Draper-Katalog HD 98231 [6] HD 98230 [7] Tycho-Katalog TYC 2520-2634-1[8] TYC 2520-2634-2[9] WDS-Katalog WDS J11182+3132AB Weitere Bezeichnungen: CCDM J11182+3132AB 2MASS J11181100+3131464

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Xi Ursae Majoris (ξ Ursae Majoris, kurz ξ UMa) ist ein Mehrfachsternsystem mit mindestens vier Komponenten im Sternbild Großer Bär in einer Entfernung von 27 Lichtjahren.

Der Stern trägt den offiziellen Eigennamen Alula Australis. Der Name Alula stammt von arab. (al-Qafza^h) al-Ūlā, „erster (Sprung der Gazelle)“) bekannt. Australis bedeutet „südlich“. In der historischen chinesischen Astronomie wurde ξ UMa zusammen mit ν Ursae Majoris als Hea Tae (下台) bezeichnet.

Die IAU hat am 20. Juli 2016 den historischen Eigennamen Alula Australis als standardisierten Eigennamen festgelegt. Dabei wird der Name der Bezeichnung HR 4375 aus dem Bright-Star-Katalog zugeordnet, welche nur die visuell hellste Komponente A bezeichnet.^[1]

Das System besteht aus zwei visuellen Komponenten, wobei die hellere, ξ Ursae Majoris A, eine scheinbare Helligkeit von 4,3 mag hat, die dunklere, ξ Ursae Majoris B, eine Helligkeit von 4,7 mag. Beide Komponenten sind selbst wieder spektroskopische Doppelsysteme, die sich gegenseitig in knapp 60 Jahren umrunden. Die Hauptkomponenten, ξ Ursae Majoris Aa und ξ Ursae Majoris Ba, sind zwei fast identische Hauptreihensterne der Spektralklasse G0, weisen jedoch unterschiedliche Rotationsperioden auf. Der Begleiter von Aa, ξ Ursae Majoris Ab weist eine Umlaufzeit von rund 2 Jahren auf. Der Begleiter von Ba, ξ Ursae Majoris Bb (auch: HD 98230 B), ist ein massearmer Stern oder möglicherweise auch ein Brauner Zwerg, der eventuell bereits 1931 von Louis Berman beobachtet worden war. Es wurde eine Mindestmasse von 37 Jupitermassen und eine große Halbachse von 0,06 Astronomischen Einheiten bestimmt. Aufgrund der kurzen Umlaufdauer von knapp 4 Tagen wurde vorgeschlagen, dass das B-System eine gebundene Rotation aufweist. Die Entdeckung einer möglichen fünften Komponente (als ξ Ursae Majoris Bc bezeichnet) mittels Speckle-Interferometrie wurde 1995 von Mason et al. veröffentlicht.

Dem System kommt eine gewisse Rolle in der Geschichte der Erforschung von Doppelsternen zu. Der Stern wurde 1803 von William Herschel als Doppelstern erkannt. Die gegenseitige Position der beiden Komponenten wurde erstmals 1837 von Struve gemessen. Mit Hilfe der in der Folge gewonnenen Messdaten konnte zum ersten Mal überhaupt ein Orbit für einen Doppelstern berechnet werden.

Zur Trennung der Komponenten in Einzelsterne ist ein Teleskop von mindestens 10 Zentimeter Objektivöffnung nötig.

Tabellarische Aufstellung der Winkelabstände und der Positionswinkel der Hauptkomponenten:

• Ball et al.: Stellar Coronal Abundances at Intermediate-Activity Levels: ξ UMa; in: The Astrophysical Journal, Vol. 634, Issue 2, S. 1336ff. (2005), bibcode:2005ApJ...634.1336B

1. ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1, July 2016. (PDF) Abgerufen am 9. November 2016 (englisch, 184 KiB).