| Stern BPS CS22892-052 | ||||
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| AladinLite | ||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | ||||
| Sternbild | Wassermann | |||
| Rektaszension | 22h 17m 1,66s | |||
| Deklination | −16° 39′ 27,1″ | |||
| Helligkeiten | ||||
| Scheinbare Helligkeit | (13,20 ± 0,01) mag | |||
| Spektrum und Indices | ||||
| B−V-Farbindex | (0,83) | |||
| R−I-Index | (0,87) | |||
| Spektralklasse | KIIvw | |||
| Astrometrie | ||||
| Radialgeschwindigkeit | (13) km/s | |||
| Parallaxe | (0,19 ± 0,04) mas | |||
| Entfernung | (17000) Lj (5000) pc | |||
| Eigenbewegung | ||||
| Rek.-Anteil: | (12,32 ± 0,06) mas/a | |||
| Dekl.-Anteil: | (−6,49 ± 0,06) mas/a | |||
| Physikalische Eigenschaften | ||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | ||||
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BPS CS22892–052 (Snedens Stern) ist ein alter Population-II-Stern im Halo der Milchstraße. Er gehört zur seltenen Klasse der ultra-metall-armen Sterne (Metallizität [Fe/H]=−3.1), und darin wiederum zur seltenen Unterklasse mit einer Überhäufigkeit von r-Prozess-Elementen.
Er wurde von Tim C. Beers und Mitarbeitern mit dem Curtis Schmidt-Teleskop am Cerro Tololo Inter-American Observatory in Chile entdeckt. Detaillierte hochauflösende spektroskopische Untersuchungen seit etwa 1995 (mit Chris Sneden von der University of Texas in Austin als der führende Beobachter) gestatteten die Bestimmung der Häufigkeiten von 53 Elementen in diesem Stern (lediglich auf der Sonne konnten mehr gemessen werden).
Alle Häufigkeiten für Elemente schwerer als Barium (Z=56) zeigen das Muster der vom r-Prozess gebildeten Elemente im Sonnensystem. Durch Vergleich der im Stern beobachteten Häufigkeiten eines stabilen Elementes wie Europium (Z=63) und eines radioaktiven wie Thorium (Z=90) mit berechneten Häufigkeiten dieser Elemente in einer Typ II Supernova-Explosion (wie sie von den Gruppen von Karl-Ludwig Kratz in Mainz und Friedrich-Karl Thielemann in Basel durchgeführt wurden) ergibt sich ein Alter von etwa 13 Milliarden Jahre für diesen Stern, der also nur wenig später als der Urknall entstand. Entsprechende Alter wurden für andere ultra-metall-arme Sterne wie CS31082-001 oder BD +17° 3248 ermittelt.
Literatur Bearbeiten
- BEERS T.C., PRESTON G.W., SHECTMAN S.A., A search for stars of very low metal abundance. I., Astron. J., 90, 2089-2102 (1985)
- BEERS T.C., PRESTON G.W., SHECTMAN S.A., A search for stars of very low metal abundance. II., Astron. J., 103, 1987-2034 (1992)
- Kratz, Karl-Ludwig; Bitouzet, Jean-Philippe; Thielemann, Friedrich-Karl; Moeller, Peter; Pfeiffer, Bernd, Isotopic r-process abundances and nuclear structure far from stability - Implications for the r-process mechanism, Astrophysical Journal, vol. 403, no. 1, p. 216-238 (1993)
- Sneden, Christopher; McWilliam, Andrew; Preston, George W.; Cowan, John J.; Burris, Debra L.; Armosky, Bradley J., The Ultra--Metal-poor, Neutron-Capture--rich Giant Star CS 22892-052, Astrophysical Journal v.467, p.819 (1996)
- Cowan, John J.; Pfeiffer, B.; Kratz, K.-L.; Thielemann, F.-K.; Sneden, Christopher; Burles, Scott; Tytler, David; Beers, Timothy C., R-Process Abundances and Chronometers in Metal-poor Stars The Astrophysical Journal, Volume 521, Issue 1, pp. 194-205 (1999)
Weblinks Bearbeiten
- (Memento vom 15. April 2012 im Internet Archive)
Einzelnachweise Bearbeiten
- ↑ BPS CS 22892-0052. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 27. Oktober 2019.