Gliese 412

Doppelstern Gliese 412
AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Großer Bär
Rektaszension	11h 05m 30s [1][2]
Deklination	+43° 31′ 25″ [1][2]
Helligkeiten
Helligkeit (J-Band)	5,54 ± 0,02 / 8,74 ± 0,03 mag
G-Band-Magnitude	7,91 ± 0,01 / 12,26 ± 0,01 mag
Spektrum und Indices
Spektralklasse	M1.0 V / M6.0 V [3][1][2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	68,84 ± 0,01 / 70,02 ± 0,02 km/s [1][2]
Parallaxe	203,89 ± 0,03 / 203,83 ± 0,05 mas [1][2]
Entfernung	15,99 ± 0,01 Lj 4.90 ± 0,01 pc
Eigenbewegung [1][2]
Rek.-Anteil:	−4406,47 ± 0,03 / −4339,85 ± 0,05 mas/a
Dekl.-Anteil:	938,53 ± 0,03 / 960,70 ± 0,04 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	0,40 ± 0,01 / ? M☉ [4]
Radius	0,383 ± 0,013 / 0,126 ± 0,005 R☉ [4]
Effektive Temperatur	3620 ± 60 / 2860 ± 60 K [4]
Metallizität [Fe/H]	−0,37 ± 0,08 / –0,32 ± 0,08 [4]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bonner Durchmusterung BD +44° 2051 Gliese-Katalog GJ 412 [1] Hipparcos-Katalog HIP 54211 [2] SAO-Katalog SAO 43609 [3] Tycho-Katalog TYC 3012-2528-1[4] Weitere Bezeichnungen FK5 4979

Gliese 412 ist vermutlich ein Doppelsternsystem bestehend aus zwei Roten Zwergen im Sternbild Großer Bär (Ursa Major). Die beiden Sterne sind ca. 16 Lichtjahre (4,9 Parsec) von der Erde entfernt, womit sie zu den nächsten Sternen gehören.

Gliese 412 A (HIP 54211) ist die hellste Komponente des Systems Gliese 412. Gliese 412 A hat die Spektralklasse M1.0 V. Seine G-Band-Magnitude beträgt etwa 7,9 mag.

Gliese 412 B (HIP 54211 B, WX Ursae Majoris) ist ein UV-Ceti-Stern^[5], der vermutlich zum selben System gehört mit Spektralklasse M6.0 V. Seine scheinbare Helligkeit beträgt lediglich etwa 14,4. Seine G-Band-Magnitude beträgt etwa 12,3 mag.

Einzelnachweise

1. ↑ ^{a b c d e} BD+44 2051. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 3. Juni 2022. 
2. ↑ ^{a b c d e} BD+44 2051+. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 3. Juni 2022. 
3. ↑ VBS 18. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 3. Juni 2022. 
4. ↑ ^{a b c d} Andrew W. Mann, Gregory A. Feiden, Eric Gaidos, Tabetha Boyajian, Kaspar von Braun: How to Constrain Your M Dwarf: Measuring Effective Temperature, Bolometric Luminosity, Mass, and Radius. In: The Astrophysical Journal. 804. Jahrgang, Nr. 1, Mai 2015, 64, S. 38, doi:10.1088/0004-637X/804/1/64, arxiv:1501.01635, bibcode:2015ApJ...804...64M. 
5. ↑ WX Uma. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 3. Juni 2022.