HIP 102152
| Stern HIP 102152 | |||||||||||||
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| AladinLite | |||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||
| Sternbild | Steinbock | ||||||||||||
| Rektaszension | 20h 41m 54,63s [1] | ||||||||||||
| Deklination | -27° 12′ 57,4″ [1] | ||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 9,15 mag [1] | ||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||
| B−V-Farbindex | (0,65) [1] | ||||||||||||
| Spektralklasse | G3 V [1] | ||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | −43,9 ± 0,3 km/s [1] | ||||||||||||
| Parallaxe | 12,75 ± 0,04 mas [1] | ||||||||||||
| Entfernung | (255) Lj (78) pc | ||||||||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (175,48) mas/a | ||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (−15,58) mas/a | ||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||
| Masse | (0,97) M☉ [2] | ||||||||||||
| Effektive Temperatur | (5723 ± 5) K [2] | ||||||||||||
| Metallizität [Fe/H] | (−0,013 ± 0,004) [2] | ||||||||||||
| Alter | (8,2) Mrd. a [2] | ||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||
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HIP 102152 (HD 197027) ist ein rund 250 Lichtjahre entfernter Stern im Steinbock. In vielerlei Hinsicht ist er der Sonne sehr ähnlich, jedoch mit dem Unterschied eines wesentlich höheren Alters.
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Entwicklung Sonnenähnlicher Sterne
Siehe auch
Einzelnachweise
- ↑ a b c d e f g SIMBAD: HD 197027. Abgerufen am 7. Juli 2018.
- ↑ a b c d Monroe, T. R.: High Precision Abundances of the Old Solar Twin HIP 102152: Insights on Li Depletion from the Oldest Sun. In: The Astrophysical Journal Letters. 774, Nr. 2, 2013, S. 22. arxiv:1308.5744. bibcode:2013ApJ...774L..32M. doi:10.1088/2041-8205/774/2/L32.
Auf dieser Seite verwendete Medien
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Autor/Urheber: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Lizenz: CC BY 3.0
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Autor/Urheber: IAU and Sky & Telescope magazine (Roger Sinnott & Rick Fienberg), Lizenz: CC BY 3.0
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The life cycle of a Sun-like star (annotated).jpg
Autor/Urheber: ESO/M. Kornmesser, Lizenz: CC BY 4.0
Diese Grafik zeigt das Leben eines sonnenähnlichen Sterns von dessen Geburt auf der linken Seite bis zu seiner Entwicklung zu einem Roten Riesen auf der rechten Seite. Links ist der Stern als Protostern zu sehen, während seiner Entstehung eingehüllt in eine staubige Materiescheibe. Später wird er zu einem Stern ähnlich unserer Sonne. Nachdem er den größten Teil seines Lebens in diesem Entwicklungsstadium verbracht hat, beginnt der Kern des Sterns sich nach und nach aufzuheizen. Der Stern dehnt sich aus und wird röter, bis er sich in einen Roten Riesen verwandelt hat.
Autor/Urheber: ESO/M. Kornmesser, Lizenz: CC BY 4.0
Diese Grafik zeigt das Leben eines sonnenähnlichen Sterns von dessen Geburt auf der linken Seite bis zu seiner Entwicklung zu einem Roten Riesen auf der rechten Seite. Links ist der Stern als Protostern zu sehen, während seiner Entstehung eingehüllt in eine staubige Materiescheibe. Später wird er zu einem Stern ähnlich unserer Sonne. Nachdem er den größten Teil seines Lebens in diesem Entwicklungsstadium verbracht hat, beginnt der Kern des Sterns sich nach und nach aufzuheizen. Der Stern dehnt sich aus und wird röter, bis er sich in einen Roten Riesen verwandelt hat.
Nach diesem Stadium wird der Stern seine äußere Hülle in seine Umgebung abstoßen und zu einem Objekt werden, das unter dem Namen Planetarischer Nebel bekannt ist. Der Kern des Sterns selbst wird abkühlen und zu einem kleinen, dichten Überbleibsel werden, einem Weißen Zwerg.
Die Grafik ist nur schematisch; Alter, Größen und Farben sind geschätzt und nicht maßstabsgetreu dargestellt. Der Protostern, weit links in der Grafik, kann etwa 2000 mal größer sein als unsere Sonne. Der Rote Riese, weit rechts in der Grafik, kann etwa 100 mal größer sein als die Sonne.