Sonnenähnlicher Stern
Ein sonnenähnlicher Stern ist ein Stern, der in Größe, Leuchtkraft, Spektralklasse oder je nach Kontext in weiteren Parametern der Sonne ähnlich ist. Der unscharfe Begriff wird in der englischen Fachsprache etwas präziser gefasst durch die drei Attribute solar-type, solar analog und solar twin,[1] wobei diese in der vorstehenden Reihenfolge eine zunehmende Übereinstimmung der Parameter eines Sterns mit denjenigen der Sonne bezeichnen. Die Beobachtung solcher Sterne ist für das Verständnis der Sonneneigenschaften im Vergleich zu anderen Sternen (und umgekehrt) bedeutsam, speziell für Parameter, die bei der Sonne über Messmethoden zugänglich sind, welche bei anderen Sternen nicht anwendbar sind.
Solar-type stars
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/2/20/Compare_sun_tau_ceti.png/220px-Compare_sun_tau_ceti.png)
Hier sind Hauptreihensterne mit einem B-V-Farbindex zwischen 0,48 und 0,80 aufgelistet (Sonne: 0,65). (Eine ähnliche Auflistung basierend auf Spektralklassen F8V bis K2V entspräche einem B-V-Farbindex zwischen 0,50 und 1,00.[1])
Solche Sterne zeigen üblicherweise eine hohe Korrelation bezüglich ihrer Rotationsdauer, der Aktivität ihrer Chromosphäre (z. B. H- und K-Emissionslinien des Calciums), und der koronaren Aktivität (z. B. im Röntgenbereich). Da solche Sterne während ihres Verbleibs auf der Hauptreihe einer Abbremsung ihrer Rotation unterliegen, lässt sich aus den genannten Parametern ihr Alter abschätzen. Mamajek und Hillenbrand (2008)[2] haben auf diese Weise das Alter für 108 solche Hauptreihensterne im Spektralklassenbereich F8V–K2V in einem Entfernungsbereich von 16 pc aufgrund ihrer Chromosphären-Aktivität (H- und K-Emissionslinien des Kalziums) abgeschätzt.
In der Tabelle sind Abweichungen von den für die nachfolgende Liste angegebenen Kriterien farbig gekennzeichnet.
Stern | Koordinaten[3] | Entfernung[3] in LJ | Klasse[3] | Temperatur in K | Metallizität in dex | Anm. | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektaszension | Deklination | ||||||
Tau Ceti | 01h 44m 04,1s | 1844385−15° 56′ 15″ | 11,9 | G8V | 5344 | −0,52 | [4] |
40 Eridani A | 04h 15m 16,3s | 1926090−7° 39′ 10″ | 16,5 | K1V | 5126 | −0,31 | [4] |
82 Eridani | 03h 19m 55,7s | 1569588.8−43° 04′ 11.2″ | 19,8 | G8V | 5338 | −0,54 | [5] |
Delta Pavonis | 20h 08m 43,6s | 1338945−66° 10′ 55″ | 19,9 | G8IV | 5604 | +0,33 | [6] |
HR 7722 | 20h 15m 17,4s | 1729841−27° 01′ 59″ | 28,8 | K0V | 5166 | −0,04 | [6] |
Gliese 86 A | 21025.902h 10m 25.9s | 1495075−50° 49′ 25″ | 35,2 | K1V | 5163 | −0,24 | [4] |
54 Piscium | 00h 39m 21,8s | 2211502+21° 15′ 02″ | 36,1 | K0V | 5129 | +0,19 | [5] |
V538 Aurigae | 05h 41m 20,3s | 2532851.8+53° 28′ 51.8″ | 39,9 | K1V | 3500–5000 | −0,20 | [5] |
HD 14412 | 02h 18m 58,5s | 1744355−25° 56′ 45″ | 41,3 | G5V | 5432 | −0,46 | [5] |
HR 4587 | 12h 00m 44,3s | 1897354.3−10° 26′ 45.7″ | 42,1 | G8IV | 5538 | 0,18 | [5] |
HD 172051 | 18h 38m 53,4s | 1789693−21° 03′ 07″ | 42,7 | G5V | 5610 | −0,32 | [5] |
72 Herculis | 17h 20m 39,6s | 2322804+32° 28′ 04″ | 46,9 | G0V | 5662 | −0,37 | [5] |
HD 196761 | 20h 40m 11,8s | 1765374−23° 46′ 26″ | 46,9 | G8V | 5415 | −0,31 | [6] |
Ny² Lupi | 15h 21m 48,1s | 1518097−48° 19′ 03″ | 47,5 | G4V | 5664 | −0,34 | [6] |
Solar analog stars
Die hier gelisteten Sterne sind photometrisch ähnlich der Sonne und entsprechen folgenden Kriterien:[1]
- Oberflächentemperatur wie die Sonne ± 500 K, d. h. etwa 5200–6300 K.
- Metallizität 50–200 % (± 0,3 dex) im Vergleich zur Sonne, d. h. für eine protoplanetare Scheibe kann eine vergleichbare Menge von Staub zur Bildung von Planeten wie bei der Sonne angenommen werden
- Es sind keine nahen stellaren Begleiter (Umlaufzeit 10 Tage oder weniger) vorhanden. Solche Begleiter würden erhöhte stellare Aktivität bedingen.
Die Tabelle listet solche Sterne im Entfernungsbereich 50 Lichtjahre, die nicht in der untenstehenden Tabelle sonnengleicher Sterne gelistet sind:
Stern | Koordinaten[3] | Entfernung[3] in LJ | Klasse[3] | Temperatur in K | Metallizität in dex | Anm. | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektaszension | Deklination | ||||||
Alpha Centauri A | 14h 39m 36,5s | 1394998−60° 50′ 02″ | 4,37 | G2V | 5847 | +0,24 | [7] |
Alpha Centauri B | 14h 39m 35,0s | 1394986−60° 50′ 14″ | 4,37 | K1V | 5316 | +0,25 | [7] |
70 Ophiuchi A | 18h 05m 27,3s | 2023000+2° 30′ 00″ | 16,6 | K0V | 5314 | −0,02 | [8] |
Sigma Draconis | 19h 32m 21,6s | 2693940+69° 39′ 40″ | 18,8 | K0V | 5297 | −0,20 | [9] |
Eta Cassiopeiae A | 00h 49m 06,3s | 2574855+57° 48′ 55″ | 19,4 | G0V | 5941 | −0,17 | [10] |
107 Piscium | 01h 42m 29,8s | 2201607+20° 16′ 07″ | 24,4 | K1V | 5242 | −0,04 | [5][11] |
Beta Canum Venaticorum | 12h 33m 44,5s | 2412127+41° 21′ 27″ | 27,4 | G0V | 5930 | −0,30 | [5] |
61 Virginis | 13h 18m 24,3s | 1818160−18° 18′ 40″ | 27,8 | G5V | 5558 | −0,02 | [6] |
Zeta Tucanae | 00h 20m 04,3s | 1354771−64° 52′ 29″ | 28,0 | F9,5V | 5956 | −0,14 | [4] |
Chi¹ Orionis A | 05h 54m 23,0s | 2201634+20° 16′ 34″ | 28,3 | G0V | 5902 | −0,16 | [5] |
Beta Comae Berenices | 13h 11m 52,4s | 2275241+27° 52′ 41″ | 29,8 | G0V | 5970 | −0,06 | [5] |
HR 4523 A | 11h 46m 31,1s | 1596999−40° 30′ 01″ | 30,1 | G5V | 5629 | −0,29 | [6] |
61 Ursae Majoris | 11h 41m 03,0s | 2341206+34° 12′ 06″ | 31,1 | G8V | 5483 | −0,12 | [5] |
HR 4458 A | 11h 34m 29,5s | 1675047−32° 49′ 53″ | 31,1 | K0V | 5629 | −0,29 | [6] |
HR 511 | 01h 47m 44,8s | 2635109+63° 51′ 09″ | 32,8 | K0V | 5333 | +0,05 | [5] |
Alpha Mensae | 06h 10m 14,5s | 1255489−74° 45′ 11″ | 33,1 | G5V | 5594 | +0,10 | [4] |
Zeta1 Reticuli | 03h 17m 46,2s | 1376569−62° 34′ 31″ | 39,5 | G3–5V | 5733 | −0,22 | [4] |
Zeta2 Reticuli | 03h 18m 12,8s | 1376977−62° 30′ 23″ | 39,5 | G2V | 5843 | −0,23 | [4] |
55 Cancri | 08h 52m 35,81s | 2281951+28° 19′ 51″ | 40,3 | G8V | 5235 | +0,25 | [10] |
HD 69830 | 08h 18m 23,9s | 1876244−12° 37′ 56″ | 40,6 | K0V | 5410 | −0,03 | [4] |
HD 10307 | 01h 41m 47,1s | 2423648+42° 36′ 48″ | 41,2 | G1.5V | 5848 | −0,05 | [5] |
HD 147513 | 16h 24m 01,3s | 1608865−39° 11′ 35″ | 42,0 | G1V | 5858 | +0,03 | [6] |
58 Eridani | 04h 47m 36,3s | 1834396−16° 56′ 04″ | 43,3 | G3V | 5868 | +0,02 | [4] |
Ypsilon Andromedae A | 01h 36m 47,8s | 2412420+41° 24′ 20″ | 44,0 | F8V | 6212 | +0,13 | [4] |
HD 211415 A | 22h 18m 15,6s | 1466263−53° 37′ 37″ | 44,4 | G1–3V | 5890 | −0,17 | [4] |
47 Ursae Majoris | 10h 59m 28,0s | 2402549+40° 25′ 49″ | 45,9 | G1V | 5954 | +0,06 | [4] |
Alpha Fornacis A | 03h 12m 04,3s | 1714079−28° 59′ 21″ | 46,0 | F8IV | 6275 | −0,19 | [4] |
Psi Serpentis A | 15h 44m 01,8s | 2023055+2° 30′ 55″ | 47,9 | G5V | 5636 | −0,03 | [5] |
HD 84117 | 09h 42m 14,4s | 1764544−23° 54′ 56″ | 48,5 | F8V | 6167 | −0,03 | [4] |
HD 4391 | 00h 45m 45,6s | 1526693−47° 33′ 07″ | 48,6 | G3V | 5878 | −0,03 | [4] |
20 Leonis Minoris | 10h 01m 00,7s | 2315525+31° 55′ 25″ | 49,1 | G3 V | 5741 | +0,20 | [5] |
Ny Phoenicis | 01h 15m 11,1s | 1546846−45° 31′ 54″ | 49,3 | F8V | 6140 | +0,18 | [4] |
51 Pegasi | 22h 57m 28,0s | 2204608+20° 46′ 08″ | 50,9 | G2,5IVa | 5804 | +0,20 | [4] |
Solar twins
Die hier gelisteten Sterne entsprechen ganz oder überwiegend folgenden enggefassten Kriterien (Abweichungen in der Tabelle farbig gekennzeichnet):
- Oberflächentemperatur wie die Sonne ± 50 K, d. h. etwa 5720–5830 K.
- Metallizität 89 bis 112 % (± 0,053 dex) im Vergleich zur Sonne, d. h. für eine protoplanetare Scheibe kann eine ähnliche Menge von Staub zur Bildung von Planeten wie bei der Sonne angenommen werden.
- Der Stern gehört nicht zu einem Mehrfachsternsystem.
- Das Sternalter entspricht dem der Sonne ± 1 Milliarde Jahre, d. h. etwa 3,5–5,6 × 109 Jahre.
Stern | Koordinaten[3] | Entfernung[3] in LJ | Klasse[3] | Temperatur in K | Metallizität in dex | Alter in 109 J. | Anm. | |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektaszension | Deklination | |||||||
Sonne | — | — | 0,00 | G2V | 5778 | +0,00 | 4,6 | [12] |
18 Scorpii | 16h 15m 37,3s | 1917794−8° 22′ 06″ | 45.1 | G2Va | 5835 | +0,04 | 4,2 | [13] |
HD 44594 | 06h 20m 06,1s | 1515571−48° 44′ 29″ | 84 | G3V | 5840 | +0,15 | 4,1 | [14] |
HD 195034 | 20h 28m 11,8s | 2220744+22° 07′ 44″ | 92 | G5 | 5760 | −0,04 | 5,1 | [15] |
HD 138573 | 15h 32m 43,7s | 2105806+10° 58′ 06″ | 101 | G5IV–V | 5710 | −0,03 | 7,8 | [16] |
HD 142093 | 15h 52m 00,6s | 2151409+15° 14′ 09″ | 103 | G2V | 5841 | −0,15 | 5,0 | [16] |
HD 98618 | 11h 21m 29,1s | 2582904+58° 29′ 04″ | 126 | G5V | 5851 | +0,03 | 4,7 | [13] |
HD 143436 | 16h 00m 18,8s | 2000813+0° 08′ 13″ | 141 | G0 | 5768 | +0,00 | 3,8 | [16] |
HD 129357 | 14h 41m 22,4s | 2290332+29° 03′ 32″ | 154 | G2V | 5749 | −0,02 | 8,2 | [16] |
HD 133600 | 15h 05m 13,2s | 2061724+6° 17′ 24″ | 171 | G0 | 5808 | +0,02 | 6,3 | [13] |
HD 101364 | 11h 40m 28,5s | 2690031+69° 00′ 31″ | 217 | G5V | 5783 | +0,01 | 5,4 | [13][17] |
HD 197027 | 20h 41m 45,6s | 1728743−27° 12′ 57″ | 255 | G3V | 5723 | −0,01 | 8,2 | [18] |
Solar siblings
Unter einem solar sibling (Geschwister der Sonne) versteht man einen Stern, der dieselbe chemische Zusammensetzung wie die Sonne hat und somit möglicherweise im selben Sternhaufen entstanden ist. Der einzige Kandidat bisher ist HD 162826. Da dieser Stern etwas größer ist als die Sonne, weicht er zum Beispiel bei der Spektralklasse mit F8 V stärker von der Sonne ab als Solar twins.
Sonnenähnlichkeit nach Lebensfreundlichkeit möglicher Planeten
Die Sonnenähnlichkeit eines Sterns wird gelegentlich auch beschrieben über die Möglichkeit, von einem Planeten in der habitablen Zone umkreist zu werden, der erdähnlich und potentiell in ähnlicher Weise wie die Erde lebensfreundlich ist. Dazu können folgende Parameter berücksichtigt werden:[19]
- Der Stern ist ein mindestens 3 Milliarden Jahre alter Hauptreihenstern. Dies entspricht einer oberen Grenze für die Masse von ca. 1,5 Sonnenmassen, entsprechend einer frühesten Spektralklasse F5V. Solche Sterne können am Ende ihrer Hauptreihenexistenz eine absolute Helligkeit von bis zu 2,5M erreichen (8,55-fache Sonnenhelligkeit).[19]
- Der Stern ist kein veränderlicher Stern. Idealerweise wird eine Variabilität von weniger als 1 % vorausgesetzt, praktisch ist eine Grenze von 3 % entsprechend der Genauigkeit verfügbarer Daten. In Mehrfachsternsystemen mit einer hoch exzentrischen Umlaufbahn eines Begleitsterns ist auch die dadurch bedingte veränderliche Strahlungsintensität in der habitablen Zone zu beachten.[19]
- Die habitable Zone muss dynamisch stabil sein. Für erdähnliche Planeten in Mehrfachsternsystemen mit drei oder mehr Sternen ist die Wahrscheinlichkeit gering, dass ihre Umlaufbahnen langfristig stabil sind (während in Doppelsystemen Umlaufbahnen um einen der Partner (S-Typ) oder aber um ein engstehendes Sternpaar insgesamt (P-Typ) stabil sein können). Auch exzentrische Jupiter können die Umlaufbahnen von Planeten in der habitablen Zone verändern.[19]
Ein Beispiel für einen solchen Stern ist HD 70642.[20]
Siehe auch
Literatur
- G. W. Lockwood & B. A. Skiff: The Photometric Variability of Sun-like Stars: Observations and Results, 1984—1995. In: The Astrophysical Journal. 485. Jahrgang, Nr. 2, 1997, S. 789–811, doi:10.1086/304453, bibcode:1997ApJ...485..789L.
- G. Porto de Mello, R. da Silva, & L. da Silva, Da Silva, Da Silva: A Survey of Solar Twin Stars within 50 Parsecs of the Sun. In: Bioastronomy 99: A New Era in the Search for Life. 213. Jahrgang, 2000, S. 73, bibcode:2000ASPC..213...73P.
- M. C. Turnbull & J. C. Tarter: Target Selection for SETI. II. Tycho-2 Dwarfs, Old Open Clusters, and the Nearest 100 Stars. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. 149. Jahrgang, Nr. 2, 2003, S. 423–436, doi:10.1086/379320, bibcode:2003ApJS..149..423T.
- J. C. Hall & G. W. Lockwood: The Chromospheric Activity and Variability of Cycling and Flat Activity Solar-Analog Stars. In: The Astrophysical Journal. 614. Jahrgang, Nr. 2, 2004, S. 942–946, doi:10.1086/423926, bibcode:2004ApJ...614..942H.
- J. D. Jr do Nascimento, M. Castro, J. Meléndez, M. Bazot, S. Théado, G. F. Porto de Mello: Age and mass of solar twins constrained by lithium abundance. In: Astronomy and Astrophysics. 501. Jahrgang, Nr. 1, 2009, S. 687–694, doi:10.1051/0004-6361/200911935, arxiv:0904.3580, bibcode:2009A&A...501..687D.
Einzelnachweise
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- ↑ E. E. Mamajek, L. A. Hillenbrand: Improved Age Estimation for Solar-Type Dwarfs Using Activity-Rotation Diagnostics. In: Astrophysical Journal. 687. Jahrgang, Nr. 2, 2008, S. 1264, doi:10.1086/591785, arxiv:0807.1686, bibcode:2008ApJ...687.1264M.
- ↑ a b c d e f g h i SIMBAD Astronomical Database. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 14. Januar 2009.
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p q N. C. Santos, G. Israelian, S. Randich, R. J. García López, R. Rebolo: Beryllium anomalies in solar-type field stars. In: Astronomy and Astrophysics. 425. Jahrgang, Nr. 3, Oktober 2004, S. 1013–1027, doi:10.1051/0004-6361:20040510, arxiv:astro-ph/0408109, bibcode:2004A&A...425.1013S.
- ↑ a b c d e f g h i j k l m n o p J. Holmberg, B. Nordstrom, J. Andersen: The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics. In: Astronomy and Astrophysics. 501. Jahrgang, Nr. 3, Juli 2009, S. 941–947, doi:10.1051/0004-6361/200811191, arxiv:0811.3982, bibcode:2009A&A...501..941H. See Vizier catalogue V/130.
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- ↑ Solar System 'twin' found In: BBC News, 3. Juli 2003