Akrab

{{#if:\|{{{Typ}}}\|Doppelstern}}; {{#if:Akrab\|Akrab\|Akrab}}
	{{#ifexist:Media:\|[[Datei:\|310px\|zentriert\|alt=\|]]\|}}
	Vorlage:Sternkarte
Beobachtungsdaten; Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
	Vorlage:AladinLite
Rektaszension	{{#if:16/05/26.40\|Vorlage:RektaszensionEasy \| }}<ref>Floor van Leeuwen: VizieR Online Data Catalog: Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007). In: VizieR On-line Data Catalog: I/311. Originally published in: 2007A&A...474..653V. 2008. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Katalogeintrag auf VizieR.</ref>
Deklination	{{#if:-/19/48/13.25\|Vorlage:DeklinationEasy \| }}<ref>Floor van Leeuwen: VizieR Online Data Catalog: Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007). In: VizieR On-line Data Catalog: I/311. Originally published in: 2007A&A...474..653V. 2008. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Katalogeintrag auf VizieR.</ref>
Scheinbare Helligkeit <ref name="BSC">Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren Jr.: VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991). In: VizieR On-line Data Catalog: V/50. Originally published in: 1964BS....C......0H. 1995. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Katalogeinträge für β1 Scorpii und β2 Scorpii auf VizieR.</ref>	2,50<ref>Alan William James Cousins, Richard Hugh Stoy: Photoelectric magnitudes and colours of Southern stars. In: Royal Observatory Bulletin. Bd. 64. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Zitiert nach SIMBAD.</ref> mag
Bekannte Exoplaneten	;
	Position des Begleiters {{#if:\| ()}}
Winkelabstand	{{{Winkelabstand}}}
Positionswinkel	{{{Positionswinkel}}}
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−1 ± 2 km/s<ref>George A. Gontcharov: VizieR Online Data Catalog: Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars (Gontcharov, 2006). In: VizieR On-line Data Catalog: III/252. Originally published in: 2006PAZh...32..844G; 2006AstL...32..759G. 2007. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Katalogeintrag auf VizieR.</ref>
Parallaxe	7,0 ± 0,1 mas<ref name="Holmgren_1997">David Holmgren et al.: Search for forced oscillations in binaries. II. β Scorpii A. New physical parameters and a search for line profile variability. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 322, 1997, S. 565–575. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}.</ref>
Entfernung <ref name="Holmgren_1997" />	{{#if:466 ± 7\|466 ± 7 Lj{{#if:143 ± 3\|; (143 ± 3 pc)}}\|143 ± 3 pc}}
Absolute visuelle Helligkeit Mvis	mag
Absolute bolometrische Helligkeit Mbol	mag
	Veralteter Parameter "Absolut" !
Eigenbewegung
Rektaszensionsanteil:	β1: −5,20 ± 0,92 mas/a
Deklinationsanteil:	β1: −24,04 ± 0,64 mas/a
Orbit<ref name="Veramendi_2014">María Eugenia Veramendi, Jorge Federico González: Spectroscopic study of early-type multiple stellar systems. I. Orbits of spectroscopic binary subsystems. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 563, 2014, Artikel-ID A138, S. 3, 5, 9–11. {{#invoke:Vorlage:bibcode\|f\|errHide=1\|errNS=0\|errClasses=editoronly error\|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1051/0004-6361/201322840.</ref>
Periode	12.800 a
Große Halbachse	{{{GroßeHalbachse}}}
Exzentrizität
Periastron
Apastron
Bahnneigung
Argument des Knotens
Epoche des Periastrons
Argument der Periapsis
Einzeldaten
Namen	{{#if:β1\|β1\|A}}; {{#if:β2\|β2\|B}}
	Beobachtungsdaten }}
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β2\|B}}	{{#if:4,92\|4,92 mag}} }}
	Spektrum und Indices }}
β1\|A}}	B1 V

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Koordinaten fehlen oder unvollständig!

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Helligkeit M_bol<ref name="Catanzaro_2010" /> | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:−6,6/−5,1/?|−6,6/−5,1/? mag}} |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:−4,1/−0,6/?|−4,1/−0,6/? mag}} }} |- {{#if:15,0<ref name="Catanzaro_2010">Gianni Catanzaro: First spectroscopic analysis of β Scorpii C and β Scorpii E. Discovery of a new HgMn star in the multiple system β Scorpii. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 509, 2010, Artikel-ID A21. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1051/0004-6361/200913332.</ref>/10,4<ref name="Catanzaro_2010" />/8<ref name="Van_Flandern_1975">Thomas C. Van Flandern, Peter Espenschied: Lunar occultations of Beta Scorpii in 1975 and 1976. In: The Astronomical Journal. Bd. 200, 1975, S. 61–67. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1086/153760.</ref>8,2/3,5/?<ref name="Catanzaro_2010" />| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Masse | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:15,0<ref name="Catanzaro_2010">Gianni Catanzaro: First spectroscopic analysis of β Scorpii C and β Scorpii E. Discovery of a new HgMn star in the multiple system β Scorpii. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 509, 2010, Artikel-ID A21. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1051/0004-6361/200913332.</ref>/10,4<ref name="Catanzaro_2010" />/8<ref name="Van_Flandern_1975">Thomas C. Van Flandern, Peter Espenschied: Lunar occultations of Beta Scorpii in 1975 and 1976. In: The Astronomical Journal. Bd. 200, 1975, S. 61–67. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1086/153760.</ref>|15,0<ref name="Catanzaro_2010">Gianni Catanzaro: First spectroscopic analysis of β Scorpii C and β Scorpii E. Discovery of a new HgMn star in the multiple system β Scorpii. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 509, 2010, Artikel-ID A21. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1051/0004-6361/200913332.</ref>/10,4<ref name="Catanzaro_2010" />/8<ref name="Van_Flandern_1975">Thomas C. Van Flandern, Peter Espenschied: Lunar occultations of Beta Scorpii in 1975 and 1976. In: The Astronomical Journal. Bd. 200, 1975, S. 61–67. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1086/153760.</ref> M_☉}} |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:8,2/3,5/?<ref name="Catanzaro_2010" />|8,2/3,5/?<ref name="Catanzaro_2010" /> M_☉}} }} |- {{#if:6,3/4,0/?2,9/2,4/?| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Radius<ref name="Catanzaro_2010" /> | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:6,3/4,0/?|6,3/4,0/? R_☉}} |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:2,9/2,4/?|2,9/2,4/? R_☉}} }} |- {{#if:30.000/8.000/?3.200/125/?| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Leuchtkraft<ref name="Catanzaro_2010" /> | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:30.000/8.000/?|30.000/8.000/? L_☉}} |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:3.200/125/?|3.200/125/? L_☉}} }} |- {{#if:28.000/26.400/?24.000/13.000/?| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Effektive Temperatur<ref name="Catanzaro_2010" /> | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:28.000/26.400/?|28.000/26.400/? K}} |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:24.000/13.000/?|24.000/13.000/? K}} }} |- {{#if:| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Metallizität [Fe/H] | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | }} |- {{#if:| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Rotationsdauer | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:| d}} |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | {{#if:| d}} }} |- {{#if:6,3 ± 3,0 Mrd. a| | Alter | colspan="2" style="white-space:nowrap;" | 6,3 ± 3,0 Mrd. a<ref name="Catanzaro_2010" /> }} |- {{#if:| | rowspan=2 style="vertical-align:middle" | Alter<ref name="Catanzaro_2010" /> | {{#if:β¹|β¹|A}} | style="white-space:nowrap;" | a |- | {{#if:β²|β²|B}} | style="white-space:nowrap;" | a }} |- {{#if: β Scorpii8 ScorpiiAkrab, Graffias−19°43075984144217788201596826208/1623/1 −19°43085985144218788211596836208/1622/1| ! colspan="3" class="ibheader" | Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge |-

| colspan="3" style="padding:0;" |

{{#if:β Scorpii|}}{{#if:8 Scorpii|}}{{#if:|}}{{#if:|}}{{#if:|}}{{#if:|}}{{#if:|}}{{#if: |}}{{#if:|}}{{#if: |}}{{#if: |}}{{#if:−19°4307−19°4308 |}}{{#if: |}}{{#if: |}}{{#if:59845985 |}}{{#if:144217144218 |}}{{#if:159682159683 |}}{{#if:6208/1623/16208/1622/1 |}}{{#if:7882078821 |}}{{#if:16054-1948 |}}{{#if:Akrab, GraffiasFK5 597 |{{#if:Akrab, Graffias ||{{#if:FK5 597|}}}} }}

Katalog	{{#if:β¹\|β¹\|A}}	{{#if:β²\|β²\|B}}
Bayer-Bezeichnung	β Scorpii
Flamsteed-Bezeichnung	8 Scorpii
Bonner Durchmusterung	BD
Córdoba-Durchmusterung	CD
Gliese-Katalog	GJ {{{GJ}}} {{#ifeq:{{#iferror:{{#expr: 1 * {{{GJ}}}}}\|???\|[1]}}\|???\|{{#if:\|\|}}\|{{#iferror:{{#expr: 1 * {{{GJ}}}}}\|???\|[2]}}}}
Bright-Star-Katalog	HR {{#ifeq:{{#iferror:{{#expr: 1 * }}\|???\|{{#ifexpr: <> (floor ) or < 1 or > 9110 \|???\|[3]}}}}\|???\|{{#if:\|\|}}\|{{#iferror:{{#expr: 1 * }}\|???\|{{#ifexpr: <> (floor ) or < 1 or > 9110 \|???\|[4]}}}}}}
Henry-Draper-Katalog	HD {{#ifeq:{{#iferror:{{#expr: 1 * }}\|???\|{{#ifexpr: <> (floor ) or < 1 or > 359083\|???\|{{#ifexpr: >= 1 and <= 272150\|[5]\|[6]}}}}}}\|???\|{{#if:\|\|}}\|{{#iferror:{{#expr: 1 * }}\|???\|{{#ifexpr: <> (floor ) or < 1 or > 359083\|???\|{{#ifexpr: >= 1 and <= 272150\|[7]\|[8]}}}}}}}}
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Hipparcos-Katalog	HIP 78820	HIP 78821
WDS-Katalog	WDS 16054-1948
Weitere Bezeichnungen:	Akrab, Graffias		FK5 597

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|- {{#if:Mit Schrägstrich getrennte Werte sind in der Reihenfolge Aa/Ab/B (Zeile β¹) und C/Ea/Eb (Zeile β²) angeführt. Absolute und bolometrische Helligkeiten wurden von der interstellaren Extinktion bereinigt.| | colspan="3" style="white-space:normal;" |Mit Schrägstrich getrennte Werte sind in der Reihenfolge Aa/Ab/B (Zeile β¹) und C/Ea/Eb (Zeile β²) angeführt. Absolute und bolometrische Helligkeiten wurden von der interstellaren Extinktion bereinigt. }} |}{{#if:|}}{{#if:||}}{{#ifexpr: {{#if:16/05/26.40|1|0}} * {{#if:-/19/48/13.25|1|0}} * {{#if:1|1|0}}||}}{{#if:|{{#if:||}}}}{{#if:|}}{{#if:{{#iferror:{{#expr:1*16*05*26,23}}||}}16^h 05^m{{#if:26,23| 26,23^s}}{{#if:| ±{{{4}}}″}}{{#iferror:{{#expr:1*16*05*26,57}}||}}16^h 05^m{{#if:26,57| 26,57^s}}{{#if:| ±{{{4}}}″}}{{#ifeq:Vorlage:Deklination/Check|falsch|Aufruf der Vorlage:Deklination mit unerlaubten Parametern!|Vorlage:Deklination/Calc}}{{#ifeq:Vorlage:Deklination/Check|falsch|Aufruf der Vorlage:Deklination mit unerlaubten Parametern!|Vorlage:Deklination/Calc}}|}}{{#if:||{{#if:|}}{{#if:2.50|{{#ifexpr: 2.50 < 1.5 | }}{{#ifexpr: 2.50 >= 1.5 and 2.50 < 2.5 |}}{{#ifexpr: 2.50 >= 2.5 and 2.50 < 3.5 |}}{{#ifexpr: 2.50 >= 3.5 and 2.50 < 4.5 |}}{{#ifexpr: 2.50 >= 4.5 | }}}}{{#if: {{#iferror:{{#ifexpr:{{#switch: | R+ = abs | R- = -abs | Z = trunc | Z+ | N = abs trunc

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Akrab (arabisch{{#if:العقرب| {{#invoke:Vorlage:lang|fold}}{{#if:| {{#invoke:Vorlage:lang|flat}}}}{{#if:al-ʿaqrab|, DMG {{#invoke:Vorlage:lang|flat}}}}{{#if:| <templatestyles src="IPA/styles.css" />{{#if:|[}}{{#if:

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Es handelt sich um ein sechsfaches Sternsystem in etwa 470 Lichtjahren Entfernung, bestehend aus zwei Dreifachsystemen, nämlich β¹ Scorpii und β² Scorpii. Die Komponenten β¹ und β² Scorpii können bereits von Amateurastronomen mit einem Fernrohr oder Teleskop von mindestens 5 cm Objektivöffnung in zwei Sterne getrennt werden. Die Auflösung in weitere Einzelsterne ist der professionellen Astronomie vorbehalten, da diese für Amateurinstrumente zu eng beisammen liegen.

Das Akrab-System ist Mitglied der Upper-Scorpius-Gruppe, einer Untergruppe der Scorpius-Centaurus-Assoziation.<ref>Maria Antonietta Giannuzzi: The multiple system β Sco and the age of the Upper Scorpius complex. In: Astronomy and Astrophysics. Bd. 125, 1983, S. 302. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}.</ref>

Aufbau und physikalische Eigenschaften

β¹ und β² Scorpii erscheinen als blau-weiß leuchtende Sterne mit scheinbaren Helligkeiten und Spektralklassen von je 2,62^m und B1 (β¹) sowie 4,92^m und B2 (β²).<ref name="BSC" /> Der gegenseitige Winkelabstand beträgt 13,7″, der Positionswinkel der lichtschwächeren Komponente zum Hauptstern 20° (Stand: 2017).<ref name="WDS">Brian D. Mason et al.: VizieR Online Data Catalog: The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001-2014). Version 2018-06-11. In: VizieR On-line Data Catalog: B/wds. Originally published in: 2001AJ....122.3466M. 2018. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Katalogeintrag auf VizieR.</ref> Eine Umlaufbewegung ist kaum zu erkennen. Die erste verbürgte Messung stammt von Wilhelm Herschel aus dem Jahr 1779, wobei dieser einen Positionswinkel von 25° maß.<ref name="WDS" /> Somit hat sich β² Scorpii innerhalb von 238 Jahren nur 5° um β¹ Scorpii bewegt. Man schätzt die gegenseitige Umlaufzeit auf 12.800 Jahre.<ref name="Veramendi_2014" />

β¹ Scorpii

β¹ Scorpii besteht aus den Sternen β Scorpii A – der wiederum doppelt ist und aus den Sternen β Scorpii Aa und β Scorpii Ab besteht – sowie dem Stern β Scorpii B.

β Scorpii A und B sind 2,7^m und 5,9^m hell<ref name="Evans_1977a">David S. Evans et al.: Occultation study of the multiple star β Scorpii. In: The Astronomical Journal. Bd. 82, 1977, S. 502. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1086/112080.</ref><ref name="Evans_1977b">David S. Evans, James L. Elliot, Deane M. Peterson: Occultation astrometry of the Beta Scorpii system. In: The Astronomical Journal. Bd. 83, 1978, S. 441. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi: 10.1086/112219.</ref> und liegen 0,3″ auseinander, der Positionswinkel der Komponente B bezüglich zu A beträgt 211° (Stand: 2017).<ref name="WDS" /> Der (Doppel-)Stern β Scorpii A und der (Einzel-)Stern β Scorpii B umkreisen einander mit einer Umlaufperiode von 610 Jahren auf einer hochgradig exzentrischen Bahn (e ≈ 0,9).<ref name="Seymour_2002">Diana M. Seymour et al.: Binary star orbits. II. Preliminary first orbits for 117 systems. In: The Astronomical Journal. Bd. 123, Ausg. 2, 2002, S. 1.029, 1.035, 1.037. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1086/338441. Katalogeintrag auf VizieR.</ref> Die Genauigkeit der Bahnelemente ist jedoch mangelhaft und die tatsächliche Umlaufzeit könnte von diesem Wert noch deutlich abweichen (bisher decken die Beobachtungsdaten nur rund ein Drittel der berechneten Bahn ab). Hierzu sind weitere Beobachtungen notwendig, um die Datenlage zum Orbit zu verfeinern.<ref name="Mason_2010">Brian D. Mason, William I. Hartkopf, Andrei Tokovinin: Binary star orbits. IV. Orbits of 18 southern interferometric pairs. In: The Astronomical Journal. Bd. 140, Ausg. 3, 2010, S. 736–737, 739, 741–742. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}, doi:10.1088/0004-6256/140/3/735.</ref>

Bei β Scorpii Aa und Ab handelt es sich um zwei massereiche, heiße Sterne, die einen spektroskopischen Doppelstern des Typs SB2 mit einer anomalistischen Umlaufperiode von 6,83 Tagen bilden (SB2 bedeutet, dass die Linien von beiden Komponenten im Spektrum erkennbar sind).<ref name="Holmgren_1997" /> Ihre Winkeldistanz liegt immer bei rund einer tausendstel Bogensekunde (Abstand und Positionswinkel per B2018,0: 0,0007″ und 272,3°; per B2019,0: 0,0013″ und 90,0°).<ref name="Workman">Berechnet mit dem Binary Star Calculator (Vers. 3) von Brian Workman nach den in der Tabelle angeführten Bahnelementen.</ref> β Scorpii Aa besitzt 15,0 ± 0,7 Sonnenmassen, 6,3 ± 0,5 Sonnenradien, eine effektive Oberflächentemperatur von 28.000 ± 2.000 K und in etwa die 30.000-fache Leuchtkraft der Sonne, der Partnerstern β Scorpii Ab 10,4 ± 0,5 Sonnenmassen, 4,0 ± 0,3 Sonnenradien, 26.400 ± 2.000 K effektive Oberflächentemperatur und rund 8.000 Sonnenleuchtkräfte.<ref name="Catanzaro_2010" /> Die Spektral- und Leuchtkraftklassen der Einzelsterne können nicht eindeutig gemessen werden, sie werden aber für β Scorpii Aa auf B0,5 IV bis V und für β Scorpii Ab auf B1,5 V geschätzt.<ref name="Holmgren_1997" />

Die Masse von β Scorpii B beträgt schätzungsweise 8 Sonnenmassen.<ref name="Van_Flandern_1975" /> Eine Untersuchung aus dem Jahr 1975 kommt zum Schluss, dass möglicherweise auch β Scorpii B ein Doppelstern ist.<ref name="Van_Flandern_1975" /> Ein enger Begleitstern konnte aber bis heute nicht bestätigt werden.<ref name="Catanzaro_2010" /> Sollte dieser dennoch existieren, dann wäre β¹ Scorpii ein vierfaches und Akrab insgesamt ein siebenfaches Sternsystem.

β² Scorpii

β² Scorpii besteht aus den Sternen β Scorpii C und β Scorpii E, wobei nun β Scorpii E wiederum doppelt ist und sich aus den Sternen β Scorpii Ea und β Scorpii Eb zusammensetzt.

Die scheinbaren Helligkeiten für β Scorpii C und E betragen 5,1^m und 7,2^m,<ref name="Evans_1977a" /><ref name="Evans_1977b" /> der Abstand und der Positionswinkel der schwächeren Komponente zur helleren liegen bei 0,1″ und 22° (Stand: 2017).<ref name="WDS" /> Die Sterne benötigen für einen gegenseitigen Umlauf 39 Jahre.<ref name="Mason_2010" /> Wie bei β¹ Scorpii gibt es auch hier offene Fragen zum Orbit. Die vom Spektrum abgeleitete Gesamtmasse des β²-Scorpii-Systems liegt nämlich bei 18,6 Sonnenmassen. Wenn man jedoch aus den Bahndaten die Gesamtmasse errechnet, ergibt dies bei Verwendung der Hipparcos-Parallaxe (0,00819 ± 0,00117″) nur 2,9 ± 1,3 Sonnenmassen. Erst die Verwendung einer Parallaxe von 0,0044″ würde zu einem kohärenten Ergebnis führen, doch stünde diese im Widerspruch zur dynamischen Parallaxe von 0,0070″ und zur Hipparcos-Parallaxe, die sich recht gut decken.<ref name="Mason_2010" /> Eine Studie aus dem Jahr 2014 schlägt deshalb eine Neuuntersuchung der Bahn vor.<ref name="Veramendi_2014" />

β Scorpii C ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B2 und der Leuchtkraftklasse V.<ref name="Veramendi_2014" /><ref name="Catanzaro_2010" /> Basierend auf seinem Spektrum wurde seine Masse zu 8,2 ± 0,4 Sonnenmassen, sein Radius zu 2,9 ± 0,5 Sonnenradien, seine effektive Oberflächentemperatur zu 24.000 ± 500 K und seine Leuchtkraft zum 3.200-fachen der Sonne bestimmt.<ref name="Catanzaro_2010" />

Das Untersystem β Scorpii E ist ein spektroskopischer Doppelstern des Typs SB1 (SB1 bedeutet, dass die Linien von nur einer Komponente im Spektrum erkennbar sind). Seine Duplizität wurde – obwohl schon länger vermutet – erst im Jahr 2010 eindeutig nachgewiesen.<ref name="Catanzaro_2010" /> Die erstmalige Bestimmung der Umlaufperiode ergab dabei 10,89 Tage;<ref name="Catanzaro_2010" /> neuere Untersuchungen aus dem Jahr 2014 korrigierten diesen Wert auf 11,08 Tage.<ref name="Veramendi_2014" /> β Scorpii Ea gehört der Spektralklasse B8pMn an<ref name="Veramendi_2014" /> und besitzt 3,5 ± 0,2 Sonnenmassen, 2,4 ± 0,1 Sonnenradien, eine effektive Oberflächentemperatur von 13.000 ± 800 K und die 125-fache Sonnenleuchtkraft.<ref name="Catanzaro_2010" /> Spektroskopische Messungen zeigen zudem, dass β Scorpii Ea wahrscheinlich ein Quecksilber-Mangan-Stern ist (siehe auch: Pekuliärer Stern).<ref name="Veramendi_2014" /><ref name="Catanzaro_2010" /> Über die Eigenschaften der Komponente Eb ist nichts bekannt, da deren Spektrum nicht beobachtbar ist.

β Scorpii D

Bei der Benennung fällt auf, dass das Sternsystem keine Komponente D besitzt. Dies hängt mit der Entdeckungsreihenfolge der Einzelsterne und deren nachträgliche Neunummerierung gemäß einer IAU-Richtlinie zusammen.<ref name="Mason_2010" /> Tatsächlich verzeichnet aber der Washington Double Star Catalog eine Komponente D – damit ist der 7,5^m helle Stern HD 144273 gemeint.<ref name="WDS" /> Abstand und Positionswinkel zu β¹ Scorpii betragen 519,2″ und 30°.<ref name="WDS" /> HD 144273 gehört nicht zum Akrab-System, sondern bildet mit diesem nur einen optischen Doppelstern. Wie Akrab ist aber auch HD 144273 Teil der Scorpius-Centaurus-Assoziation<ref>Ronnie Hoogerwerf: VizieR Online Data Catalog: OB association members in ACT+TRC Catalogs (Hoogerwerf, 2000). In: VizieR On-line Data Catalog: J/MNRAS/313/43. Originally published in: 2000MNRAS.313...43H. 2000. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}. Katalogeintrag auf VizieR.</ref> und weist somit eine ähnliche Eigenbewegung auf.

Bahnelemente und Ephemeriden

Die Bahnelemente der Einzelsysteme lauten wie folgt:

Bahnelement	β¹ Scorpii		β² Scorpii
Bahnelement	Hauptsystem (A – B)<ref name="Seymour_2002" />	Untersystem (Aa – Ab)<ref name="Holmgren_1997" />	Hauptsystem (C – E)<ref name="Mason_2010" />	Untersystem (Ea – Eb)<ref name="Veramendi_2014" />
Umlaufperiode	610 a	6,828245 ± 0,000009 d	39,0 ± 2,9 a	11,07666 ± 0,00030 d
Große Halbachse	3,9″ (ca. 560 AE)	0,00142 ± 0,00002″ (ca. 0,2 AE)	0,1328 ± 0,0060″ (ca. 19 AE)	unbestimmt
Bahnneigung	87,12°	111,8 ± 0,7°	41,1 ± 9,0°	unbestimmt
Argument des Knotens	89,5°	294,2 ± 0,8°	184,0 ± 14,0°	unbestimmt
Epoche des Periastrons	Jahr 2480	JD 2.449.788,509 ± 0,019	Jahr 2034,2 ± 9,9	Heliozentrisches JD 2.455.449,17 ± 0,02
Exzentrizität	0,9093	0,291 ± 0,006	0,029 ± 0,057	0,078 ± 0,010
Argument der Periapsis	283°	54,8 ± 1,3°	350,0 ± 111,0°	91,7 ± 4,8°

(Die Umrechnung der großen Halbachsen von Bogensekunden in AE erfolgte unter Zugrundelegung einer Parallaxe von 0,0070″.)

Aus diesen Bahnelementen lassen sich folgende Ephemeriden berechnen (jeweils Jahresmitte):<ref name="Workman" />

Jahr	System A – B		System C – E
Jahr	Abstand	Positionswinkel	Abstand	Positionswinkel
2018	0,32″	198,3°	0,13″	21,9°
2020	0,33″	201,8°	0,12″	37,2°
2025	0,36″	209,6°	0,10″	89,2°
2030	0,40″	216,2°	0,11″	146,0°
2050	0,56″	233,3°	0,12″	333,6°
2100	1,04″	249,5°	0,11″	55,3°

Bedeckungen durch Mond und Planeten

Akrab kann als ekliptiknaher Stern vom Mond und sehr selten von Planeten bedeckt werden. Bedeckungen durch Planeten geschahen am 9. Dezember 1802 durch Merkur, am 28. Februar 1876 durch Jupiter, am 9. Dezember 1906 durch Venus und zuletzt am 13./14. Mai 1971 durch Jupiter und dessen Mond Io.

Die Bedeckung durch Jupiter und Io am 13./14. Mai 1971 war für die Untersuchung von Akrab von großem Interesse. Während Jupiter die Komponenten β¹ und β² Scorpii bedeckte, bedeckte Io nur β² Scorpii. Beobachtet wurde die Bedeckung von Sternwarten in Australien, Indien und Südafrika aus. Der zentrale Durchlauf wäre ungefähr über der Mitte des Indischen Ozeans beobachtbar gewesen. Der Ein- und Austritt von β² Scorpii erfolgte – je nach Standort einige Minuten davon abweichend – um ca. 17.45 Uhr UT sowie um ca. 20.15 Uhr UT (bei der Komponente β¹ ereignete sich der Eintritt später und der Austritt früher). Die Bedeckung von β² Scorpii durch Io war wegen des kleinen Winkeldurchmessers des Mondes nur von einem relativ kleinen Teil der Erde aus (Karibik und Florida) beobachtbar gewesen. Am Observatorium auf St. Thomas (Jungferninseln) wurde der Eintritt am 14. Mai 1971 um 01:59:03,40 Uhr UT (± 0,08 s) und der Austritt um 02:03:56,77 Uhr UT (± 0,04 s) registriert. Somit dauerte die Bedeckung nur 293,39 ± 0,03 s. Insgesamt wurden bei der Bedeckung vom 13./14. Mai 1971 wertvolle fotometrische und astrometrische Daten gewonnen, die Rückschlüsse auf die physikalischen Eigenschaften der Sterne erlaubten. Zudem entdeckte man die Doppelsternnatur von β Scorpii C und bestimmte den Winkelabstand zur neuentdeckten Komponente E zu 0,097 ± 0,002″. Umgekehrt konnten auch Jupiter und Io studiert werden. Durch die Bedeckung gewann man neue Erkenntnisse über Jupiters Atmosphäre und Ios Durchmesser wurde zu 3.658 ± 6 km ermittelt.<ref>William B. Hubbard et al.: The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. I. Jupiter. In: The Astronomical Journal. Bd. 77, Ausg. 1, 1972, S. 41–59. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}.</ref><ref>Paul Bartholdi, Frazer Owen: The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. II. Io. In: The Astronomical Journal. Bd. 77, Ausg. 1, 1972, S. 60–65. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}.</ref><ref> William B. Hubbard, Thomas C. Van Flandern: The Occultation of Beta Scorpii by Jupiter and Io. III. Astrometry. In: The Astronomical Journal. Bd. 77, Ausg. 1, 1972, S. 65–75. {{#invoke:Vorlage:bibcode|f|errHide=1|errNS=0|errClasses=editoronly error|errCat=Wikipedia:Vorlagenfehler/Parameter:bibcode}}.</ref>

Von 1975 bis 1976 ereignete sich eine Serie von Bedeckungen durch den Mond, bei der Akrab insgesamt 19 Mal bedeckt wurde.<ref name="Van_Flandern_1975" />

Siehe auch

Liste der hellsten Sterne

Weblinks

Datenbanklinks zu SIMBAD:
http://stars.astro.illinois.edu/sow/graffias.html

Einzelnachweise