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2026-01-22T21:40:47Z

Masse der Sterne: Linkfix, replaced: Gaia (Raumsonde) → Gaia (Weltraumteleskop) mit AWB

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{{Infobox Stern
| Name = Almaaz (ε Aurigae)
| DS = 1
| Bild =
| Bildtext =
| KarteDir = or
| KarteX = 1800
| KarteY = 800
| Kartendaten =
| Kartentext =
| Sternbild = Aur
| Rek = 05/01/58.134
| Dek = +/43/49/23.91
| Size = 1
| Caption = Almaaz (Epsilon Aurigae)
| Objekt = Epsilon Aurigae
| Visuell = 3,03 (2,92 bis 3,83)
| Gr = 3.03
| Spektralklasse = F0 Ia
| U-B-Index = +0,33
| B-V-Index = +0,54
| R-I-Index = +0,45
| Absolut-vis = −5,95
| Variabel = [[Algolstern|EA]] / GS
| Parallaxe = (0,9879 ± 0,1792)
| LJ = (3300 ± 730)
| PC = (1010 ± 225)
| V-Radial = (−10,4 ± 0,4)
| V-RA = (+0,883 ± 0,206)
| V-DE = (−3,065 ± 0,183)
| Masse =
| Radius =
| Leuchtkraft =
| Metallizität =
| Temperatur = 7800
| Rotation =
| Alter =
| Bayer = ε Aurigae
| Flamsteed = 7 Aurigae
| BD = +43° 1166
| HD = 31964
| HIP = 23416
| HR = 1605
| SAO = 39955
| TYC = 2907-1275-1
| 2MASS = J05015812+4349241
| Weitere = Almaaz, [[FK5]] 183, ADS 3605

| RekDekRef = <ref name="Simbad">{{Internetquelle |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=eps+aur&submit=SIMBAD+search |titel=eps Aur |werk=[[SIMBAD]] |hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |abruf=2020-06-13}}</ref>
| VisRef = <ref name="hip1">[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/239/hip_main&HIP=23416 Hipparcos-Katalog (ESA 1997)]</ref><ref name="VSX_Entry">{{Internetquelle |url=https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=4299 |titel=eps Aur |werk=VSX |hrsg=[[AAVSO]] |abruf=2020-06-13}}</ref>
| SpekRef = <ref name="hip1" />
| UBRef = <ref name="hr">[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=V/50/catalog&HR=1605 Bright Star Catalogue]</ref>
| BVRef = <ref name ="hr" />
| RIRef = <ref name ="hr" />
| AbsRef = <ref group="Anm" name="ber" /><ref group="Anm" name="grob" />
| VariabelRef = <ref name="VSX_Entry" />
| ParallaxeRef = <ref name=Gaia-DR3>[https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ67ba49653b84c3&-out.add=.&-source=I/355/gaiadr3&-c=075.49223197538%20%2b43.82329668837,eq=ICRS,rs=2&-out.orig=o Gaia data release 3] ([[Gaia DR3]]) für Almaaz, Juni 2022.</ref>
| LJPCRef = <ref name=Gaia-DR3/><ref group="Anm" name="grob" />
| VradRef = <ref name="Pulkovo">[http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=III/252/table8&HIP=23416 Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars]</ref>
| VRef = <ref name=Gaia-DR3/>
| MasseRef =
| RadiusRef =
| LkRef =
| TempRef = <ref name="Kaler">{{Internetquelle |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/almaaz.html |titel=Almaaz |hrsg=Jim Kaler |abruf=2020-06-13}}</ref>
| MetallRef =
| RotRef =
| AlterRef =
| Anmerkung = <references group="Anm">
*<ref name="ber">Aus Scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.</ref>
<ref name="grob">Nur grobe Werte</ref>
</references>
}}
'''Almaaz''' (aus {{arS|الماعز|d=al-māʿiz|b=Ziege(nbock)}}; auch '''Al Anz''' oder '''Haldus''') ist der Name des Sterns '''ε Aurigae''' (Epsilon Aurigae) im [[Sternbild]] [[Fuhrmann (Sternbild)|Fuhrmann]].

== Übersicht ==
Almaaz ist ein [[bedeckungsveränderlicher Stern]] vom Typ [[Algolstern|Algol]] in etwa 3300 [[Lichtjahr]]en Entfernung. ε Aurigae weist mit rund 27 Jahren (9892 Tage)<ref name="VSX_Entry" /> eine für Bedeckungsveränderliche Sterne sehr große Periode auf. Lange Zeit war Almaaz der Bedeckungsveränderliche mit der längsten Periode, allerdings übertrifft ihn TYC-2505-672-1.<ref>[https://aasnova.org/2016/05/02/record-breaking-eclipsing-binary/ Record-Breaking Eclipsing Binary], auf aasnova.org</ref> Eine Besonderheit des [[Überriese]]n der [[Spektralklasse]] F0 sind die Art und Dauer der Bedeckung, die auf einen sehr großen Begleiter schließen lassen.

== Erforschung des Systems ==
Die erste Bedeckung von Almaaz wurde bereits im Jahre 1821 vom deutschen Amateurastronomen [[Johann Heinrich Fritsch|J. H. Fritsch]] beobachtet, womit dieser Stern zu den ersten bedeckungsveränderlichen Sternen gehört, die entdeckt wurden.<ref name="AAVSO">{{Internetquelle |url=https://www.aavso.org/epsilon-aurigae |titel=Epsilon Aurigae |hrsg=[[AAVSO]] |sprache=EN |abruf=2020-06-13}}</ref> Die Periodizität der Lichtkurve wurde allerdings erst [[1903]] von [[Hans Ludendorff]] nachgewiesen und untersucht. Die Bedeckungsphase dauert insgesamt recht genau zwei Jahre, das Minimum zwischen dem so genannten zweiten und dritten Kontakt dauert etwa 330 Tage. Die letzte Bedeckung begann 2009 und dauerte bis 2011 an.

[[Datei:Epsilon Aurigae eclipse light curve.png|mini|links|[[Lichtkurve]] von Almaaz während der letzten Bedeckung in den Jahren 2009–2011 ([[AAVSO]])]]
Über die Natur der sekundären Komponente war lange wenig bekannt da man sie nicht beobachten konnte. Sie war lediglich die Erklärung für die periodische Verdunkelung der Hauptkomponente. Man vermutete allerdings, dass es sich um ein Doppelsternsystem in einer Dunkelwolke handelt. Durch direkte Beobachtung des Verlaufs der Bedeckung 2009 konnte nachgewiesen werden, dass eine dunkle Staubscheibe, die einen kleinen, nicht sichtbaren Stern umgibt, vor Epsilon Aurigae vorüberzieht. Dies gelang mit Hilfe des Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), einem [[Interferometer]], welches das Licht von vier einzelnen Teleskopen des [[CHARA-Array]]s der [[Georgia State University]] kombiniert.<ref>{{Internetquelle | url=https://www.wissenschaft.de/astronomie-physik/raetsel-um-sternfinsternis-gelueftet/|titel=Rätsel um Sternfinsternis gelüftet | datum=2010-04-08 | abruf=2020-06-13}}</ref><ref name="kloppenborg2010">{{Cite journal | author=Brian Kloppenborg et al. | title=Infrared images of the transiting disk in the ε Aurigae system | language=en | journal=[[Nature]] | volume=464 | issue= | pages=870–872 | date=2010 | doi=10.1038/nature08968 | bibcode= | arxiv=}}</ref>

=== Masse der Sterne ===
Frühere Studien gingen von einer sehr massereichen Hauptkomponenten mit 15 [[Sonnenmasse|M☉]] oder mehr aus, spätere Studien schlugen als Alternative ein Modell mit deutlich masseärmeren Komponenten vor.<ref name="chadima2011">{{Cite journal|arxiv=1105.0107|author=P. Chadima et al.|title=Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse|language=en|journal=[[Astronomy & Astrophysics]]|issue=530|pages=A146|date=2011|doi=10.1051/0004-6361/201116739|bibcode = 2011A&A...530A.146C |url=https://osf.io/dkraf/download}}</ref> Dank Beobachtung mit dem [[Astrometriesatellit]]en [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia]] lässt sich die Entfernung des Systems deutlich enger eingrenzen als zuvor. Basierend auf der nun favorisierten Entfernung von etwa 1300 Lichtjahren, scheint das masseärmere Modell bevorzugt zu sein. Demnach hat die Hauptkomponente eine Masse von lediglich 2,2 M☉, während die dunklere Sekundärkomponente 5,9 M☉ hätte und damit massereicher wäre.<ref name="Space2018">{{Internetquelle |url=https://www.space.com/40911-strange-eclipsing-star-200-year-mystery.html |titel=Solving the 200-Year-Old Mystery of a Strange Eclipsing Star |hrsg=Space.com |sprache=EN |datum=2018-06-18| abruf=2020-06-13}}</ref> Es sind jedoch wohl weitere Messungen nötig, bis das System vollständig verstanden ist.

== Weblinks ==
* {{Astronomy Picture of the Day|de|100108|Das Geheimnis des verblassenden Sterns}}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Bedeckungsveränderlicher Stern]]

Almaaz - Versionsgeschichte

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