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2026-03-15T09:27:15Z

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{{Infobox Stern
| Name = HD 128311
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| Bildtext =
| Sternbild = Boo
| Rek = 14/36/00.561
| Dek = +/09/44/47.45
| Size = 1
| Caption = HD 128311
| Objekt = HD 128311
| Visuell = 7,446
| Gr = 7.446
| Planeten = 2
| Spektralklasse = K3V C
| U-B-Index = 0,791
| B-V-Index = 0,995
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| Absolut-vis = +6,39
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| Parallaxe = (61,21 ± 0,074)
| LJ = (53,26 ± 0,064)
| PC = (16,34 ± 0,0197)
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| Masse = 0,84
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| Metallizität = 0,08
| Temperatur = 4965
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| Alter = 0,7 – 12,7×109
| GJ = 3860
| HD = 128311
| HIP = 71395
| SAO = 120554
| TYC = 910-165-1
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| RekDekRef = <ref name="Simbad">{{Internetquelle |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=HD%20128311 |titel=HD 128311 |werk=[[SIMBAD]] |hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |abruf=2019-07-09 |sprache=en}}</ref>
| VisRef = <ref name="Simbad" />
| SpekRef = <ref name="Gray et al. 2003">{{cite journal |author=R. O. Gray et al. 2003 AJ 126 2048 |title=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I. |journal=The Astronomical Journal, Volume 126, Number 4 |doi=10.1086/378365 |date=2003-07-11 |language=en}}</ref>
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| RadiusRef = <ref name="Valenti et al. 2005">{{cite journal |author=Jeff A. Valenti and Debra A. Fischer 2005 ApJS 159 141 |title=Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 159, Number 1 |doi=10.1086/430500 |date=2005-03-21 |language=en}}</ref>
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| AlterRef = <ref name="Vogt, Steven S. et al." />
| Anmerkung = <references group="Anm">
*<ref name="ber">Aus Scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.</ref>
</references>
}}

'''HD 128311''' ist ein [[BY-Draconis-Stern]] mit der [[Spektralklasse]] K3 V, einem geschätzten Alter von 0,7 bis 12,7 × 109 Jahren<ref name="Valenti et al. 2005" /> und einer Entfernung von 16,34 [[Parsec|pc]] von der Erde. Er hat eine Masse von 0,84 [[Sonnenmasse|M⊙]].<ref name="McArthur et al. 2014">{{cite journal |author=Barbara. E. McArthur et al. 2014 ApJ 795 41 |title=Astrometry, radial velocity, and photometry: The HD 128311 System remixed with data from HST, HET, and APT |journal=The Astrophysical Journal, Volume 795, Issue 1, article id. 41, 28 pp.(2014). |doi=10.1088/0004-637X/795/1/41 |date=2014-10-10 |language=en}}</ref> Es handelt sich wahrscheinlich um ein Mitglied der Bewegungsgruppe Ursa Major.<ref name="Maldonado et al. 2010">{{cite journal |author=J. Maldonado et al. 2010 |title=A spectroscopy study of nearby late-type stars, possible members of stellar kinematic groups |journal=Astronomy and Astrophysics, Volume 521, id.A12, 40 pp. |doi=10.1051/0004-6361/201014948 |date=2014-10-14 |language=en}}</ref> Bewegungsgruppen sind die Bindeglieder zwischen Sternen in offenen Clustern und Assoziationen einerseits und Feldsternen andererseits.

Im Jahr 2003 wurde ein erster Planet [[HD 128311 b]] des Systems, mit einer Umlaufdauer von 422 Tagen mit hochpräzisen Radialgeschwindigkeitsmessungen entdeckt.<ref name="Butler et al. 2003">{{cite journal |author=Butler, R. Paul et al. |title=Seven New Keck Planets Orbiting G and K Dwarfs |journal=The Astrophysical Journal, Volume 582, Issue 1, S. 455–466. |bibcode=2003ApJ...582..455B |doi=10.1086/344570 |date=2003-01 |language=en}}</ref> 2005 wurde ein zweiter Planet [[HD 128311 c]] mit einer Umlaufdauer von 928 Tagen entdeckt.<ref name="Vogt et al. 2005">{{cite journal |author=Steven S. Vogt et al. 2005 ApJ 632 638 |title=Five New Multicomponent Planetary Systems |journal=The Astrophysical Journal, Volume 632, Number 1 |doi=10.1086/432901 |date=2005-06-22 |language=en}}</ref>

Die Entdeckung von kaltem Staub um HD 128311 zeigt, dass es höchstwahrscheinlich immer noch Kollisionen in diesem System gibt, die auf die Wechselwirkung großer [[Planetesimal]]e, kleiner unentdeckter Planeten oder auf Wechselwirkungen der bekannten Planeten zurückzuführen sind.<ref name="McArthur et al. 2014" />

HD 128311 ist eines der wenigen Systeme, von denen bekannt ist, dass sie Planeten und [[Trümmerscheibe]]n enthalten, wodurch seine Untersuchung weiter an Bedeutung zunimmt, was die Bildung und Entwicklung extrasolarer Planetensysteme anbelangt. Wie [[Epsilon Eridani|ε Eridani]] und [[HD 69830]] verfügt auch HD 128311 über einen ausgedehnten Trümmergürtel mit einem Radius von mehr als 5,1 [[Astronomische Einheit|AU]] (> 763 Mio. km).<ref name="Trilling et al. 2008">{{cite journal |author=D. E. Trilling et al. 2008 ApJ 674 1086 |title=Debris Disks around Sun-like Stars |journal=The Astrophysical Journal, Volume 674, Number 2 |doi=10.1086/525514 |date=2007-10-27 |language=en}}</ref>

In den kombinierten Radialgeschwindigkeitsdaten wurde ein weiteres Signal mit einer Periode von PRV = 11,2210 ± 0,0008 Tagen und einer Exzentrizität von 0,204 ± 0,030 gefunden, was auf einen weiteren Planeten (HD 128311 d) mit einer Massenuntergrenze von MUG ∼ 0,136 ± 0,007 [[Jupitermasse|MJUP]] hinweisen könnte. Durch eine Bisektoranalyse konnte ein Ursprung des Signals durch Sternaktivität ausgeschlossen werden.<ref name="McArthur et al. 2014" />

== Weblinks ==
* [https://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-out.add=.&-source=I/239/hip_main&HIP=71395 Der Stern bei Hipparcos (ESA 1997)]
* [http://exoplanet.eu/star.php?st=HD+128311 Der Stern bei exoplanet.eu (englisch)]

== Einzelnachweise ==
<references />

HD 128311 - Versionsgeschichte

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