DQ Herculis

Stern
DQ Herculis
Falschfarbenbild der expandieren Gasscheibe um DQ Herculis[1]
DQ Herculis
{{{Kartentext}}}
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Herkules
Rektaszension 18h 07m 30,251s [2]
Deklination +45° 51′ 32,565″ [2]
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten {{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 14,44 (1,3 bis 18,08) mag[2][3]
Helligkeit (U-Band) {{{magU}}} mag
Helligkeit (B-Band) {{{magB}}} mag
Helligkeit (V-Band) {{{magV}}} mag
Helligkeit (R-Band) {{{magR}}} mag
Helligkeit (I-Band) {{{magI}}} mag
Helligkeit (J-Band) 13,60 ± 0,03 mag[2]
Helligkeit (H-Band) {{{magH}}} mag
Helligkeit (K-Band)  mag
G-Band-Magnitude 15,23 ± 0,06 mag[2]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp NB / DQ + EA[3]
B−V-Farbindex 0,16[2]
U−B-Farbindex
R−I-Index
Spektralklasse WD + M3 Ve[3]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit  km/s
Parallaxe 2,00 ± 0,02 mas[2]
Entfernung 1630 ± 20 Lj
500 pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis  mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung[2]
Rek.-Anteil: −0,95 ± 0,05 mas/a
Dekl.-Anteil: 12,42 ± 0,04 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 0,6 / 0,4 M☉[4]
Radius  R☉
Leuchtkraft

 L☉

Effektive Temperatur  K
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer
Alter  a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
2MASS-Katalog2MASS J18073024+4551325[1]
Weitere Bezeichnungen DQ Herculis, Nova Herculis 1934
Anmerkung
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DQ Herculis (auch Nova Herculis 1934) ist ein Doppelsternsystem bestehend aus einem Roten und einem Weißen Zwerg im Sternbild Herkules mit einer Entfernung von etwa 1600 Lichtjahren. Er bildet den Prototyp der sogenannten DQ-Herculis-Sterne, welche zu den Kataklysmischen Veränderlichen gehören. Das gesamte System hat etwa eine ähnliche Masse wie die Sonne, wobei der größere Teil von etwa 0,6 Sonnenmassen auf den Weißen Zwerg fällt und der kleinere von knapp 0,4 Sonnenmassen auf den Roten Zwerg.[4]

Geschichte

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DQ Herculis wurde als langsame Nova im Dezember 1934 entdeckt und erreichte eine Maximalhelligkeit von 1,5 mag. Der Novaüberrest ist ein heller Kataklysmischer Veränderlicher (CV) mit einem freirotierenden, magnetischen Weißen Zwerg. Der Weiße Zwerg in DQ Herculis rotiert mit einer Periode von 142 Sekunden[5] und zählt damit zu den am schnellsten rotierenden Weißen Zwergen überhaupt. Aufgrund der hohen Inklination von fast 90°, kommt es im Laufe eines Bahnumlaufs von 4,65 Stunden[5] zur Bedeckung des Weißen Zwergs und der Akkretionsscheibe durch den Begleitstern.

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Commons: DQ Herculis – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

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  1. ↑ E. Santamaria, M.A. Guerrero, G. Ramos-Larios, J.A. Toala, L. Sabin, G. Rubio, J.A. Quino-Mendoza: Angular Expansion of Nova Shells. In: The Astrophysical Journal. Band 892, Nr. 1, März 2020, doi:10.3847/1538-4357/ab76c5, arxiv:2002.06749 (Online).
  2. ↑ a b c d e f g DQ Her. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 8. Januar 2022.
  3. ↑ a b c DQ Her. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 8. Januar 2022.
  4. ↑ a b Horne, K. , Welsh, W., Wade, R.: On the mass of nova DQ Hercules (1934). In: Astrophysical Journal. Band 410, Nr. 1, Juni 1993, S. 357–364, bibcode:1993ApJ...410..357H (englisch).
  5. ↑ a b Zhang E., Robinson E.L., Stiening R.F., Horne K.: The 71 Second Oscillation in the Light Curve of the Old Nova DQ Herculis. In: The Astrophysical Journal. Band 454, 1995, S. 447, doi:10.1086/176496, bibcode:1995ApJ...454..447Z.