Der AB-Doradus-Bewegungshaufen enthält etwa dreißig junge Sterne, die Ähnlichkeiten in Bezug auf ihr geschätztes Alter von 50 bis 119 Millionen Jahren, ihrer Metallizität, sowie ihrer gemeinsamen Eigenbewegung aufweisen. Der Bewegungssternhaufen ist etwa 20 Parsec von unserem Sonnensystem entfernt und damit der uns nächste Bewegungshaufen. Mit neun Sternen im Umkreis von zehn Parsec, also etwas mehr als 30 Lichtjahren, bildet AB Doradus die Kernregion des Bewegungshaufens. Seine kleineren Komponenten sind größtenteils späte K-Sterne. Viele von ihnen könnten sich noch weiter aufheizen oder sind noch von Staub umgeben. Um den etwas älteren, acht Lichtjahre entfernten Nachbarn von AB Doradus, HD 40307, wurden bereits sechs Exoplaneten nachgewiesen. Das System ist jedoch nicht Teil der Bewegungsgruppe.

Aufgrund seines niedrigen Alters und seiner geringen Entfernung eignet sich der AB-Doradus-Bewegungshaufen neben den Regionen um TW Hydrae und β Pictoris ideal für die Suche nach extrasolaren Planeten sowie für die Erforschung der Bildung von Planetensystemen und ihrer Entwicklung um junge Sterne. Mit den neuesten Techniken dürfte es möglich sein, eventuelle Komponenten sogar bildhaft festzuhalten.

Einzelnachweise

  1. ↑ V. G. Ortega, E. Jilinski, R. de la Reza, B. Bazzanella: On the common origin of the AB Doradus moving group and the Pleiades cluster. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 377. Jahrgang, Nr. 1, 2007, S. 441–445, doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11614.x (ingentaconnect.com).
  2. ↑ Ben Zuckerman, Inseok Song, M. S. Bessell: The AB Doradus Moving Group. In: The Astrophysical Journal. 613. Jahrgang, Nr. 1, 2005, S. L65–L68, doi:10.1086/425036.
  3. ↑ Drei Super-Erden um HD 40307 – Artikel bei astronews.com, vom 16. Juni 2008
  4. ↑ Planet HD 40307 g Astronomen bestaunen Super-Erde. Spiegel Online, 8. November 2012, abgerufen am 8. November 2012.
  5. ↑ F. Hormuth, W. Brandner, S. Hippler; M. Janson, T. Henning: Direct imaging of the young spectroscopic binary HD 160934. In: Astronomy and astrophysics. 463. Jahrgang, Nr. 2, 2007, S. 707–711, doi:10.1051/0004-6361:20066765, arxiv:astro-ph/0612158.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.