Stern
Alkione (η Tauri)
Links mittig in den Plejaden: Alkione
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Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Stier
Rektaszension 03h 47m 29,08s
Deklination +24° 06′ 18,5″
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 2,87 mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp ja 
B−V-Farbindex (−0.09) 
U−B-Farbindex (−0.34) 
R−I-Index (−0.04) 
Spektralklasse B5 IIIe
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (5.4 ± 1.2) km/s
Parallaxe (8.09 ± 0.42) mas
Entfernung (400 ± 20) Lj
(125) pc
Eigenbewegung 
Rek.-Anteil: (19.3 ± 0.4) mas/a
Dekl.-Anteil: (−43.7 ± 0.3) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse (6.0 ± 0.1) M☉
Radius (9.3 ± 0.7) R☉
Effektive Temperatur (12258) K
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnungη Tauri
Flamsteed-Bezeichnung25 Tauri
Bonner DurchmusterungBD +23° 541
Bright-Star-Katalog HR 1165
Henry-Draper-KatalogHD 23630
Hipparcos-KatalogHIP 17702
SAO-KatalogSAO 76199
Tycho-KatalogTYC 1800-2202-1
2MASS-Katalog2MASS J03472908+2406184
Weitere Bezeichnungen FK5 139

Alkione bzw. Alcyone (Eta Tauri, η Tauri) ist der hellste Stern des Sternhaufens der Plejaden. Seinen Namen bezieht er von der Plejade Alkione, die in der griechischen Mythologie durch Poseidon die Mutter der Aithusa war.

Alkione ist ein Be-Stern der Spektralklasse B5 und der Leuchtkraftklasse IIIe. Er scheint außerdem ein langsam pulsierender B-Stern zu sein. Die exakte Entfernung ist wie bei den meisten Sternen der Plejaden noch relativ unklar. Neuere Messungen der Gaia-Mission deuten bei hoher Fehlerrate (Gaia DR2, Fehlerrate hoch aufgrund der hohen Helligkeit) auf eine Entfernung von etwa 410 Lichtjahre, während die Daten der Hipparcos-Mission zunächst auf 370 LJ deuteten, später jedoch auf etwa 400 LJ nach oben korrigiert wurden.

Die IAU Working Group on Star Names (WGSN) hat am 30. Juni 2016 den Eigennamen Alcyone als standardisierten Eigennamen für diesen Stern festgelegt.

Commons: Alkione – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 eta Tau. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 27. Januar 2019.
  2. 1 2 Y. Touhami, D. R. Gies, G. H. Schaefer, H. A. McAlister, S. T. Ridgway, N. D. Richardson, R. Matson, E. D. Grundstrom, T. A. Ten Brummelaar, P. J. Goldfinger, L. Sturmann, J. Sturmann, N. H. Turner, C. Farrington: A CHARA Array Survey of Circumstellar Disks around Nearby Be-type Stars. In: The Astrophysical Journal. 768. Jahrgang, Nr. 2, 2013, S. 128, doi:10.1088/0004-637X/768/2/128, arxiv:1302.6135, bibcode:2013ApJ...768..128T.
  3. ↑ J. Zorec, Y. Frémat, L. Cidale: On the evolutionary status of Be stars. I. Field Be stars near the Sun. In: Astronomy and Astrophysics. 441. Jahrgang, 2005, S. 235, doi:10.1051/0004-6361:20053051, arxiv:astro-ph/0509119, bibcode:2005A&A...441..235Z.
  4. ↑ T. R. White, B. J. S. Pope, V. Antoci, P. I. Pápics, C. Aerts, D. R. Gies, K. Gordon, D. Huber, G. H. Schaefer, S. Aigrain, S. Albrecht, T. Barclay, G. Barentsen, P. G. Beck, T. R. Bedding, M. Fredslund Andersen, F. Grundahl, S. B. Howell, M. J. Ireland, S. J. Murphy, M. B. Nielsen, V. Silva Aguirre, P. G. Tuthill: Beyond the Kepler/K2 bright limit: Variability in the seven brightest members of the Pleiades. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 471. Jahrgang, Nr. 3, 2017, S. 2882–2901, doi:10.1093/mnras/stx1050, arxiv:1708.07462, bibcode:2017MNRAS.471.2882W.
  5. ↑ NSV 15775. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 21. Juli 2018.
  6. ↑ F. van Leeuwen: Validation of the new Hipparcos reduction. In: Astronomy and Astrophysics. 474. Jahrgang, Nr. 2, 2007, S. 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357, arxiv:0708.1752, bibcode:2007A&A...474..653V (aanda.org). Vizier catalog entry
  7. ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1, July 2016. (PDF) Abgerufen am 9. November 2016 (englisch, 184 KiB).
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