Beta² Capricorni (β² Cap) ist die schwächere Komponente B des visuellen Doppelsterns Beta Capricorni im Sternbild Steinbock. Er hat eine scheinbare Helligkeit von 6,1 mag und seine Entfernung beträgt ca. 330 Lichtjahre.

Der Stern bewegt sich für Beobachter auf der Erde mit einer Eigenbewegung von etwa 44 Millibogensekunden/Jahr über den Himmel. Bei seiner Entfernung entspricht dies einer Geschwindigkeit von etwa 21 km/s, während er sich zusätzlich mit etwa 18 km/s auf uns zu bewegt. Im Raum bewegt sich der Stern demnach mit einer Geschwindigkeit von etwa 28 km/s relativ zu unserer Sonne.

Beta² Capricorni ist ein spektroskopischer Doppelstern. Der Hauptstern Ba ist ein weißer Riesenstern mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,2 mag und etwas über doppelter Masse der Sonne, der von einem etwa 16-mal schwächeren weißen Stern Bb mit 9,2 mag und etwas über einfacher Sonnenmasse in etwa 400 Jahren umkreist wird.

Beta² wird zusammen mit dem Stern Beta¹ Capricorni auch mit dem Eigennamen „Dabih“ (von arabisch سعد الذابح, DMG saʿd aḏ-ḏābiḥ ‚Glück(sstern) des Schlachtenden‘) bezeichnet. Zur Unterscheidung von diesem wird er auch „Dabih Minor“ genannt. Nach dem „IAU Catalog of Star Names“ der Working Group on Star Names (WGSN) der IAU zur Standardisierung von Sternnamen wurde der Name in der Form „Dabih“ 2016 nur noch dem helleren Beta¹ Capricorni zugewiesen.

Wissenschaftliche Untersuchung

Der Hauptstern von Beta² Capricorni ist ein pekuliärer Stern, der aufgrund des Auftretens bestimmter Spektrallinien in seinem Spektrum zu den Quecksilber-Mangan-Sternen gezählt wird. Diese blauweißen Sterne mit einer Spektralklasse eines „späten B“ zeichnen sich durch außergewöhnlich geringe Werte der projizierten äquatorialen Rotationsgeschwindigkeit v·sin(i) aus, für Beta² Capricorni wurde hier ein geringer Wert von nur etwa 1,2 km/s gefunden.

Das Licht des Sterns wurde spektroskopisch im ultravioletten Bereich und im sichtbaren Bereich auf die Häufigkeit verschiedener Elemente hin untersucht. Dabei wurde im Vergleich zur Sonne ein deutlich verringertes Vorkommen von He, C, O, Mg, Al und Sc festgestellt, während die Häufigkeit der Elemente Ga, Sr, Y, Pr, Nd, Ho, Tm, Pt, Au beim mehrere hundert- bis mehrere tausendfachen deren Häufigkeit auf der Sonne liegt, bei Hg liegt die relative Häufigkeit sogar beim mehrere zehntausend-fachen derjenigen auf der Sonne und die absolute Häufigkeit bei etwa 1 ppm derjenigen des Wasserstoffs. Darüber hinaus wurde eine Oberflächentemperatur des Sterns von etwa 10.650 K abgeleitet.

Eine weitere Untersuchung bestätigte im Wesentlichen die vorigen Ergebnisse, und zeigte darüber hinaus noch eine geringe Häufigkeit auch für N, sowie eine deutlich erhöhte relative Häufigkeit für Ce, Sm, Yb und Tl im Vergleich zur Sonne. Auch Bi kommt in einer relativen Häufigkeit auf Beta² Capricorni vor, die 5 Größenordnungen über der auf der Sonne liegt.

Einzelnachweise

1. 1 2 3 4 5 VizieR: Gaia EDR3 (Gaia Collaboration, 2020).
2. 1 2 A. Tokovinin: The Updated Multiple Star Catalog. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Bd. 235, Nr. 1, 2018, S. 1–11, doi:10.3847/1538-4365/aaa1a5 (PDF; 815 kB). VizieR: Updated Multiple Star Catalog (MSC): Sept 2021 (Tokovinin, 2018).
3. 1 2 3 VizieR: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)
4. ↑ VizieR: Michigan Catalogue of HD stars, Vol. 4 (Houk+, 1988).
5. ↑ N. V. Kharchenko, R.-D. Scholz, A. E. Piskunov, S. Röser, E. Schilbach: Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations. In: Astronomische Nachrichten. Bd. 328, Nr. 9, 2007, S. 889–896, doi:10.1002/asna.200710776 (https://onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1002/asna.200710776 PDF; 1,83 MB). VizieR: Mean Radial Velocities of open clusters (Kharchenko+, 2007).
6. ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 2. IAU Division C Education, Outreach and Heritage, 2016 (PDF; 158 KB).
7. ↑ O. Kochukhov, V. Makaganiuk, N. Piskunov, S. V. Jeffers, C. M. Johns-Krull, C. U. Keller, M. Rodenhuis, F. Snik, H. C. Stempels, J. A. Valenti: Are there tangled magnetic fields on HgMn stars? In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 554, A61, 2013, S. 1–12, doi:10.1051/0004-6361/201321467 (PDF; 1,01 MB).
8. ↑ K. C. Smith, M. M. Dworetsky: Elemental abundances in normal late-B and HgMn stars from co-added IUE spectra. I. Iron-peak elements. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 274, 1993, S. 335–355, bibcode:1993A&A...274..335S (PDF; 485 kB).
9. ↑ S. J. Adelmann: Elemental abundance analyses with DAO Spectrograms – XII. The mercury-manganese stars HR 4072A and 7775 and the metallic-lined star HR 4072B. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bd. 266, Nr. 1, 1994, S. 97–113, doi:10.1093/mnras/266.1.97 (PDF; 415 kB).
10. ↑ G. M. Wahlgren, L. Dolk, G. Kalus, S. Johansson, U. Litzén, D. S. Leckrone: An optical region elemental abundance analysis of the HgMn type star HR 7775. In: The Astrophysical Journal. Bd. 539, Nr. 2, 2000, S. 908–927, doi:10.1086/309239 (PDF; 236 kB).
11. ↑ G. M. Wahlgren, T. Brage, J. C. Brandt, J. Fleming, S. Johansson, D. S. Leckrone, C. R. Proffitt, J. Reader, C. J. Sansonetti: The Bismuth Abundance in the HgMn Stars χ Lupi and HR 7775 and Improved Atomic Data for Selected Transitions of Bi I, Bi II, and Bi III. In: The Astrophysical Journal. Bd. 551, Nr. 1, 2001, S. 520–535, doi:10.1086/320063 (PDF; 227 kB).