Quelltext der Seite BPS CS22892-052

{| border="1" cellspacing="0" cellpadding="2" align="right"
! bgcolor="#FFC0C0" colspan="2" align="center" | BPS CS22892-0052
| colspan="2" align="center" | <!-- [[Bild:Abel_Lage.jpg|center|Lage des Mondkraters Abel]] -->
|-
| '''Sternbild'''
| [[Wassermann (Sternbild)|AQUARIUS]]
|-
! bgcolor="#FFC0C0" colspan="2" align="center" | Koordinaten (Äquinoktium 2000)
|-
| '''Rektaszension'''
| 22h 17m 01,5s
|-
| '''Deklination'''
| –16° 39' 26"
|-
| '''Scheinbare Helligkeit (V)'''
| 13,2
|-
| '''Abstand'''
| ca. 4,7 kpc
|-
| '''Andere Bezeichnungen'''
| &nbsp;
|}

'''BPS CS22892–052''' (Snedens Stern) ist ein alter [[Population II|Population-II]]-[[Stern]] im [[Halo (Astronomie)|Halo]] der [[Milchstraße]]. Er gehört zur seltenen Klasse der ultra-metall-armen Sterne ([[Metallizität]] [Fe/H]=–3.1), und darin wiederum zur seltenen Unterklasse mit einer Überhäufigkeit von [[r-Prozess]]-Elementen.

Er wurde von [[Tim C. Beers]] und Mitarbeitern mit dem Curtis [[Schmidt-Teleskop]] am [[Cerro Tololo Inter-American Observatory]] in [[Chile]] entdeckt. Detaillierte hochauflösende [[Astrospektroskopie|spektroskopische Untersuchungen]] seit etwa 1995 (mit [[Chris Sneden]] von der [[University of Texas]] in [[Austin (Texas)|Austin]] als der führende Beobachter) gestatteten die Bestimmung der Häufigkeiten von 53 Elementen in diesem Stern (lediglich auf der Sonne konnten mehr gemessen werden).

Alle [[Elementhäufigkeit|Häufigkeiten für Elemente]] schwerer als [[Barium]] (Z=56) zeigen das Muster der vom [[r-Prozess]] gebildeten Elemente im Sonnensystem. Durch Vergleich der im Stern beobachteten Häufigkeiten eines stabilen Elementes wie [[Europium]] (Z=63) und eines radioaktiven wie [[Thorium]] (Z=90) mit berechneten Häufigkeiten dieser Elemente in einer Typ II [[Supernova]]-Explosion (wie sie von den Gruppen von [[Karl-Ludwig Kratz]] in Mainz und [[Friedrich-Karl Thielemann]] in Basel durchgeführt wurden) ergibt sich ein Alter von etwa 13 Milliarden Jahre für diesen Stern, der also nur wenig später als der [[Urknall]] entstand. Entsprechende Alter wurden für andere ultra-metall-arme Sterne wie [[BPS CS31082-001|CS31082-001]] oder [[BD +17° 3248]] ermittelt.

== Literatur ==
* BEERS T.C., PRESTON G.W., SHECTMAN S.A., ''A search for stars of very low metal abundance. I.'', Astron. J., 90, 2089-2102 (1985)
* BEERS T.C., PRESTON G.W., SHECTMAN S.A., ''A search for stars of very low metal abundance. II.'', Astron. J., 103, 1987-2034 (1992)
* Kratz, Karl-Ludwig; Bitouzet, Jean-Philippe; Thielemann, Friedrich-Karl; Moeller, Peter; Pfeiffer, Bernd, ''Isotopic r-process abundances and nuclear structure far from stability - Implications for the r-process mechanism'', [[Astrophysical Journal]], vol. 403, no. 1, p. 216-238 (1993)
* Sneden, Christopher; McWilliam, Andrew; Preston, George W.; Cowan, John J.; Burris, Debra L.; Armosky, Bradley J., ''The Ultra--Metal-poor, Neutron-Capture--rich Giant Star CS 22892-052'', Astrophysical Journal v.467, p.819 (1996)
* Cowan, John J.; Pfeiffer, B.; Kratz, K.-L.; Thielemann, F.-K.; Sneden, Christopher; Burles, Scott; Tytler, David; Beers, Timothy C., ''R-Process Abundances and Chronometers in Metal-poor Stars'' The Astrophysical Journal, Volume 521, Issue 1, pp. 194-205 (1999)

== Weblinks ==
* [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-id.pl?protocol=html&Ident=bps+cs22892-0052 SIMBAD-Entry] ([[SIMBAD]])
* {{Webarchiv | url=http://dkcmzc.chemie.uni-mainz.de/~pfeiffer/ages.html | wayback=20120415084228 | text=R-Process Cosmo-Chronometers}}

{{SORTIERUNG:Bps CS22892-052}}
[[Kategorie:Individueller Stern fünfter Größe und dunkler]]
[[Kategorie:Wassermann (Sternbild)]]