1. Alpheratz (α – Alpha Andromedae, 21 Andromedae, HD 358)
Alpheratz ist Doppelsternsystem in ca. 97 Lichtjahren Entfernung. Die beiden Sterne Alpha A und Alpha B stehen dabei so nahe bei einander, dass das Doppelsternsystem nur spektroskopisch auflösbar ist.
Dabei wird Alpha A von Alpha B an 96,7 Tagen umkreist. Wie weit die beiden Sterne genau voneinander entfernt sind, konnte bisher noch nicht geklärt werden. Die Werte liegen zwischen 0,03 AE und 0,82 AE. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,06 mag auf. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,7 mag. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen.
Die absolute Helligkeit von Alpheratz beträgt ca. - 0,19 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 mag. 32,6 Lichtjahre sind 10 Parsec, eine andere astronomische Entfernungseinheit.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,6 km/s auf uns zu.
Alpha A Andromedae ist ein blauer Unterriese der Spektralklasse BIV9pMnHg. Spektralklassen werden dazu verwendet um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Alpha A wird in der Spektralklasse B (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse B am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse B auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe B steht für weiß-blau leuchtende Sterne.
Sterne der Spektralklasse B wie Alpha A gelten als heiß und leuchtkräftig, da sie ihren Energievorrat wesentlich schneller fusionieren als unsere Sonne. Sie können zum Teil nur ein Alter von ca. 100 Mio. Jahre erreichen.
Die Zahl 9 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne.
Alpha A wird mit der Zahl 9 als ein kühler Stern der Spektralklasse B eingestuft.
Sterne der Spektralklasse B weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 9.900 bis 28.000 Kelvin auf. Bei Alpha A beträgt die Oberflächen-Temperatur ca. 13.000 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Alpha A strahlt mit der ca. 200-fachen Leuchtkraft der Sonne.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Alpha A wird in die Leuchtkraftklasse IV eingestuft und ist damit ein Unterriese.
Unterriesen sind Sterne die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
Dadurch dass der Wasserstoffanteil im Kern eines Hauptreihensterns immer geringer wird steigt die Kerntemperatur an. Damit leuchtet der Stern heller als während seiner Hauptreihenphase.
Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V (Zwergstern) und damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern in unserem Teil der Galaxis mit einem Alter von ca. 4,5 Mrd. Jahren und einer voraussichtlichen Lebensdauer von nochmals rund 8 Mrd. Jahren.
Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Stern, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt. Unsere Sonne befindet sich noch Mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen. Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen. Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Fusionen wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
Ab einer Masse des 1,4- bis 1,6-fachen unserer Sonne wird über den CNO-Zyklus der größte Teil der Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgen.
Bei den Sternen der Spektralklasse B erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Alpha A wird in der SIMBAD-Datenbank als ein sogenannter „Alpha2 Canum Venaticorum-Stern“ (α2 CVn Variable) oder „Ap-Stern“ eingestuft.
α2 CVn Variable sind chemisch andersartige Hauptreihensterne der Spektralklasse B8p bis A7p. Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien. Die Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise 0,01 bis 0,1 Größen in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Durch den Buchstabe „p“ wird Alpha A den CP-Sternen (Chemically Peculiar Stars, chemisch eigentümliche Sterne) zugeordnet.
CP-Sterne sind Hauptreihensterne, die eine ungewöhnliche Metallhäufigkeit zeigen.
In der Preston-Klassifizierung gibt es verschiedene Gruppen von CP-Sternen:
- AmFm-Sterne (CP1)
- ApBp-Sterne (CP2)
- HgMn-Sterne (CP3)
- He-schwache-Sterne (CP4) und
- He-reiche-Sterne, die keine Lambda Bootis Sterne sind.
In diesen Gruppen unterscheidet sich die Sterne durch ihre physikalischen Eigenschaften und den chemischen Häufigkeiten von verschiedenen Metallen.
Alpha Aa ist durch die Klassifizierung BIV9pMnHg ein CP-Stern der Unterklasse der sogenannten „HgMn-Sterne“.
Die HgMn-Sterne zeichnen sich dadurch aus, dass bei ihnen eine ungewöhnliche hohe Menge an schweren Elementen wie Quecksilber (Hg) und Mangan (Mn) gefunden wurde. Im Gegensatz zu den anderen CP-Sternen wurde bei den HgMn-Sternen noch kein oder nur ein sehr schwaches Magnetfeld gefunden.
HgMn-Sterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse A2 bis B5 und der Leuchtkraftklasse V bis IV. Ihre Temperaturen liegen in einem Bereich zwischen 10.000 und 16.000 Kelvin.
Die chemischen Besonderheiten der Atmosphäre der HgMn-Sterne stehen im Zusammenhang mit der Temperatur und der Gravitationskraft des Sterns.
Bei Temperaturen unter 10.000 Kelvin ist Mn schwer nachzuweisen. Bei Temperaturen über 16.000 Kelvin dagegen verlässt Mn den Stern über erhöhte Strahlung. Bei Temperaturen von mehr als 18.000 Kelvin verhindert der Sternenwind, dass sich Mn in den oberen Schichten eines Sterns halten kann.
HgMn-Sterne zeigen nur sehr geringfügige Pulsationen.
Nur wenn die Sterne ein schwaches Magnetfeld (das meistens nicht entdeckt wird) besitzen ist es möglich, dass die schweren Elemente als Flecken in erhöhter Konzentration auftreten können.
Bei Alpha A wurden erhöhte Quecksilberwerte (Hg) in der Nähe des Äquators und höhere Manganwerte (Mn) gefunden. Es wurden aber Helligkeitsveränderungen von weniger als 0,01 mag ermittelt.
Alpha A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 52 km/s und benötigt für eine Drehung ca. 2,38 Tage. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt ca. 25 Tage für eine Drehung.
Alpha A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,22 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -0,19 mag auf.
Alpha B Andromedae ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V. Als Hauptreihenstern ist er noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß-blau leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Die Kern-Wasserstofffusion erfolgt bei Sternen der Spektralklasse A ebenfalls zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Bei Alpha B beträgt die Oberflächen-Temperatur ca. 8.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 13-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 4,21 mag und seine absolute Helligkeit etwa 2,00 mag.
Alpha B besitzt die ca. 1,85-fache Masse und den ca. 1,65-fachen Radius unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 110 km/s, was für einen Stern seiner Spektralklasse normal ist.
In der Sichtlinie zu Alpheratz steht noch ein Stern der Spektralklasse G mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,8 mag. Er steht aber mit dem Doppelsternsystem Alpheratz nicht in Verbindung.
2. δ - Delta Andromedae (31 Andromedae, HD 3627)
Delta Andromedae ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 109 Lichtjahren Entfernung.
Delta A ist ebenfalls ein spektroskopisches Doppelsternsystem. In spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne Delta Aa und Delta Ab so nahe beieinander, dass es nicht möglich ist diese im Teleskop als zwei Sterne aufzulösen. Nur durch ihre Spektrallinien (unterschiedliche Wellenlängen des sichtbaren Lichts) können sie getrennt werden.
Die Umlaufbahn der Sterne Delta Aa und Ab folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,34. Dabei sind beiden Sterne zwischen ca. 9 und 28 AE von einander entfernt. Über die Dauer der Umlaufzeit ist nichts bekannt
Anhand der Zahlen der GAIA-Mission sind das Doppelsternsystem Delta A und der Stern Delta B rund 2 bis 3 Lichtjahre von einander entfernt.
In einer Entfernung von ca. 900 AE wird Delta A von Delta C umkreist. Delta C benötigt für einen Umlauf um Delta A ca. 20.000 Jahre.
In einer Sichtlinie steht noch ein weiterer Stern. Es wird aber davon ausgegangen, dass er mit keinem der Sternensysteme von Delta Andromedae in einem Zusammenhang steht.
Das Sternensystem Delta A kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,3 km/s auf uns zu.
Delta Aa ist ein orange-rot leuchtender Riesenstern, der in der SIMBAD-Datenbank in die Spektralklasse K3III-IIIbCN0.5 eingestuft wird. Er hat die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits abgeschlossen und befindet sich in der nächsten Fusionsstufe.
Am Ende der Wasserstoff-Fusion hatte Delta Aa im Kern eine so hohe Dichte, dass dieser entartete. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur im Kern hatte nun das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dieser Fusion-Vorgang findet bei Delta Aa zur Zeit statt.
Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet. Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Die Hülle des Sterns ist aber in der Lage den Ausbruch abzufangen. Es kommt zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Delta Aa besitzt die ca. 1,3-fache Masse und den ca. 13,6-fachen Radius unserer Sonne.
Delta Aa ist ein sogenannter „CN-Riesenstern“.
Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K. Sie weisen eine geringere Leuchtkraft auf als bei Riesensternen sonst üblich. Die CN-Sterne zeigen einen höheren Anteil an Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N) in ihrer Atmosphäre. Daher werden sie auch gerne als „Stickstoffsterne“ bezeichnet.
Die CN-Sterne sind eine Untergruppe der sogenannten „Super-Metal-Rich-Stars“ (SMR-Stars). Die SMR-Stars sind Riesensterne, in deren Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde, als in den Sternen der Hyaden, einem Offenen Sternhaufen im Sternbild Stier.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil der Metalle C und N, und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet. CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne der Hyaden gerne als leichte CN-Sterne bezeichnet werden, da sie nur einen CN-Gehalt enthalten, der um 50% höher ist als bei unserer Sonne (CN0.5).
Delta Aa ist ebenfalls ein leichter CN-Riesenstern.
Die Oberflächen-Temperatur von Delta Aa beträgt ca. 4.707 Kelvin und er strahlt aufgrund der größeren Oberfläche mit der ca. 68-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Delta Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 6,5 km/s.
Das Doppelsternsystem Delta Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,28 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,08 mag auf.
Über seinen engen Begleiter Delta Ab ist nicht viel bekannt. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 10,00 mag.
Um Delta A wurde 2003 eine Scheibe aus Staub und Material nachgewiesen, was für einen Stern seiner Spektralklasse eher ungewöhnlich ist.
Delta B Andromedae ist höchst wahrscheinlich ein Zwergstern der Spektralklasse K4. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.050 Kelvin und er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 12,44 mag auf.
Delta C ist ein roter Zwergstern der Spektralklasse M2V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 15,7 mag.
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Rund drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie strahlen aber mit so geringer Energie, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse wäre Delta C ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Es wird angenommen, das Delta B mehr als 60% der Sonnenmasse besitzt und daher (auch wegen der hohen Oberflächen-Temperatur) kein Roter Zwergstern ist.
Aufgrund der geringen Masse laufen die Fusions-Prozesse bei den Roten Zwergsternen wesentlich langsamer ab. Da die Fusion so langsam abläuft, haben selbst die ältesten Roten Zwerge die Hauptreihen-Phase noch nicht verlassen, auch wenn Sie so alt wie unser Universum wären (ca. 13,5 Mrd. Jahre).
3. Mirach (β – Beta Andromedae, 43 Andromedae, HD 6860)
Mirach ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse M0III in ca. 197 Lichtjahren Entfernung. Er wird als ein sogenannter „Semiregular Variable Star“ eingestuft.
Semiregular variable Stars sind Riesen oder Überriesen die regelmäßige verschiedene Helligkeitsveränderungen aufweisen, die wiederum von verschiedenen Unregelmäßigkeiten begleitet oder manchmal unterbrochen werden. Die Zeiträume können dabei im Bereich von 20 bis mehr als 2.000 Tagen liegen. Die Helligkeitsveränderungen können im Bereich von einigen Hundertstel bis mehrere Größenklassen liegen (üblicherweise 1-2 mag) und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein können.
Der Grund wird in der Pulsation der Sterne angenommen, wobei der Anlass der Pulsation der Riesensterne bisher noch nicht genügend erforscht ist.
Der Kappa-Mechanismus ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von pulsationsveränderlichen Sternen (Veränderliche Sterne) beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität (kappa) in der Sternenatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, die Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht (und der Stern sich dadurch zusammenzieht), wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht und nach außen drückt. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck und der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt. Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt:
Wegen der hohen Dichte im Sterninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben κ (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert. Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Mirach weist eine visuelle Helligkeit auf, die sich im Bereich von 2,01 zu 2,10 mag verändert und eine absolute Helligkeit von durchschnittlich ca. - 1,76 mag.
Bei den Semiregular Variable Stars wird Mirach der Unterklasse „SRb“ zugeordnet. SRb-Stars sind im Regelfall Sterne der Spektralklassen M, C und S mit schwer zu bestimmenden regelmäßigen Zeiträumen der Helligkeits-Veränderungen.
Bei einigen Sternen kann der jeweilige Höhepunkt der Helligkeitsveränderung nicht bestimmt werden. Andere SRb-Sterne zeigen ihre periodischen Veränderungen nur durch langsame unregelmäßige Schwankungen der Helligkeit. Nur wenige Sterne besitzen eine konstante Änderung ihrer Helligkeit.
Mirach ist wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff angelangt. In seinem Zentrum befindet sich dann ein entartet, verdichtet Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, das heißt die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt.
Der Kern ist dann von einer helium-brennenden Schale umgeben, der sich an die äußere wasserstoff-brennenden Schale anschließt.
Daran schließt sich dann eine sehr große Hülle mit Wasserstoff an. Diese Hülle wird vom Sterneninneren durch Konvektion (Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten) durchgemischt.
Mirach wird dadurch zu einem Stern, der im „Asymptotic Giant Branch“ liegt (AGB-Stern), ein Roter Riese.
Ein AGB-Stern ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD). Dort gibt es eine Region in der die Riesensterne vom Hauptstrahl, wie ein Ast (branch) bei einem Baum, abzweigen. Im HRD sind in diesem Ast die kühleren Riesensterne beheimatet. Nach der gängigen Theorie befinden sich alle Sterne, die eine Masse im Bereich von 0,6 bis 10 Sonnenmassen besitzen, einmal in ihrem Sternenleben im AGB-Zweig.
Mirach besitzt die ca. 3- bis 4– fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.842 Kelvin.
Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil aller bekannten Elemente entstehen. Diese Elemente werden im Rahmen der Konvektion an die Oberfläche des Sterns getragen.
Dort kühlt sich dann das Gas ab und aus den Elementen werden Moleküle. Dieses molekulare Gas kühlt sich dann weiter ab und wird dann zu kleinsten Staubteilchen. Diese nehmen das abgebende Licht des Sterns auf und werden dann durch den Sternenwind weggeblasen (Absorption des emittierenden Lichts des Sterns).
Durch die Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten nur eine sehr geringe Dichte. Damit sind die Gasschichten nur noch durch eine schwache Gravitation an den Stern gebunden. Durch Sternenwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Mirach besitzt den ca. 100-fachen Radius unserer Sonne, dass sind rund 0,5 AE. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der ca. 1.995-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 7,2 km/s. Ob Mirach sich auf uns zu oder weg bewegt, ist ebenfalls noch nicht geklärt.
Er wird in der SIMBAD-Datenbank als ein „High Proper Motion Star“ eingestuft. Diese Sterne zeigen im Vergleich zu anderen Sternen in ihrer unmittelbaren visuellen Nähe eine größere Bewegung am Nachthimmel. Der Stern mit der größten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern mit einer Bewegung von 10,4 Bogensekunden pro Jahr. Seine Geschwindigkeit wird auf etwa 140 km/s geschätzt.
Die Galaxie NGC 404 wird auch als „Mirachs Geist“ bezeichnet. Die Galaxie liegt so nahe an Mirach, dass sie in der Optik der Teleskope wie eine Reflexion oder ein Geisterbild aussieht.
4. τ - Tau Andromedae (53 Andromedae, HD 10205)
Tau Andromedae ist ein weiß-blau leuchtender Blauer Riese der Spektralklasse B5III in ca. 663 Lichtjahren Entfernung.
Die Blauen Riesensterne sind keine ehemaligen Zwergsterne, sondern werden in einer Gaswolke schon als Riesen geboren. Obwohl sie dabei schon die Größe von Roten Riesen erreichen können, stehen sie noch am Anfang ihres Sternenlebens. Aufgrund des hohen Drucks und der großen Masse dauert die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium nur einige zehn Millionen Jahre (unsere Sonne benötigt dafür mehr als 9,5 Mrd. Jahre).
Die blauen Riesen entstehen wie alle Sterne in den sogenannten Dunkelwolken. Dunkelwolken sind die kalten, dichten und dunklen interstellaren Gaswolken. Durch das staubige Material (eventuell auch gröbere Strukturen bis hin zu Kometen) wird das Licht der dahinter liegenden Sterne abgedunkelt.
Tau Andromedae steht wahrscheinlich am Anfang der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Aufgrund der Entfernung ist es schwer genauere Daten zu erhalten. Tau besitzt die ca. 4,5 bis 4,6-fache Masse und den ca. 6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 10.600 Kelvin und er strahlt mit der ca. 850-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Tau weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,94 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 1,64 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 80 km/s.
Tau Andromedae kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14 km/s auf uns zu.
In einem Abstand von mindestens 11.500 AE von Tau Andromedae befindet sich ein weiterer Stern mit einer visuellen Helligkeit von ca. 11,5 mag. Ob er mit Tau Andromedae ein Sternensystem bildet oder nur visuell in einer Sichtlinie steht ist bisher noch nicht abschließend geklärt.
5. Almach (γ - Gamma Andromedae, 57 Andromedae, HD 12533)
Almach ist ein Mehrfachsternensystem in ca. 260 Lichtjahren Entfernung.
Dabei wird Gamma A von dem Dreifach-Sternensystem Gamma BC mit einer Umlaufzeit von ca. 4.748 Jahren umrundet. Über die Entfernung von Gamma A zum Dreifach-Sternensystem Gamma BC ist nichts bekannt.
Gamma A ist wie Delta Andromedae ein spektroskopisches Doppelsternsystem. Wie weit die beiden Sterne von einander entfernt sind und die Dauer ihrer Umlaufzeit ist nicht bekannt.
Das Dreifachsternensystem Gamma BC besteht aus dem sehr engen Doppelsternsystem Gamma B und dem Stern Gamma C.
Im sehr engen Doppelsternsystem Gamma B umkreisen sich die beiden Sterne Ba und Bb alle 2,67 Tage. Die Entfernung der beiden Sterne zu einander wurde bisher noch nicht ermittelt.
Das Doppelsternsystem Gamma B und der Stern Gamma C haben eine Umlaufzeit von ca. 63,7 Jahren. Die Umlaufbahn ist nicht rund sondern bildet eine Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Dabei sind das Doppelsternsystem Gamma B und der Stern Gamma C zwischen 13 AE und 52 AE von einander entfernt.
Das Dreifachsternensystem weist eine absolute Helligkeit von ca. - 0,3 mag auf.
Das Vierfach-Sternensystem Alamak kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,7 km/s auf uns zu.
5.1 Gamma A Andromedae (HD 12533)
Gamma Aa ist eine Roter Riesenstern der Spektralklasse K2IIb und befindet sich am Ende der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Er ist wie Mirach ein Stern im „Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.
Gamma Aa besitzt den ca. 80-fachen Radius. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der ca. 2.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.500 Kelvin.
Gamma Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,6 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,9 mag auf.
Von Gamma Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
5.2 Gamma BC Andromedae (HD 12534)
Auch Gamma B ist ein sehr enges Doppelsternsystem. Dabei stehen die beiden Sterne Gamma Ba und Gamma Bb stehen so nahe beieinander, dass es über sie nur Vermutungen gibt
Die beiden Sterne Gamma Ba und Bb werden als Hauptreihensterne der Spektralklasse B9.5V klassifiziert. Die Oberflächentemperatur der beiden Sterne Gamma Ba und Bb wird auf etwa 12.500 Kelvin geschätzt. Das gesamte System weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,5 mag auf.
Gamma C ist ebenfalls ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A0V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 6,3 mag.
Die Masse des gesamten Sternensystems BC beträgt wahrscheinlich das 8,7-fache unserer Sonne. Wie sich die Sternenmasse auf die drei Sterne aufteilt ist nicht bekannt. Die visuelle Helligkeit beträgt ca. 4,84 mag.
In der Nähe des Mehrfachsternensystem steht noch Gamma D Andromedae mit einer visuellen Helligkeit von ca. 15 mag. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
6. ε – Epsilon Andromedae (30 Andromedae, HD 3546)
Epsilon Andromedae ist orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse G6IIIFe-3CH1 in ca. 167,3 Lichtjahren Entfernung.
Epsilon Andromedae hat die Fusion von Wasserstoff zu Helium schon vor einiger Zeit beendet und ist zur Zeit bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Er ist ein sogenannter „Red Clumb Star“.
Die Red Clump Stars (Roten Klumpensterne) haben ihren Namen durch die Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Sie sind dort eine Ansammlung von Roten Riesen mit einer Temperatur im Bereich von 5.000 Kelvin und einer Helligkeit im Bereich von 0,5 mag (etwas mehr oder weniger). Sie treten an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach treten sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Star sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Epsilon Andromedae besitzt etwa dieselbe Masse wie unsere Sonne und den ca. 9-fachen Radius.
Die Spektralklasse G6IIIFe-3CH1 zeigt einige Auffälligkeiten von Epsilon Andromedae an. In der Atmosphäre von Epsilon Andromedae wurde nur etwa ein Drittel des Eisengehalts unserer Sonne (Fe – 3, lesart: Fe minus 3) und ein erhöhter Cyanogen-Gehalt (CH1) gemessen.
Epsilon Andromedae strahlt mit der ca. 53,5-fache Helligkeit unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.977 Kelvin und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,7 km/s.
Epsilon Andromedae weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4.357 und eine absolute Helligkeit von ca. 0,84 mag auf.
Epsilon Andromedae ist wie Beta Andromedae ein sogenannter „High Proper Motion Star“. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 84 km/s auf uns zu.
Das besondere an Epsilon Andromedae ist seine Umlaufbahn um das Zentrum unserer Galaxis. Unsere Sonne hat eine runde Umlaufbahn in ca. 28.000 Lichtjahren Entfernung zum Zentrum unserer Galaxis. Die Umlaufbahn von Epsilon Andromedae ist eine Ellipse. Dabei ist Epsilon Andromedae zwischen 14.000 und 35.000 Lichtjahren vom galaktischen Zentrum entfernt.
In einer Umlaufbahn von Epsilon Andromedae wurde ein weiteres Objekt gefunden, „Epsilon b“. Bisher ist noch nicht klar ob es sich bei Epsilon b um einen Braunen Zwerg oder einen Planeten handelt.
7. ζ - Zeta Andromedae (34 Andromedae, HD 4502)
Zeta Andromedae ist wie Delta Andromedae ein visuell nicht auflösbares spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 189 Lichtjahren Entfernung.
Zeta A und Zeta B sind ca. 0,2 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 17,77 Tagen. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24,5 km/s auf uns zu.
Zeta Andromedae wird als „RS-Canum-Venaticorum-Variable“ (RS-CVn-Sterne) eingestuft.
RS-CVn-Sterne stellen eine bestimmte Klasse von Doppelsternsystemen dar. Die sehr engen Doppelsternsysteme bestehen aus einem massereicheren Riesen oder Unterriesen mit dem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern sein kann, mit einem Spektraltyp G bis M und kleiner.
Zeta A ist ein Riesenstern der Spektralklasse K1III und Zeta B vermutlich ein Zwergstern der Spektralklasse KV.
Die RS-CVn-Sterne zeigen neben einer Helligkeitsveränderung aufgrund einer Bedeckung des einen Stern durch den anderen (hier alle 17,77 Tage) noch weitere visuelle Helligkeitsveränderungen von bis zu 0,6 mag.
Diese Helligkeitsveränderung wird wahrscheinlich durch die Rotation von Sternflecken (Sonnenflecken) auf der Oberfläche der Sterne verursacht. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie durch die Beobachtungen von Flares (Strahlungsausbrüche und Sonneneruptionen).
Die Sternenflecken sind kühlere Bereiche auf dem Stern, die durch starke Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns entstehen. Dadurch wird die Konvektion (Austausch der einzelnen Schichten) vorübergehend gehemmt.
Bei Zeta A erscheinen die Sonnenflecken überall auf dem Stern, daher auch die Helligkeitsveränderungen.
Das Doppelstern-System Zeta Andromeda weist eine visuelle Helligkeit auf, die sich zwischen 3,92 und 4,14 mag innerhalb von 17,77 Tagen verändert, also im Rahmen der Umlaufzeit. Seine absolute Helligkeit beträgt im Durchschnitt ca. 0,14 mag.
Aufgrund der Sternenflecken wurden bei Zeta verschiedene Oberflächen-Temperaturen gemessen, die zwischen 3.540 und 4.550 Kelvin liegen.
Bei einer genaueren Untersuchung von Zeta A in den Jahren 2011 bis 2013 wurde am Nordpol von ein riesiger Sonnenflecken gefunden sowie einige weitere auf der restlichen Sternenoberfläche. Aufgrund der vergrösserter Oberfläche strahlt Zeta A mit der ca. 95-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Zeta A besitzt die ca. 2,6-fache Masse und den ca. 15,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Rotationsdauer entspricht der Helligkeitsveränderung von ca. 17,77 Tagen und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 41,4 km/s.
Zeta B umkreist Zeta A wahrscheinlich innerhalb der sogenannten „Roche-Grenze“ (benannt nach Edouard Roche).
Bis zur Roche-Grenze hat ein Stern, der einen anderen Stern umkreist, eine innere Stabilität, die den Stern zusammenhält. Je näher sich zwei Sterne an dieser Grenze aufhalten, umso größer ist ihre gegenseitige Beeinflussung. Das kann bis dazu führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Normalerweise werden Körper, die innerhalb der Roche-Grenze einen Stern umkreisen von diesem Stern zerrissen, da die Gravitationskraft des kleineren Sterns nicht groß genug ist, um diesen zusammenzuhalten.
Bei den RS-CVn-Sterne befindet sich der kleinere Stern im Regelfall am Rande oder knapp innerhalb der Roche-Grenze. Es wird aber angenommen, dass die inneren Kräfte des kleineren Sterns die Form des Körpers irgendwie stabil halten. Der Stern Zeta B wird dann durch die Eigengravitation zusammengehalten.
Zeta B hat vermutlich ca. 75% der Masse unserer Sonne. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
8. η - Eta Andromedae (38 Andromedae, HD 5516)
Eta Andromedae ist wie Delta Andromedae ein visuell nicht auflösbares spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 238 Lichtjahren Entfernung.
Eta A und Eta B weisen eine Umlaufdauer von ca. 115,7 Tagen auf und sind dabei weniger als eine AE von einander entfernt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,4 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,16 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,3 km/s auf uns zu.
Eta A und Eta B werden in die Spektralklassen G8III-V eingestuft.
Es wird bisher angenommen, dass Eta A sich in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff befindet. Bei Eta B wird vermutet, dass er sich noch in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet.
Aufgrund der weiten Entfernung und der Nähe der beiden Sterne zu einander sind die weiteren Werte mit großen Unsicherheiten behaftet.
Die Oberflächen-Temperatur von Eta A beträgt ca. 4.900 Kelvin und er strahlt mit der ca. 65-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt die ca. 2,6-fache Masse und den ca. 12-fachen Radius unserer Sonne. Seine absolute Helligkeit liegt bei ca. 0,52 mag.
Eta B zeigt ebenfalls eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.900 Kelvin an. Er hat die ca. 39-fache Leuchtkraft und die ca. 2,34-fache Masse unserer Sonne. Seine absolute Helligkeit beträgt ca. 1,07 mag.
9. π - pi – Andromedae (29 Andromedae, HD 3369)
Pi Andromedae ist eventuell ein Mehrfachsternensystem in ca. 550 Lichtjahren Entfernung.
Nach dem WDS-Katalog besteht Pi A Andromedae aus drei Sternen. Pi Aa und Ab sind ein nur spektroskopisch auflösbares Doppelsternsystem.
Die beiden Sterne umkreisen sich mit einer Umlaufzeit von 143,53 Tagen. Die Umlaufbahn folgt dabei nicht einem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,56. Die beiden Sterne sind dabei zwischen 0,6 und 2,1 AE von einander entfernt.
Das Doppelsternsystem Pi Aa/b wird in einer Entfernung von ca. 40 AE mit einer Umlaufzeit von 80 Jahren von Pi Ac umrundet.
Bei Pi B und Pi C Andromedae ist noch nicht geklärt, ob sie auch physikalisch in einem Zusammenhang mit dem Doppelsternsystem Pi A Andromedae stehen.
In einer Entfernung von ca. 7.200 AE befindet sich das Doppelsternsystem Pi B Andromeda. Es benötigt mindestens 175.000 Lichtjahre um Pi A zu umrunden.
Pi C Andromeda ist ca. 11.000 AE von Pi A entfernt. Wenn er zum Sternensystem Pi Andromeda gehören sollte, umkreist er Pi A mit einer Umlaufzeit von mehr als 350.000 Jahren.
Das Sternensystem Pi Andromedae entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,7 km/s.
Es wird angenommen, dass das Doppelsternsystem Pi Andromedae Aa und Ab wahrscheinlich aus zwei Sternen der Spektralklasse B besteht. Beide Sterne befinden sich wahrscheinlich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Aufgrund der Entfernung und der Nähe der beiden Sterne Pi Aa und Pi Ab gibt es für die beiden Stern nur geschätzte Angaben anhand von Hochrechnungen. Die Masse der beiden Sterne wird auf ca. 4,7 bis 5,8 berechnet. Ihre Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 15.000 Kelvin. Das Doppelsternsystem hat die ca. 1.136-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Es weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,36 mag und eine absolute Helligkeit von – 1,97 mag auf.
Pi Aa und Ab haben jeweils eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 30 km/s und eine Rotationsdauer von ca. 8 Tagen.
Das Alter von Pi Aa und Ab wird auf etwa ca. 85 Mio. Jahren geschätzt
Es wird bisher angenommen, dass der Stern Pi Ac ein Zwergstern der Spektralklasse K mit einer visuellen Helligkeit von ca. 13,10 mag ist.
Pi B wird als ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A5V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 7,08 mag eingestuft.
Pi C weist eine visuelle Helligkeit von ca. 13,01 mag auf. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
10. θ - Theta Andromedae (24 Andromedae, HD 1280)
Theta Andromedae ist eventuell ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 309 Lichtjahren Entfernung.
Theta A und Theta B sind ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Dabei sind Theta A und Theta B rund eine Astronomische Einheit von einander entfernt. Die Umlaufzeit der beiden Sterne beträgt ca. 1.030 Tage.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,61 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,27 mag auf.
In mindestens 9,5 AE befindet sich noch ein Begleiter. Ober er mit dem Doppelsternsystem in einer Verbindung steht ist noch nicht geklärt. Er hätte dann eine Umlaufdauer von ca. 40.000 Jahren um das Doppelsternsystem Theta AB.
Das Sternensystem Theta entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 0,9 km/s von uns.
Theta A ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A2V. Er ist noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Theta A besitzt ca. den 3,18-fachen Radius, die ca. 2,5-fache Masse und die ca. 113-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.960 Kelvin. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 102 km/s.
Auch Theta B ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse A2V. Es wird vermutet, dass er Theta A ähnlich sein könnte.
11. λ - Lambda Andromedae (16 Andromedae, HD 222107)
Lambda Andromedae ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 78,8 Lichtjahren Entfernung.
Lamda Andromedae wird wie Zeta Andromeda als ein „RS-Canum-Venaticorum-Variable“ (RS-CVn-Sterne) eingestuft.
Im Doppelsternsystem Lambda Andromedae wird Lambda A von Lambda B mit einer Umlaufzeit von 20,5212 Tagen umrundet. Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,8 km/s von uns.
Das Doppelsternsystem zeigt wie die meisten RS-CVn-Sterne neben der Helligkeitsveränderung aufgrund einer Bedeckung des einen Sterns durch den anderen (hier alle 20,5212 Tage) noch weitere visuelle Helligkeitsveränderung von bis zu 0,6 mag.
Auch bei Lambda A Andromedae wurde eine erhöhte Rotationsgeschwindigkeit und eine höhere magnetische Aktivität beobachtet. Dadurch erreicht seine äußere Korona Temperaturen von bis zu 40 Mio. Kelvin. Die Korona ist die leuchtende Atmosphäre um den Stern. Die Temperatur der Korona unserer Sonne beträgt bis zu ca. 2 Mio. Kelvin.
Die Rotationsgeschwindigkeit im RS-CVns-Sternensystem wird durch die Folgen einer gebundenen Rotation (wie Erde und Mond) im Doppelsternsystem bestimmt.
Es wird angenommen, dass das Magnetfeld bei den RS-Canum-Venaticorum-Sternen, wie bei unserer Sonne, in der sogenannten „Tachocline-Region“ entsteht.
Die Tachocline-Region ist der Übergangsbereich zwischen zwei Zonen eines Sterns, bei denen sich die Rotation der Zonen voneinander unterscheidet. Bei unserer Sonne beträgt die Rotationsgeschwindigkeit im Sonneninneren weniger als 27 Tage, in den äußeren Bereichen am Äquator 25,4 Tage und an den Polen 36 Tagen.
Lambda A dreht sich mit einer durchschnittliche Rotationsgeschwindigkeit von ca. 73 km/s und einer Rotationsdauer von ca. 54 Tagen. Unsere Sonne hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und eine durchschnittliche Rotationsdauer von ca. 25 Tagen.
Wegen der Koppelung der Rotationsperiode mit der Bahnumlaufdauer bei den RS-CVn-Sternen, übersteigt ihre Magnetfeldstärke die der Sonne um Größenordnungen. Die Anzeichen für die magnetischen Aktivitäten sind aber dieselben.
Neben der hohen Temperatur der Korona und der sehr hohen Röntgenstrahlung wurden auch auf Lambda A Andromedae riesige Sternenflecken entdeckt.
Durch die Pulsation weist das Sternensystem Lambda eine visuelle Helligkeit auf, die zwischen 3,65 und 4,05 mag liegt.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Lambda A Andromedae beträgt ca. 1,91 mag.
Lambda A selbst ist ein Riesenstern der Spektralklasse G8III-IV. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Lambda A besitzt den ca. 7-fachen Radius und in etwa dieselbe Masse wie unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Lambda A beträgt ca. 4.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 23,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Lambda B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 13,4 auf. Aufgrund der Nähe zu dem Riesenstern Lambda A ist über Lambda B nicht mehr bekannt.
Visuell in einer Nähe zu dem Doppelsternsystem stehen noch die Sterne Lambda C im einer visuellen Helligkeit von ca. 11,34 mag und Lambda D mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12,75 mag.
12. ο - Omicron Andromedae (1 Andromedae, HD 217675 und HD 217676
Omicron Andromedae ist ein Vierfach-Sternensystem in ca. 692 Lichtjahren Entfernung. Es besteht aus zwei visuell nicht auflösbaren Doppelsternsystemen.
Die beiden Doppelsternsysteme Omicron A und Omicron B sind ca. 68,4 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 159,7 Jahren.
Das Doppelsternsystem Omicron A besteht aus den Sternen Aa und Ab. Diese sind ca. 8,5 AE von einander entfernt mit einer Umlaufdauer von ca. 8,3 Jahren.
Das sehr enge Doppelsternsystem Omicron B wurde erst 1989 entdeckt. Dabei sind die beiden Sterne 0,16 bis 0,211 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 33,01 Tagen.
Das Sternensystem Omicron weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,55 bis 3,78 mag und eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. – 2,6 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14,0 km/s auf uns zu.
Die Helligkeitsveränderungen des Sternensystems werden Omicron Aa zugeschrieben. Er wird als variabler Stern des „Gamma-Cassiopeia-Typs“ eingeordnet.
Diese Sterne sind benannt nach dem Prototyp Gamma Cassiopeiae. Dabei handelt sich um eine Unterklasse der sogenannten „Eruptiver Veränderlicher“. Bei eruptiven veränderlichen Sternen ändert sich die Helligkeit nicht in einer bestimmten Periode sondern unvermittelt (abrupt).
Die Gamma-Cass-Sterne sind wiederum eine Untergruppe der „Be“-Sterne.
Be-Star sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse B in deren Spektrum Emissionen (e) der sogenannten „Balmer-Emissionslinien“ gemessen wurde. Die Balmer-Emissionslinien sind eine bestimmte Folge von Spektrallinien des Wasserstoffs (H) im sichtbaren elektromagnetischen Spektrum. Die Emissionslinie mit der größten Wellenlänge wird als Hα (H Alpha) bezeichnet. Hβ, Hγ und Hδ sind dann jeweils mit einer kleineren Wellenlänge sichtbar.
Die Emissionslinien zeigen an, daß die Be-Sterne von einer Scheibe oder Hülle aus Staub und Material umgeben sind. Das Material stammt vom Stern selbst, dass dieser durch seine schnelle Rotation an die Umgebung abgibt.
Omicron Aa dreht sich mit der sehr hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 240 km/s. Er benötigt für eine Umdrehung weniger als 2 Tage.
Aufgrund der hohen Drehgeschwindigkeit sehen die Sterne eher wie ein Ei aus mit einem abgeplatteten Pol. Um den Äquator hat Omicron Aa die dann typische Scheibe aus Gas und Staub gebildet, in der Wasserstoff-Emissionslinien nachgewiesen wurden.
Aufgrund der Scheibe um seinen Äquator wird Omicron Aa verschiedentlich auch den „Shell-Stars“ zugeordnet. Diese Sterne haben einen Ring oder Hülle aus Staub und Material, der sie umgibt. Dies ist u. a. auch einer der Gründe, warum sich bei Gamma-Cassiopeiae-Sternen die Helligkeit so unvermittelt verändert.
Ein erhöhter Materiefluss aus der Akkretionscheibe auf den Stern kann diesen Ring zu einem stärkeren Aufleuchten bringen.
Die Helligkeitsveränderungen bei den eruptiv Veränderlichen können verschiedene Gründen haben.
Die Gamma-Cas-Sterne sind sehr schnell rotierende Riesensterne. Sie zeigen dabei einen Materialabfluss durch Eruptionen, vergleichbar einem Vulkanausbruch bei uns auf der Erde. Dieses Material bildet um den Stern einen zirkumstellaren Ring aus Gas und Materie in Äquatornähe.
Gleichzeitig wird aus dem Ring wieder Material auf den Stern zurückgeführt. Es findet also eine Absorption und Reemission von ausgestoßener Materie statt, was es schwierig macht die einzelnen Wellenlängen des Sterns zu bestimmen.
Omicron Aa ist ein Unterriese der Spektralklasse B6IV. Omicron Aa steht wahrscheinlich am Anfang der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Er besitzt die ca. 3,6-fache Masse und den ca. 6,6-fachen Radius unserer Sonne.
Als Stern der Spektralklasse B ist Omicron Aa wesentlich heißer als unsere Sonne, da er seinen Wasserstoff wesentlich schneller fusioniert. Seine durchschnittliche Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 13.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1.380-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Omicron Ab ist vermutlich ebenfalls ein Stern der Spektralklasse B. Er besitzt wahrscheinlich ebenfalls die ca. 3,6-fache Masse
Omicron Ba ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 170-fache Leuchtkraft.
Omicron Ba besitzt die ca. 2,9-fache Masse und den ca. 1,3-fachen Radius unserer Sonne.
Über den Begleiter Omicron Bb ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
13. μ – Mu Andromedae (37 Andromedae, HD 5448)
Mu A ist ein Doppelsternsystem in ca. 130 Lichtjahren Entfernung.
Mu Aa und Ab weisen eine Umlaufzeit von ca. 550,5 Tagen auf. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern eine Ellipse mit einer Exzentrizität von ca. 0,84. Wie weit die beiden Sterne von einander entfernt sind ist bisher nicht bekannt.
Mu Aa ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A5V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Mu Aa Andromedae besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 2,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.960 Kelvin und er strahlt mit der ca. 21-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Mu Aa Andromedae dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 75 km/s und benötigt für eine Umdrehung etwas weniger als 2 Tage.
Über Mu Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem Mu A Andromedae weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,87 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,86 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,6 km/s. Mu A Andromedae ist wie Epsilon Andromedae ein High Proper Motion Star.
In der Nähe von Mu A Andromedae befinden sich noch 3 weitere Sterne. Es wird jedoch davon ausgegangen, dass diese Sterne nur in einer Sichtlinie mit Mu Andromedae stehen.
Mu B zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 12,9 mag. Mu C und D haben eine visuelle Helligkeit von ca. 11,4 mag und 9,8 mag.
14. ν – Nu Andromedae (35 Andromedae, HD 4727)
Nu Andromedae ist ein spektroskopisches und visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem, das laut den Daten des GAIA-Satelliten in ca. 471 Lichtjahren Entfernung liegt.
Die beiden Sterne Nu A und Nu B sind nur ca. 20 Sonnenradien von einander entfernt mit einer Umlaufdauer von etwa 4,228 Tagen.
Das Doppelsternsystem Nu Andromedae weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,52 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,85 mag. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23,9 km/s auf uns zu
Nu A ist ein weiß leuchtender Stern der Spektralklasse A2V. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.870 Kelvin und er strahlt mit der ca. 660-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Nu A besitzt die ca. 5,9-fache Masse und den ca. 3,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit wird auf ca. 80 km/s
Wenn Nu A im Rahmen der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen zu einem Riesenstern anwächst, ist davon auszugehen, dass es in einer fernen Zukunft zu einem Massentransfer von Nu A zu Nu B kommt.
Nu B ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F8V und noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar. Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Während bei den Sterne der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umwandeln wird, erfolgt dies bei den Sternen der Spektralklassen Klassen F und G (unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V) im Rahmen der vier Schritte durch die sogenannte „Proton-Proton-Reaktion“.
Nu B besitzt die ca. die 1,3-fache Masse und den ca. 1,64-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.150 Kelvin und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 11 km/s. Sein Alter wird auf etwa 3 Mrd. Jahre geschätzt.
Ganz in der Nähe des Sternensystems Nu Andromedae ist in westlicher Richtung die Andromeda-Galaxie zu sehen. Diese ist ca. 2,5 Mio. Lichtjahre von uns entfernt.
15. φ - Phi Andromedae (42 Andromedae, HD 6811)
Phi Andromedae ist ein Doppelsternsystem in ca. 717 Lichtjahren Entfernung. Aufgrund der weiten Entfernung gibt es wenige Daten über das Doppelsternsystem.
Phi A und Phi B besitzen keine runde sondern eine elliptische Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,385. Dabei sind die beiden Sterne zwischen ca. 80 und 140 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 554 Jahren.
Das Doppelsternsystem Phi Andromedae weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,25 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,41 mag auf. Es kommt mit der geringen Radialgeschwindigkeit von ca. 2,2 km/s auf uns zu.
Phi A ist wahrscheinlich ein weiß-blau leuchtender Blauer Hauptreihenstern der Spektralklasse B7Ve. Verschiedentlich wird Phi A auch als Unterriese der Spektralklasse B6IV eingestuft. Bei Phi A wird angenommen, dass er am Ende der Kern-Wasserstofffusion zu Helium steht.
Die Oberflächen-Temperatur von Phi A beträgt ca. 13.940 Kelvin und er strahlt mit der ca. 882-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,59 mag.
Der Buchstabe „e“ bedeutet, dass bei Phi A wie bei Omicron Andromedae Emissionslinien gefunden wurden, die auf eine ausgedehnte Hülle um den Stern herum deuten.
Normalerweise haben Sterne der Spektralklasse B eine Rotationsgeschwindigkeit von weit mehr ca. 100 km/s. Bei Phi A wurde eine Rotationsgeschwindigkeit von nur ca. 75 km/s gemessen. Daher wird angenommen, dass wir von uns aus auf den Pol des Sterns schauen.
Phi A besitzt die ca. 5,5-fache Masse und den ca. 7,6-fachen Radius unserer Sonne.
Phi B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B9V, der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet. Er besitzt die ca. 3,7-fache Masse und den ca. 5,1-fachen Radius unserer Sonne.
Da die Sterne sehr nahe bei einander stehen wurde die Oberflächen-Temperatur von Phi B auf etwa 10.000 Kelvin geschätzt. Er strahlt mit der ca. 350-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Phi B zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 5,61 mag.
16. Nembus (51 Andromeda, HD 9927)
Nembus wurde in früheren Jahren einige Zeit dem Sternbild Perseus zugerechnet und darum auch Upsilon Persei genannt. Der Astronom Flamsteed sorgte dann wieder für die Richtigstellung.
Nembus ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K3IIICN0.5 in ca. 169,45 Lichtjahren Entfernung. Er ist wie Delta Andromedae ein sogenannter „CN-Riesenstern“ und befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Nembus besitzt die ca. 1,75-fache Masse und den ca. 21,2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.415 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 154-fachen Leuchtkraft unserer Sonne
Nembus weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,57 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,04 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 5,9 km/s und benötigt für einen Umlauf ca. 190 Tage.
Nembus kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,3 km/s von uns.
