1. Alkes (α – Alpha Crateris, 7 Crateris, HD 95272)
Alkes ist ein Stern der Spektralklasse K0IIIb in einer Entfernung von 160,1 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von +/- 1,34 Lichtjahren.
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.
Alkes wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse K (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse K am Ende ihrer Entwicklung stehen.
Sterne der Spektralklasse K stehen für die orange-rote leuchtenden Sterne in einem Temperaturbereich von 3.500 bis 4.900 Kelvin. Aufgrund der nicht sehr hohen Temperaturen können Hauptreihensterne der Spektralklasse K mehr als 50 Mrd. Jahre alt werden.
Die Oberflächen-Temperatur von Alkes beträgt ca. 4.735 Kelvin.
Bei den kleinen Sternen der Spektralklasse K, mit ca. 50 bis 80 % der Masse unserer Sonne, wird vermutet, dass sie eventuell eine für Planeten lebensfreundlich Umgebung bieten könnten.
Allerdings sind sie aufgrund ihres geringen Energieverbrauchs und der damit verbundenen geringen Leuchtkraft auch am Teleskop nur sehr schwer zu beobachten. Im Regelfall sind die für uns sichtbaren Sterne der Spektralklasse K Riesensterne. Sie sind für uns nur aufgrund der stark vergrößerten Oberfläche von meist weit mehr als 10 Sonnenradien zu sehen.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die wärmsten Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse.
Alkes wird mit den Zahl 0 als ein warmer Stern der kühlen Spektralklasse K eingestuft.
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.
Alkes wird als ein Riesenstern der Leuchtkraftklasse III eingestuft.
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 der Sonne 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.
Alkes ist wahrscheinlich schon sehr viel weiter in der Entwicklung als unsere Sonne.
Während seiner Hauptreihen-Phase verringerten sich aufgrund der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium die Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig erhöhte sich die Atommasse von 0,5 auf 1,33 pro atomare Einheit.
Damit Alkes sein Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht erhalten konnte, kam es zu einer Verdichtung der Masse. Dadurch gewann die Gravitation gegenüber dem Gasdruck die Oberhand.
Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtete sich der Kern noch mehr und es kam zu einem Temperaturanstieg.
Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzten in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns ebenfalls die Fusionen ein. Auch hier wurde aus dem Wasserstoff Helium.
Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wird die Hülle des Sterns weiter nach außen getrieben und der Radius des Sterns wächst an.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch Alkes immer mehr und schneller verwandelt. Durch die geringer werdenden Teilchen nahm die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zu.
Die Zentraldichte war schließlich so hoch, dass der Kern zu einem Weißen Zwergs entartet (nur der Kern). 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 hat dann das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt.
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 wiederum temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Alkes besitzt die ca. 1,8-fache Masse und den ca. 11,18-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der rund 56,6-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Hülle von Alkes 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.
Alkes ist ein sogenannter „Red Clump 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 rund 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 sind die Red Clump Stars in Kugelsternhaufen mittleren Alters vertreten.
Die Red Clump Stars sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Die Riesensterne der Spektralklasse K sind dadurch gekennzeichnet, dass sie starke Metalllinien zeigen.
Die Spektren der Spektralklasse K zeichnen sich durch zahlreiche Absorptionslinien aus. Diese stammen meist von elementaren Metallen wie Kalzium (Ca I), Natrium (Na I) und Eisen (Fe I).
Die Wasserstofflinien der Balmerserie verlieren weiter an Stärke, sind daher nicht mehr gut erkennbar. Bei Sternen der Spektralklasse K ist im Regelfall die Wasserstoff-Fusion beendet. Auch die Metalllinien verlieren bei zunehmend sinkender Temperaturen zu Gunsten von Molekülbanden der Moleküle CH, CN und Titanoxid (TiO) an Stärke.
Alkes weist eine visuelle durchschnittliche Helligkeit von 3,777938 mag auf, die vom Satelliten GAIA gemessen wurde.
Für den Astrometrie-Satelliten GAIA ist es schwierig Sterne mit einer größeren Helligkeit als 3 mag zu vermessen. Daher wurde die überwiegende Mehrheit der Sterne mit einer visuellen Helligkeit zwischen 10 und 15,5 mag im G-Band gemessen. GAIA benutzt dabei eine eigene Definition der “G-Band-Magnitude“.
Die G-Band-Magnitude ist eine scheinbare Helligkeit von Himmelsobjekten wie sie von der Raumsonde Gaia gemessen wird.
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. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Alkes beträgt ca. 0,323 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 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Laut der SIMBAD-Datenbank wird Alkes 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.
Alkes entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von 101,76 km/s.
2. β – Beta Crateris (11 Crateris, HD 97277)
Beta Crateris ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 316,5 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 3,58 Lichtjahren.
In einem spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne 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.
Beta A und Beta B sind ca. 8,3 AE von einander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von rund 6 Jahren. 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, die im G-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, von 4,433578 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,50 mag auf.
Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,6 km/s.
Beta A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A1V und befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die rund 3-fache Masse und den ca. 3,8-fachen Radius unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Bei diesen Sternen erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Die Oberflächen-Temperatur von Beta A beträgt etwa 8.645 Kelvin und besitzt die ca. 147-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 49 km/s.
Beta B ist ein Weißer Zwerg der Spektralklasse DA1.4
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, bei dem keine Kernfusion mehr stattfindet. Er ist das Endstadium eines Sterns, der eine zu geringe Masse besaß um nach einem Supernova-Ausbruch als Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch zu enden.
Weiße Zwerge befanden sich am Ende ihres Sternenlebens unterhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (benannt nach dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar) mit einer Restmasse von weniger als 1,44 Sonnenmassen.
Im Regelfall bestehen Weiße Zwerge aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte. Diese wird von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre umhüllt.
Ein Weißer Zwerg, der die Masse unserer Sonne besitzt, weist nur die Größe des ein bis zweifachen unserer Erde auf. Sie können eine Oberflächen-Temperatur von mehr als 50.000 Kelvin besitzen. Aufgrund ihrer geringen Größe sind sie jedoch sehr leuchtschwach.
Die Oberflächen-Temperatur von Beta B beträgt ca. 36.750 Kelvin
Die Weißen Zwerge sind in der Klasse D (für Degeneriert ) verortet, da in ihnen keine Kernfusionen mehr stattfinden und sie langsam abkühlen.
Die Klasse D wird weiter in den Spektraltypen DA, DB, DC, DO, DQ, DX und DZ unterteilt.
Als Stern der Spektralklasse DA zeigt Beta B starke Wasserstoff-Spektrallinien, was auf eine wasserstoffreiche Atmosphäre oder eine äußere Schicht von Wasserstoff hindeutet.
Beta A besitzt die ca. 0,43-fache Masse und 2,7% des Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 36.885 Kelvin.
Beta B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 13,4 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 8,19 mag auf.
3. γ – Gamma Crateris (15 Crateris, HD 99211)
Gamma Crateris ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 85,63 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,8 Lichtjahren.
Gamma A und B sind dabei etwa 125 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von rund 1.150 Jahren.
Gamma A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A9V der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet. Er besitzt die ca. 1,81-fache Masse und den rund 2,27-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.304 Kelvin und er strahlt mit einer Leuchtkraft, die etwa 13,2 mal so groß ist wie bei unserer Sonne ist.
Gamma A wird als ein sogenannter „Delta-Scuti-Star“ eingestuft.
Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist. Sie besitzen zwischen ca. 1,5 bis 2,5 Sonnenmassen, die rund 10- bis 50–fache Leuchtkraft der Sonne und werden den Spektralklassen A2 bis F8 zugeordnet.
Delta-Scuti-Sterne zeigen ihre Veränderungen in Perioden innerhalb von 0,3 Tagen mit einer Helligkeitsveränderung von max. 0,8 mag, wobei die meisten Sterne nur eine Variabilität von 0,02 mag erreichen. Sie werden in die Leuchtkraftklassen III bis V eingeordnet.
Gamma A zeigt eine Helligkeitsveränderung von 0,001 mag mit einer Hauptperiode von 52,52 min.
Gamma A weist eine visuelle Helligkeit von 3,9622 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,87 mag auf.
Bei Delta-Scuti-Sternen werden als Grund der Helligkeitsveränderungen die Pulsationskräfte des Sternes angenommen. Die Kraftquelle der Pulsationen ist zum größten Teil der sogenannte Kappa-Mechanismus.
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 κ (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 Sterneninneren 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 Sterneninneren 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 Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Gamma A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 144 km/s. Sein Alter wird auf rund 760 Mio. Jahre geschätzt.
Aufgrund der erhöhten Infrarotstrahlung wird angenommen, dass sich Gamma A in einer sogenannte „Debris Disk“ befindet.
Die debris disks (Trümmerscheiben) bestehen im Regelfall aus Staub und kleinerem Material und umkreisen einen Stern wie die Ringe um den Planeten Jupiter. Aus diesen Scheiben kommt zusätzliche Infrarotstrahlung. Sie ist das Ergebnis von thermischer Strahlung, die von den Staubteilchen abgeben wird.
Die Staubteilchen wiederum werden von der elektromagnetischen Strahlung des Sterns erwärmt.
Die Trümmerscheiben besitzen eine Dicke von weniger als 0,1 AE. Sie können jedoch einen Durchmesser von bis 120 AE erreichen.
Die gefundenen Mineralien der Trümmerscheiben entsprechen den Kometen unseres äußeren Sonnensystems.
Die „warmen“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von einigen AE zum umkreisenden Stern. Ihre Temperatur liegt zwischen 100 bis 150 Kelvin.
Die „kalten“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von etwa 30 bis 120 AE. Sie zeigen zum Teil eine Temperatur im Bereich von 20 Kelvin. Das ist der Temperaturbereich des Staubs im Kuipergürtel.
Bei Gamma A wurden Trümmer- und Staubteilchen in einer Entfernung von 0,12 AE gemessen.
Gamma B ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse K0.
Er besitzt etwa 75% der Masse und ca. 68% des Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.863 Kelvin und er strahlt mit rund 23,5% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Gamma B weist eine visuelle Helligkeit von 8,547481 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,45 mag auf.
Die beiden Sterne im Doppelsternsystem werden als High Proper Motion Stars eingestuft und kommen mit einer Radialgeschwindigkeit von rund 1 km/s auf uns zu.
Das Doppelsternsystem Gamma Crateris wird als ein eventuelles Mitglied des Bewegungshaufens „Castor-Moving-Group“ (CMG) angesehen. Die Sterne, die der CMG zugerechnet werden, haben dieselbe Bewegungsrichtung. Es wird daher angenommen, dass Sie in früheren Jahren einen Sternhaufen gebildet haben, in dem sie geboren wurden.
Der Castor Moving Group werden zwischenzeitlich rund 70 Kandidaten zugeordnet.
4. Labrum (δ – Delta Crateris, 12 Crateris, HD 98430)
Labrum ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III in einer Entfernung von 162,67 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,31 Lichtjahren.
Labrum wird wie Alkes als ein Red Clump Star eingestuft. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Labrum weist rund 33% der Metalle unserer Sonne auf.
Er besitzt die rund 1,56-fache Masse und den ca. 17,45-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.637 Kelvin und er strahlt mit der rund 127-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Wahrscheinlich sehen wir auf einen Pol von Labrum, denn er dreht sich mit keiner messbaren Rotationsgeschwindigkeit.
Labrum weist eine visuelle Helligkeit von 3,1267 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,36 mag auf.
Labrum ist ein sogenannter High Proper Motion Star und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,94 km/s auf uns zu.
5. ε – Epsilon (14 Crateris, HD 99167)
Epsilon Crateris ist ein orange-rot leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K5III in einer Entfernung von 398,8 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 8,06 Lichtjahren. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff
Epsilon Crateris besitzt etwa die Masse unserer Sonne und den rund 42,2-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 3.945 Kelvin und er strahlt mit der ca. 388-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beiträgt ca. 10 km/s.
Epsilon Crateris weist ein visuelle Helligkeit von 4,121717 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,315 mag auf.
6. θ – Theta Crateris
Theta Crateris ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B9.5Vn in einer Entfernung von 289,8 Lichtjahren mit einer Abweichung von + / - 6,95 Lichtjahren.
Sterne der Spektralklasse B sind sehr heiße Sterne, da sie ihren Wasserstoff sehr schnell fusionieren. Sie sind zwar selten, aufgrund ihrer Leuchtkraft werden aber ein Drittel der hellsten Sterne am Nachthimmel der Spektralklasse B zugerechnet.
Den größten Teil ihrer Strahlung senden sie aufgrund ihrer hohen Temperatur im ultravioletten Bereich aus. Diese hochenergetische Strahlung reicht ab der Spektralklasse B2 (bei einer Oberflächen-Temperatur von mehr als 20.000 Kelvin) aus, um das Leuchten von Emissionsnebeln anzuregen.
Theta Crateris ist ein sogenannter Photometrischer Standardstern.
Photometrische Standardsterne sind Sterne, deren Helligkeit und Lichtleistung genau vermessen wurden. Diese werden dann mit anderen Sternen verglichen, um damit die genaue Helligkeit und Sternengröße zu bestimmen.
Theta Crateris besitzt die ca. 2,8-fache Masse und den rund 3,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 11.524 Kelvin und er strahlt mit der rund 107-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Der Buchstabe „n“ zeigt an, dass bei Theta Crateris keine eindeutigen Spektrallinien, sondern diffuse Linien zu erkennen sind, was auf eine sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit hindeutet.
Er dreht sich mit der sehr hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 212 km/s. Dadurch ist der Äquator-Radius um 7% größer als Pol-Radius.
Sein Alter wird auf etwa 117 Mio. Jahre geschätzt.
Theta Crateris weist eine visuelle Helligkeit von 4,6347 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,11 mag auf. Seine Helligkeit erscheint bei uns durch den interstellaren Staub verringert.
Der interstellare Staub ist Teil der interstellaren Materie und macht sich durch die sogenannte Extinktion bemerkbar. Durch die Extinktion verringert sich die visuelle Helligkeit von Theta Crateris. Sie macht sich bei ihm dadurch bemerkbar, dass er eine interstellare Staubwolke durchquert.
Die Helligkeits-Veränderungen hängen jeweils von der Wellenlänge und vom Volumen der durchstrahlten Atmosphäre ab. Zudem kommt es auch noch auf die Zusammensetzung der Wolke an.
Theta Crateris ist ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,09 km/s von uns
7. ζ – Zeta Crateris (27 Crateris, HD 102070)
Zeta Crateris wird vom Washington Double Star Catalog (WDS) als ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 342,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 7,4 Lichtjahren geführt.
Wobei bisher noch nicht geklärt ist ob die beiden Sterne nur visuell bei einander stehen.
Zeta Crateris weist eine visuelle Helligkeit von 4,443709 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,665 mag auf.
Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,64 km/s auf uns zu.
Zeta A ist ein Riesenstern der Spektralklasse G8.5III. Er besitzt den ca. 16,9-fachen Radius und die rund 150-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.916 Kelvin.
Zeta A Crateris weist eine visuelle Helligkeit von 4,443709 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,665 mag auf.
Von Zeta B Crateris ist nur seine visuelle Helligkeit von ca. 7,84 mag bekannt.
Zeta Crateris ist ein Mitglied der “Ursa Major Moving Group“ (UMMG), eine Offener Sternhaufen.
Den Namen hat der Offene Sternhaufen dadurch erhalten, dass ihm alle Sterne des Großen Wagens im Sternbild der Großen Bärin (Ursa Major) der UMMG zugerechnet werden.
Der Ursa Major Moving Group werden lt. der SIMBAD-Datenbank 100 Sterne zu geordnet.
8. η – Eta Crateris (30 Crateris, HD 103632)
Eta Crateris ist ein Stern der Spektralklasse A0V in einer Entfernung 250,75 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / -2,36 Lichtjahren. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Eta Crateris besitzt den ca. 2,7-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.661 Kelvin und er strahlt mit der rund 48,5-fachen Helligkeit unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 63 km/s.
Eta Crateris weist eine visuelle Helligkeit von 5,163772 und eine absolute Helligkeit von ca. 0,735 mag auf.
Eta Crateris ist ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von 15 km/s von uns.
