I. Das Sternbild
1. Arktur (α - Alpha Bootis, 16 Bootis, HD 124897)
Arktur ist ein orange-rot leuchtender Roter Riese der Spektralklasse K0III in ca. 36,7 Lichtjahren Entfernung.
Spektralklassen werden dazu verwendet um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu dem Stern getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Arktur wird in der Spektralklasse K (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse K am Ende ihres Sternenlebens stehen. Daher wurde die Spektralklasse K auch als „späte Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.
Der Buchstabe K steht für orange-rot leuchtende 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.
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 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.
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 bitten könnten.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die warmen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse. Sterne der Spektralklasse K weisen Temperaturen in Bereich von 3.500 bis 4.900 Kelvin auf.
Arktur wird mit der Zahl 0 Buchstaben als ein sehr warmer Stern der kühlen Spektralklasse K eingestuft. Seine Oberflächen beträgt ca. 4.290 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
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 Ziffer nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens anzeigt.
Arktur wird in die Leuchtkraftklasse III eingestuft und ist damit ein Riesenstern.
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 in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. In der Chemie und der Physik wird das Verbrennen eines Stoffs als Fusion bezeichnet.
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.
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. Dabei 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.
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.
Arktur ist bereits eine Stufe weiter.
Am Ende der Kern-Wasserstofffusion nach seiner Unterriesen-Phase hatte Arktur 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 hat das Helium-Brennen begonnen. Dabei werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Bei diesem Fusionsprozess wird in erhöhter Konzentration 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.
Arktur besitzt die ca. 1,08 bis 1,2-fache Masse und den ca. 25,7-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche zeigt Arktur eine höhere Leuchtkraft obwohl die Oberflächen-Temperatur niedriger als bei unserer Sonne ist. Er strahlt mit der ca. 170-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Arktur weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. - 0,05 mag auf. 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 zeigt visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Arktur beträgt ca. - 0,30 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; bei unserer Sonne beträgt die durchschnittliche eine absolute Helligkeit 4,84 mag. 32,6 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Arktur zeigt eine Veränderung seiner Helligkeit durch Pulsation. Die Helligkeitsveränderung beträgt 0,04 mag in 8,3 Tagen. Für die Roten Riesen ist der Pulsationsprozess nicht ungewöhnlich.
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. 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.
Arktur dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,4 km/s und einer Rotationsdauer von ca. 48 Tagen. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt für einen Umlauf ca. 25 Tage.
Arktur kommt mit der Radialgeschwindigkeit von ca. 5,2 km/s auf uns zu.
Nach Messungen des Astrometrie-Satelliten Hippacros gibt es Anzeichen, dass Arktur ein Doppelstern sein kann, aber der Nachweis konnte bisher noch nicht geführt werden (noch ein Grenzbereich unserer technischen Möglichkeiten).
Sein Alter wird auf ca. 5 bis 8 Mrd. Jahre geschätzt. Es wird davon ausgegangen, dass die Galaxie, in der Arktur entstanden ist, von der Milchstraße eingefangen wurde.
Der rechte Fuß des Bärenhüters
2. Mufrid (η – Eta Bootis, 8 Bootis, HD 121370)
Mufrid ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 37,2 Lichtjahren Entfernung.
In einem spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne visuell 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.
Eta Aa wird von Eta Ab mit einer Umlaufzeit von 494 Tagen und in einer Entfernung von ca. 1,5 AE umkreist. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem Mufrid weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,68 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,41 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,25 km/s auf uns zu.
Das Doppelsternsystem ist stellar ein Nachbar von Arktur, da beide nur ca. 3,24 Lichtjahre voneinander entfernt sind.
Eta Aa ist ein gelb leuchtender Unterriese der Spektralklasse G0IV.
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 er heller als während seiner Hauptreihen-Phase.
Eta Aa hat wahrscheinlich die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und steht am Beginn der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Eta Aa besitzt die ca. 1,71-fache Masse und den ca. 2,67-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.100 Kelvin, er strahlt mit der ca. 8,89-fachen Leuchtkraft unserer Sonne und weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,45 mag auf.
Eta Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 11,8 km/s. Sein Alter wird auf ca. 2,7 Mrd. Jahre geschätzt.
Über seinen Begleiter Eta Ab ist nichts bekannt. Es kann sich um einen Roten oder Weißen Zwerg handeln.
Mufrid wird im WDS-Katalog (Washington Double Star Catalog) unter der Nummer WDS J13547-1824A geführt. In seiner visuellen Nähe steht der Stern WDS J13547-1824B. Der Stern wird in der SIMBAD-Datenbank unter der Bezeichnung BD (Bonner Durchmusterungs-Katalog) + 19 2726 geführt.
BD +19 2726 ist ein Stern Spektralklasse K2III in ca. 2.800 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt den ca. 12-fachen Radius und die ca. 65-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.738 Kelvin.
3. Tau Bootis (4 Bootis, HD 120136)
Tau Bootis ist ein Doppelsternsystem in ca. 51 Lichtjahren Entfernung.
Dabei wird Tau A Bootis von Tau B in einer durchschnittlichen Entfernung von rund 220 AE umrundet. Die Umlaufdauer beträgt mehr als 1.000 Jahre. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität von 0,87. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 100 und 240 AE von einander entfernt.
Zudem wird Tau A in einer Entfernung von ca. 0,049 AE, mit einer Umlaufdauer von 3 Tagen und 7,5 Stunden, von einem im Jahr 1996 entdeckten Planeten (Tau Bootis b) umrundet. 0,049 AE entsprechen ca. 7,3 Mio. km. Der sonnennächste Planet Merkur befindet ca. 0,39 AE von unserer Sonne entfernt.
Aufgrund der geringen Exzentrizität von 0,01 ist die Umlaufbahn von Tau b fast kreisrund.
Tau Bootis b befindet sich in einer nicht habitablen (lebensfeindlichen) Zone um Tau A. Er besitzt die ca. 6 bis 7-fache Masse des Planeten Jupiters. Seine Oberflächen-Temperatur könnte aufgrund der Nähe zu Tau A bis zu 1.600 Kelvin betragen.
Das Sternensystem Tau Bootis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 15,6 km/s auf uns zu.
Tau A Bootis ist ein gelb-weiß leuchtender Unterriese der Spektralklasse F7IV.
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 heller als während seiner Hauptreihen-Phase.
Tau A befindet sich noch bei 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 Temperatur soll im Bereich von 6.000 bis 7.400 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Die Oberflächen-Temperatur von Tau A Bootis beträgt ca. 6.360 Kelvin und er strahlt mit der ca. 3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Während bei den Sternen 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“.
Tau A besitzt die ca. 1,2-fache Masse und den ca. 1,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 15,6 km/s und er benötigt für eine Drehung etwa 3,31 Tage.
Tau A Bootis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,5 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,38 mag auf.
Tau B Bootis ein Roter Zwerg der Spektralklasse M3V. Es ist nicht sehr viel über ihn bekannt. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 9,47 mag und er besitzt ca. 49% der Masse und ca. 48% des Radius unserer Sonne.
4. υ- Upsilon Bootis (5 Bootis, HD 120477)
Upsilon Bootis ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K5.5III in ca. 228,5 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Upsilon Bootis befindet sich in seiner letzten Lebensphase. Als Roter Riesenstern besitzt Upsilon Bootis die ca. 1,11-fache Masse und den ca. 33,7-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.070 Kelvin und er strahlt mit der ca. 281-fachen Helligkeit unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 5,1 km/s.
Upsilon Bootis hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,023 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -0,3 mag auf.
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.
Upsilon Bootis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,94 km/s auf uns zu.
Der linke Fuß des Bärenhüters
5. ζ - Zeta Bootis (30 Bootis, HD 129246 + HD 129247)
Zeta Bootis ist ein Doppelsternsystem in ca. 175,73 Lichtjahren Entfernung.
Die beiden Riesensterne Zeta A und Zeta B umkreisen sich mit einer Umlaufzeit von ca. 124,46 Jahren. Die Umlaufbahn folgt dabei dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer sehr hohen Exzentrizität. Die beiden Sterne sind dabei zwischen 64 AE und 0,3 AE voneinander entfernt. Im August 2023 erreichen die beiden Sterne wieder ihre engste Annäherung, daher auch die augenblickliche Nähe.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,78 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,13 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,5 km/s auf uns zu.
Zeta A und Zeta B Bootis sind beides Sterne der Spektralklasse A2III und werden als fast identische Zwillinge eingestuft. Die Leuchtkraftklasse III stuft die beiden Sterne jeweils als Riesenstern ein.
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.
Zeta A und Zeta B befinden sind noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Als Sterne der Spektralklasse A fusionieren sie ihren Wasserstoff sehr viel schneller als unsere Sonne. Dadurch sind sie heißer und heller als unsere Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Beta A und Beta B beträgt jeweils etwa 8.750 Kelvin und sie strahlen mit der ca. 40-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Sie besitzen die ca. 1,2-fache Masse unserer Sonne.
Zeta A Bootis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,43 mag auf.
Bei Zeta B Bootis beträgt die visuelle Helligkeit ca. 4,83 mag.
Im August 2023 wird es spannend sein zu sehen, wie sich die Annäherung auf 0,3 AE auf die beiden Sterne auswirkt.
Der Körper des Bärenhüters
6. Izar Bootis (ε – Epsilon Bootis, 36 Bootis, HD 129988 + HD 129989)
Izar ist ein Doppelsternsystem in ca. 220 Lichtjahren Entfernung.
Die beiden Sterne Epsilon A und Epsilon B sind ca. 185 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufdauer von mehr als 1.000 Jahren.
Das System kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,6 km/s auf uns zu.
Epsilon A ist ein orange-rot leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K0II-III. Er hat bereits seit einiger Zeit die Kernfusion von Wasserstoff beendet und befindet ist zur Zeit bei der Kernfusion von Helium.
Epsilon A besitzt die ca. 4,6-fache Masse und den ca. 33-fachen Radius unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 10,9 km/s.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.550 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 501-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Epsilon A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,37 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,7 mag auf.
Epsilon B Bootis ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A0V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Epsilon B besitzt den ca. 2-fachen Radius und die ca. 2-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 9.557 Kelvin und er strahlt mit der ca. 30-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 123 km/s.
Epsilon B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,1 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 123 km/s.
Das Doppelsternsystem Izar ist aufgrund seiner zukünftigen Entwicklung interessant. Wobei hier es hier um einen Zeitraum von mehreren hundert Millionen Jahren geht.
Das Doppelsternsystem könnte der Vorläufer eines sogenannten „Barium-Sterns“ werden, wie es heute bei Nekkar (Beta Bootis) zu beobachten ist.
Barium-Sterne sind Doppelsternsysteme, bei denen der größere Stern (Epsilon A) am Ende seines Sternenlebens seine Masse auf seinen kleineren Begleiter (Epsilon B) überträgt, während dieser sich noch in seiner Phase als Hauptreihenstern befindet.
Das Alter des gesamten Sternensystems wird auf ca. 300 Mio. Jahre geschätzt.
Laut dem WDS-Katalog wird zu Izar noch der Stern UCAC4 586-051228 gezahlt. Dieser steht jedoch nur visuell in einer Nähe zu dem Doppelsternsystem Epsilon AB, denn er ist rund 7.660 Lichtjahre entfernt, mit einer Abweichung von 665 Lichtjahren.
7. δ - Delta Bootis (HD 135722, 49 Bootis, BD+33 2561 und BD+33 2562)
Delta Bootis, der linke Schulterstern des Bärenhüters, ist wahrscheinlich ein Doppelsternsystem in ca. 121,8 Lichtjahren Entfernung.
Die beiden Sterne Delta A und Delta B sind mindestens 3.800 AE voneinander entfernt. Sofern sie ein Doppelsternsystem bilden beträgt ihre Umlaufzeit mindestens 120.000 Jahre.
Das Sternensystem Delta Bootis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,3 km/s auf uns zu.
Delta A ist ein gelber Riesenstern der Spektralklasse G8IIIFe-1. Er befindet sich wahrscheinlich in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen. Die Bezeichnung Fe-1 bedeutet, dass in seiner Atmosphäre weniger Metalle als in unserer Sonne nachgewiesen wurden.
Delta A besitzt die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.840 Kelvin und er strahlt mit der ca. 59-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,482 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,7 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 3,6 km/s.
Delta B ist ein gelb leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse G0V und befindet sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Delta B wird als ein Stern eingestuft, der unserer Sonne ähnlich sein könnte. Er besitzt ca. 80% des Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Delta B beträgt ca. 5.900 Kelvin und er strahlt mit ca. 20% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 7,81 mag auf.
8. Nekkar (β – Beta Bootis, 42 Bootis, HD 133208)
Nekkar ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8IIIa in ca. 205 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Nekkar besitzt die ca. 3,4-fache Masse und den ca. 21,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.932 Kelvin und er strahlt mit der ca. 170 bis 194-fachen Leuchtkraft. Aufgrund der ihn umgebenden Gas- und Staubwolken kann die Leuchtkraft nicht genauer bestimmt werden.
Beta ist ein sogenannter “Barium-Stern“.
Bisher wird Nekkar als sehr seltener einzelner Barium-Stern eingestuft. Normalerweise kommen Barium-Sterne immer in einem sehr engen Doppelstern-System vor. Daher spricht vieles, dass es diesen engen Begleiter gibt, er wurde bisher nur nicht entdeckt.
Barium-Sterne werden im Regelfall der Leuchtkraftklasse der Riesensterne und den Spektralklassen G bis K zu geordnet. Alle Barium-Sterne kommen in sehr engen Doppelsternsystemen vor, bei denen ein Transfer von Masse stattfindet (wechselwirkendes Doppelsternsystem). Wir sehen heute nur noch das Ergebnis.
Vor langer Zeit wurde auf den jetzigen Riesen-Barium-Stern Masse seines Partners übertragen, als sich der Barium-Stern noch in der Entwicklungsphase eines Hauptreihensterns befand.
Der heute kleinere Stern der Spenderstern war zu diesem Zeitpunkt ein Kohlenstoffstern, der im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) dem asymptotischen Riesenast (AGB: Asymptotic Giant Branch) zuzuordnen wäre.
In diesem Teil des HRD befinden sich die kühlen Riesensterne, die am Ende ihres Sternenlebens angelangt sind.
Bei diesen Riesensternen läuft im Regelfall auch der sogenannte „s-Prozess“ (s = slow, langsam) ab. Dieser findet bei einer niedrigen Neutronendichte und relativ niedrigen Temperaturen des Sterns statt. Sterne, die sich in diesem Stadium befinden, fusionieren alle uns bekannten Elemente bis zu einer Massenzahl von A = 210.
Der s-Prozess läuft hauptsächlich in Sternen ab, in deren Kern das Wasserstoff- und Helium-Brennen bereits zum Erliegen gekommen ist und in denen durch Schalenbrennen in einer Schale um den Kern Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird.
Barium-Sterne zeigen nun bei Messungen in ihrer Atmosphäre einen höheren Anteil an diesen „s-Prozess-Elementen“ sowie auch von Barium. Dabei handelt es sich um einfach ionisiertes Barium (Ba II), dass bei einer Wellenlänge von λ = 455,4 nm gefunden wird.
Die Fusionsprodukte gelangten dann bei dem damaligen Riesenstern im Rahmen der Konvektion in die oberen Bereiche der Atmosphäre. Konvektion bedeutet, dass im Rahmen von Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten im Stern die s-Prozess-Elemente langsam vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche vordringen.
Wie dann die Elemente und ein Großteil der Masse von dem damaligen Riesenstern auf Nekkar übertragen wurden, ist noch nicht ganz geklärt, da dieser Übertragungsprozess bei den Barium-Sternen noch nicht vollständig analysiert ist.
Am Ende des Prozesses hat sich dann der damalige Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt.
Die beiden Sterne stehen im Regelfall nah beieinander, dass sie sich an der sogenannten „Roche-Grenze“ befinden (benannt nach Edouard Albert 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.
Bei uns ist das Doppelsternsystem in einen Zeitpunkt zu sehen, bei dem der Spenderstern schon lange ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern Nekkar sich zu einem Roten Riesen entwickelt hat.
Der Grund, warum der Begleiter von Nekkar bisher noch nicht entdeckt ist, liegt darin, dass ein Weißer Zwerg eine sehr geringe Leuchtkraft besitzt.
Im Jahre 1993 wurde eine erhöhte Aktivität, bei Nekkar beobachtet. Der Grund für die heftigen Materieströme (Protuberanzen), die ins All geschleudert wurden, ist bisher noch nicht geklärt.
Interessant ist die Theorie, bei der davon ausgegangen wird, dass ein bisher noch nicht entdeckter Begleiter, ein Weißer oder ein Roter Zwerg, für den Ausbruch verantwortlich sein könnte.
Nekkar weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,49 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,71 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,10 km/s und eine Rotationsdauer von ca. 200 Tagen.
Nekkar bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18,35 km/s auf uns zu.
Nekkar wird aufgrund des Ausbruchs als ein „Eruptiv Variable Star“ eingestuft.
9. Seginus (γ – Gamma Bootis, 27 Bootis, HD 127762)
Seginus ist ein Unterriese der Spektralklasse A7IVn in ca. 87,2 Lichtjahren Entfernung. Er steht wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Seginus ist ein sogenannter “Delta-Scuti-Star“.
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 ca. 10- bis 50–fache Leuchtkraft der Sonne und werden den Spektralklassen A2 bis F8 zugeordnet.
Seginus besitzt die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 3,5-fachen Radius unserer Sonne.
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.
Seginus weist eine Schwankung seiner visuellen Helligkeit innerhalb von 1,13 Stunden auf, die zwischen ca. 3,02 und 3,07 mag liegt. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. 0,91 mag.
Der Grund für die Pulsationen liegt meisten am sogenannten Kappa-Mechanismus (siehe Arktur).
Die Oberflächen-Temperatur von Seginus beträgt ca. 7.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 34-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Der Buchstabe “n“ (neblous) in der Spektralklasse bedeutet, dass Seginus diffuse (nicht eindeutige Spektrallinien) zeigt, was im Regelfall auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hinweist.
Seginus dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 140 km/s. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 35,5 km/s auf uns zu. Sein Alter wird auf ca. 3 Mrd. Jahre geschätzt.
Laut dem WDS–Katalog besteht Seginus aus drei Objekten.
Gamma B Bootis (UCAC2 45176266) steht nur in visueller Sichtlinie zu Gamma A. Er ist ein Stern in ca. 1.995 Lichtjahren Entfernung. Nach Angaben des GaiaDr2-Katalogs besitzt er den ca. 1,04-fachen Radius und die ca. 1,8-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.557 Kelvin.
Gamma B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 12,7 mag auf.
Gamma Ab ist von Gamma nur 1,8 AE entfernt. Es ist jedoch nichts über ihn bekannt, auch nicht ob Gamma Ab ein Stern oder ein Brauner Zwerg ist. Es wird davon ausgegangen, dass er mit Gamma A ein System bildet.
10. ρ – Rho Bootis (25 Bootis, HD 127665)
Rho Bootis ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K3III in ca. 148,7 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein Stern auf dem Red Giant Branch (RGB-Stern).
Ein RGB-Stern ist ein Stern im Roten Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms.
Dort befindet sich ein Stern vom Ende seiner Unterriesen-Phase bis zum Beginn der Kernhelium-Fusion. Das Alter von Rho Bootis wird auf etwa 10 Mrd. Jahre geschätzt.
Unterriesen fusionieren ihren Wasserstoff vom Kern zur Hülle im Rahmen des sogenannten Wasserstoff-Schalenbrennens (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wurde die Hülle von Rho Bootis weiter nach außen getrieben und Umfang des Sterns wurde größer.
Die Hülle von Rho Bootis kühlte aus, obwohl die Zentraltemperatur im Kern weiter angestiegen ist. Dadurch nahm zunächst auch die Leuchtkraft nicht zu.
Durch die fallende Oberflächentemperatur des Sterns reichte die Wasserstoff-Konvektionszone immer tiefer in den Stern hinein.
In der Konvektionszone steigt heiße Materie immer auf, kühlt sich dann ab und sinkt wieder zurück Richtung Kern, wo sie wieder erhitzt wird.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde bei Rho Bootis immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch der Stern immer mehr und schneller verwandelte. Durch die geringer werdenden Teilchen nahm die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zu.
Das sorgte dann dafür, dass der Stern anschliessend eine hohe Leuchtkraft aufwies.
Da die Oberflächenschwere abnahm, wuchs der Masseverlust des Sterns durch Sternenwinde. Dadurch wurde ein Teil der Masse ins All getragen.
Rho Bootis ist nun bereit für den nächsten Schritt in seiner Sternenentwicklung.
Rho Bootis besitzt die ca. 1,2-fache Masse und den ca. 18,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.441 Kelvin und er strahlt mit der ca. 124-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Rho Bootis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,59 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,27 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,3 km/s und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,6 km auf uns zu.
Rho Bootis ist wie Upsilon Bootis ein sogenannter High Proper Motion Star.
Rho Bootes hat einen visuellen Begleiter (UCAC3 113222). Er befindet sich in einer Entfernung von ca. 7.900 Lichtjahren.
Laut dem GAIADR2-Katalog besitzt UCAC3 113222 den ca. 9,5-fachen Radius und die ca. 54-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.050 Kelvin und er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 11.5 mag auf.
Der Arm des Bärenhüters
11. λ - Lambda Bootis (19 Bootis, HD 125162)
Lambda Bootis ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A0Vp in ca. 99 Lichtjahren Entfernung. Als Hauptreihenstern befindet er sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Lambda Bootis ist der Namensgeber der sogenannten „Lambda-Bootis-Sterne“. Die Lambda-Bootis-Sterne werden den sogenannten „Peculiar Stars“ (eigentümliche Sterne) zugerechnet.
Bei den peculiar stars wird im Regelfall in den oberflächennahen Schichten der Sternenatmosphäre eine ungewöhnliche Metallhäufigkeit gemessen.
Bei den Lambda Bootis Sternen liegt aber genau das Gegenteil vor.
Bei ihnen wird in den Oberflächenschichten nur ein geringer Anteil der sogenannten „iron-peak“-Elementen (ein Maß für den Anteil der besonders stabilen Elemente in der Nähe von Eisen) gemessen. Die LB-Sterne sind metallarme Sterne.
Es gibt verschiedene Vermutungen für die unterschiedliche chemische Zusammensetzung in der Photosphäre dieser LB-Sterne:
- Eine Möglichkeit wäre die atmosphärische Diffusion.
Im Rahmen der Diffusion werden die verschiedenen Schichten eines LB-Sterns durchmischt. So wandern die Elemente vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche. Von dort gelangen dann die Elemente in die Atmosphäre des LB-Sterns.
- Eine weitere Möglichkeit wäre die Akkretion der Interstellaren Materie mittels einer Akkretionsscheibe um den Stern.
Bei der Akkretion nimmt der LB-Stern das Material von seiner Umgebung auf. Das kann durch die Gravitationskräfte des Sterns geschehen. Dabei wird das restliche noch vorhandene interstellare Material der Sternenwolke, in welcher der Lamba-Bootis Stern entstanden ist, vom Stern vereinnahmt.
In einer Akkretionsscheibe besteht das Material aus Staub und Gas. Diese Scheibe befindet sich in der Umlaufbahn des Sterns, wie die Ringe des Planeten Jupiters.
Nach heutigem Kenntnisstand dürfte bei den meisten LB-Sternen die unterschiedliche Zusammensetzung der Photosphäre durch die Akkretion zustande kommen.
Der Prototyp der zweiten Möglichkeit ist der Stern Lambda Bootis.
Er nimmt beim Durchqueren einer Gas- und Staubwolke das Material auf. Dieses führt zu Veränderungen in der Atmosphäre des Sterns. Sobald Lambda Bootis in einer fernen Zukunft die interstellare Wolke durchquert hat, zeigt er sich wieder als ein normaler Stern der Spektralklasse A.
Lambda Bootis besitzt die ca. 1,66-fache Masse und den ca. 1,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt von ca. 8.720 Kelvin und er strahlt mit der ca. 19,1-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Lambda Bootis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 100 km/s und einer Drehzeit von max. 18 Stunden.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,18 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,71 mag auf.
Lambda Bootis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,9 km/s auf uns zu.
Die Finger des Bärenhüters
Die Sterne Asellus Primus, Asellus Secundus und Asellus Tertius befinden sich am Nordrand des Sternbildes, nahe bei der Deichsel des Großen Wagens. Die drei Sterne stellen die erhobenen Finger des Bärenhüters dar. Dabei wurden diese von Ost nach West gezählt (Primus, Secundus, Tertius).
12. Asellus Primus (ϑ-Theta Bootis, 23 Bootis, HD 126660)
Asellus Primus ist ein Stern der Spektralklasse F7V in ca. 46,9 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Als Stern der Spektralklasse F steht Asellus Primus im stellaren Mittelfeld. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 6.377 Kelvin und er strahlt mit der ca. 4,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Asellus Primus besitzt die ca. 1,3-fache Masse und den ca. 1,8-fachen Radius unserer Sonne.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,04 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,25 mag auf.
Asellus Primus dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 29,2 km/s
Er ist wie Upsilon Bootis ein sogenannter High Proper Motion Star und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,6 km auf uns zu.
Im WDS-Katalog wird Theta Bootis als ein Doppelsternsystem aufgeführt.
Der Stern Theta B Bootis ist ca. 47,4 Lichtjahre von uns entfernt.
Es wird angenommen, dass er mindestens 1.000 AE von Theta A Bootis entfernt ist. Bisher ist noch nicht geklärt, ob die beiden Sterne ein Sternensystem bilden.
Theta B ist ein Roter Zwerg der Spektralklasse M2.5V. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 11,46 mag auf. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.740 Kelvin und besitzt etwa 30% der Masse unserer Sonne.
13. Asellus Secundus (Iota Bootis, 21 Bootis, HD 125161 + HD 234121)
Asellus Secundus ist eventuell ein Doppelsternsystem in ca. 95,1 Lichtjahren Entfernung.
Die Sterne Iota A und Iota B sind mindestens 1.300 AE von einander entfernt. Bisher ist noch nicht geklärt, ob die beiden Sterne ein Sternensystem bilden oder nur stellar gesehen sehr nahe bei einander stehen.
Wenn Sie ein Sternensystem bilden würden, hätten sie eine Umlaufdauer von mehr als 24.000 Jahren.
Laut dem WDS-Katalog wird auch der Stern UCAC3 283-115712 Iota Bootis zugeordnet. Er steht aber nur visuell in der Nähe der beiden Sterne und ist rund 1.330 Lichtjahre von uns entfernt.
Das Sternensystem Asellus Secundus kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18,7 km/s auf uns zu.
Iota A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A7V. Er befindet sich wahrlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Iota A besitzt die ca. 1,8-fache Masse und den ca. 1,8-fachen Radius unserer Sonne.
Er wird wie Gamma Bootis als ein variabler Stern der Delta-Scuti-Klasse eingestuft.
Iota weist dabei eine visuelle Helligkeit im Bereich von 4,73 bis 4,78 mag auf, die sich in einem Zeitraum von 38 Minuten verändert. Seine absolute Helligkeit beträgt durchschnittlich ca. 2,38 mag.
Die Oberflächen-Temperatur von Iota A beträgt ca. 7.393 Kelvin und er strahlt mit der ca. 8,8-fache Helligkeit unserer Sonne. Dabei dreht er sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 144 km/s.
Iota B (HD 234121) ist ein Roter Zwergstern der Spektralklasse K1V. Er besitzt ca. 50% der Masse und 78% des Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.228 Kelvin und er strahlt mit ca. 41% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,04 mag auf.
Über Iota C (UCAC3 283-115712) ist aufgrund der weiten Entfernung nicht allzu viel bekannt. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.340 Kelvin und er strahlt mit ca. 58% der Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt ca. 88% des Radius unserer Sonne.
Iota C weist eine visuelle Helligkeit von ca. 14,3 mag auf.
14. Asellus Teritus (κ – Kappa Bootis, 17 Bootis, HD 124675 und HD 126674)
Asellus Teritus ist ein Dreifach-Sternensystem in ca. 151 Lichtjahren Entfernung.
Der Stern Kappa A Bootis und das Doppelsternsystem Kappa BC Bootis sind mindestens 640 AE voneinander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von ca. 6.000 Jahren.
Kappa BC ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem. Der Begleiter von Kappa B ist ca. 1,2 AE entfernt und hat eine Umlaufdauer von ca. 4,9 Jahren.
Asellus Teritus kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,4 km/s auf uns zu.
Kappa A ist ein Unterriese der Spektralklasse F1V. Er ist ein sogenannter Delta-Scuti-Stern und befindet sich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Kappa A besitzt die ca. 2,0-fache Masse und den ca. 2,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.760 Kelvin und er strahlt mit der ca. 28-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 123 km/s.
Als variabler Stern verändert er seine visuelle Helligkeit in einem Bereich von 4,50 bis 4,58 mag in einem Zeitraum von 1,56 Stunden. Er weist eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. 1,00 mag auf.
Kappa B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F2V. Er besitzt die ca. 1,4-fache Masse, den ca. 1,4-fachen Radius und die ca. 3,7-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.835 Kelvin und er besitzt eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 40 km/s.
Kappa B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,62 mag.
Über Kappa C ist fast nichts bekannt. Er besitzt ca. 50% der Masse unserer Sonne und weist eine visuelle Helligkeit von ca. 16,90 mag auf.
