Die Augen des Drachen
Die beiden Sterne Rastaban und Eltanin stellen die Augen des Drachen dar, die Herkules anstarren.
1. Rastaban (β - Beta Draconis, 23 Draconis, HD 159181)
Rastaban ist ein Doppelsternsystem in ca. 380 Lichtjahren Entfernung.
Beta A wird in einer Entfernung von ca. 450 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 4.000 Jahren von Beta B umkreist. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20 km/s auf uns zu.
Beta A ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G2II.
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.
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.
Als Hauptreihenstern befindet sich unsere Sonne noch mitten in der Fusion 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.
Im ersten Schritt fusionieren 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 das 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 dabei die Sonne. 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.
Beta A ist bereits eine Stufe weiter.
Am Ende Wasserstoff-Fusion hatte Beta A 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 Beta A 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.
Beta A besitzt die ca. 6-fache Masse und den ca. 40-fachen Radius unserer Sonne.
Die römische Ziffer II teilt Beta A in die Leuchtkraftklasse der Hellen Riesensterne ein.
Aufgrund der vergrößerten Oberfläche hat Beta A eine höhere Leuchtkraft. Er weist die ca. 1.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne und eine Oberflächen-Temperatur von ca. 5.160 Kelvin auf. Bei unserer Sonne beträgt die Oberflächentemperatur ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Beta A hat eine visuelle Helligkeit von ca. 2,79 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. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die absolute Helligkeit von Beta A beträgt ca. -2,28 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.
Beta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 13 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Beta A ist ein Gelber Riesenstern. Gelbe Riesensterne sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G sowie ehemalige Hauptreihensterne. Die bekannten Gelben Riesensterne weisen eine Masse von mindestens dem dreifachen unserer Sonne auf. Die größten von ihnen können die hundertfache Masse unserer Sonne besitzen.
Ihren Namen erwarben die Gelben Riesensterne durch ihr gelb-weiß strahlendem Licht im bei uns sichtbaren Bereich. Die Gelben Riesen sind etwas kühler als die Blauen Riesen. Die verschiedenen Fusionsvorgänge finden bei ihnen im Regelfall einiger zehn Millionen Jahren statt. Unsere Sonne wird dafür fast 13 Mrd. Jahre benötigen.
Das Alter von Beta Awird auf ca. 65 Mio. Jahren geschätzt. Zur Zeit verwandelt er sich in einen roten Riesen.
Sein Leben als Stern wird von der großen Masse bestimmt. Je schwerer ein Stern ist, desto mehr Masse drückt auf sein Zentrum und desto heißer wird es dort. Damit verbrennt (verbrennen = fusionieren) er sein Sternenmaterial wesentlich schneller als unsere Sonne.
Über den Stern Beta B ist nichts bekannt. Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 14 mag. Wahrscheinlich ist Beta B ein Roter Zwergstern.
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum das Wasserstoff-Brennen (Kernfusion von Wasserstoff zu Helium) stattfindet. Sie haben eine so geringe Leuchtkraft, dass sie von uns mit bloßem Auge nicht gesehen werden können, obwohl rund 75% aller Sterne Rote Zwerge sind.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Wäre die Masse geringer wäre Beta B ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
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).
Sie besitzen eine Oberflächentemperatur, die zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin liegt.
2. Eltanin (γ - Gamma Draconis, 33 Draconis, HD 164058)
Eltanin ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K5III in ca. 154,30 Lichtjahren Entfernung. Er ist wahrscheinlich am Beginn der Fusion von Helium zu Kohlenstoff in seinem Kern.
Eltanin zeigt drei regelmäßige Zeiträume, bei denen sich seine Helligkeit minimal verändert.
Die erste Periode wird einem Planeten mit der 10,7-fachen Masse des Jupiters zugeschrieben, der Eltanin mit einer Umlaufzeit von ca. 702 Tagen umrundet.
Die zweite Periode mit einem Zeitraum von 666 Tagen wird eher der Pulsation des Sterns zugeschrieben. Ein Planet wird bisher aus statischen Gründen eher ausgeschlossen.
Eine dritte Periode mit einem Zeitraum von 1.855 Tagen könnte ebenfalls ein Planet von der 2,8-fachen Masse des Jupiters sein.
Eltanin besitzt die ca. 1,72-fache Masse und den ca. 48,15-fachen Radius unserer Sonne.
Er weist die für einen Stern seiner Spektralklasse kühle Oberflächentemperatur in Höhe von ca. 3.930 Kelvin und aufgrund der vergrößerten Oberflächen die ca. 471-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 6 km/s.
Eltanin besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 2,23 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,93 mag.
Eltanin kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 28,19 km/s auf uns zu. Dadurch wird Eltanin in ca. 1,5 Mio. Jahren der hellste Stern an unseren Nachthimmel sein
In einer Entfernung von ca. 1.000 AE befindet sich ein Roter Zwergstern. Bisher ist aber noch nicht geklärt ob er mit Eltanin ein Sternensystem bildet
In ca. 1,5 Mio. Jahren wird Eltanin nur noch 28 Lichtjahre von uns entfernt sein.
Der Kopf des Drachen
3. Kuma (ν- Nu Draconis, 25 Draconis, HD 159560)
Kuma ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 98,7 Lichtjahren Entfernung.
Dabei ist Nu1 von dem Doppelsternsystem Nu2 ca. 1.900 AE entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 44.000 Jahren.
Das Doppelsternsystem Nu2 ist ein visuell nicht auflösbares Sternensystem. Nu 2 wird von einem Begleiter in einer Entfernung von nur 0,2 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 38,6 Tagen umrundet.
Über den Begleiter von Nu2 ist nichts bekannt.
Nu1 ist ein blau leuchtender Zwergstern der Spektralklasse kA3hF0mF0. Nu 1 ist ein sogenannter Metalllinienstern (Am-Stern).
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der „chemically peculiar stars“ (chemisch eigentümliche Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, bei denen in der Atmosphäre Metalle (m) wie Zink, Strontium, Zirkonium und Barium in erhöhter Konzentration gemessen wurden. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
Dagegen zeigen die Am-Sterne einen Mangel von anderen Elementen, wie Calcium und Scandium.
Der Grund für die chemischen Anomalien ist auf einige Elemente zurückzuführen, die mehr Licht absorbieren, das heißt aufnehmen. Diese chemischen Elemente werden nach oben zur Oberfläche gedrückt wird, während andere unter der Schwerkraft ins Sterneninnere absinken.
Dieser Effekt tritt nur auf, wenn der Stern eine geringe Rotationsgeschwindigkeit besitzt. Normalerweise rotieren Sterne der Spektralklasse A schnell. Die meisten Am-Sterne sind Teil eines Doppelsternsystems, in dem die Rotation der Sterne durch das sogenannte Gezeitenbremsen verlangsamt wurde. Dabei nimmt der Partnerstern Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit.
Nu 1 ist eine Einzelstern.
Er dreht sich mit der für einen Stern seiner Spektralklasse geringen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 86 km/s.
Die ungewöhnlichen relativen Häufigkeiten der Metalle führen dazu, dass der Spektraltyp der Am-Sterne aus den Calcium-K-Linien (Ca-II-Linie) beurteilt wird.
Der erste Teil der Spektralklasse von Nu1 lautet: kA3.
Der Buchstabe k zeigt eine starke Absorptionslinie der Ca-II-Linie. Dabei handelt es sich um das einfach ionisierte Calcium. Diese Absorptionslinie des Calciums zeigt sich bei Nu1 in der Konzentration eines Sterns, der normalerweise der Spektralklasse A3 zugeordnet wird.
hF0 bedeutet, Nu1 zeigt die Wasserstofflinien (h) eines Sterns der Spektralklasse F0 und mit den Buchstaben mF0 zeigt er metallischen Linien (m) eines Sterns der Spektralklasse F0.
Da Sterne der Spektralklasse A ihren Wasserstoff wesentlich schneller fusionieren als unsere Sonne sind diese Sterne auch heißer und heller. Nu1 besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 7.533 Kelvin und die ca. 8,4-fache Helligkeit unserer Sonne.
Er weist die ca. 1,85-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne auf.
Nu2 wird ebenfalls als ein sogenannter AM-Stern eingestuft mit der Spektralklasse kA3hF1mF0.
Er zeigt die Calcium-II-Linien eines A3-Sterns, die Wasserstofflinien eines F1-Sterns und die metallischen Linien eines F0-Sterns.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von nur ca. 68 km/s. Der Grund dafür liegt darin, dass Nu2 ein Stern in einem Doppelsternsystem ist, bei dem die beiden Sterne ihre Rotationgeschwindigkeit im Rahmen des sogenannten „Gezeitenbremsen“ gegenseitig verlangsamen.
Er besitzt die ca. 1,61-fache Masse und den ca. 1,812-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.272 Kelvin.
4. Grumium (ξ – Xi Draconis, 32 Draconis, HD 163588)
Grumium ist eventuell ein Doppelsternsystem in ca. 112,5 Lichtjahren Entfernung.
Dabei sind die beiden Sterne Xi A und Xi B mindestens 11.000 AE entfernt. Bisher ist noch nicht geklärt, ob die beiden Sterne nur in einer Sichtlinie zu einander stehen oder ob sie physikalisch ein Paar bilden.
Grumium kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 26,38 km/s auf uns zu.
Xi A ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K2III. Er ist mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoff.
Er besitzt die ca. 1,45-fache Masse und den ca. 12-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.445 Kelvin und er strahlt mit der ca. 49-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
XiA dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,3 km/s.
Xi B ist Roter Zwergstern der Spektralklasse M6 mit einer visuellen Helligkeit von ca. 16 mag. Rote Zwergsterne sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum das Wasserstoff-Brennen (Kernfusion von Wasserstoff zu Helium) stattfindet. Etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie leuchten so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Rote Zwergsterne habe keine Energieabgabe durch Strahlung. Bei Roten Zwergen steigt damit das gesamte heiße Plasmamaterial nach oben, kühlt dort ab und sinkt wieder nach unten.
Dies bedeutet, dass aufgrund der Lichtundurchlässigkeit des dichten Sterneninneren, im Inneren des Sterns durch die Kernfusion entstandene Photonen die Oberfläche nicht erreichen, sondern die Energie durch Konvektion vom Kern zur Oberfläche weitergeleitet wird. Dabei wird die thermische Energie vom Kern nach außen geleitet.
Somit sammelt sich Helium nicht im Kern an, wie es bei schwereren Hauptreihensternen der Fall ist. Deshalb können die Roten Zwerge prozentual mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie die Hauptreihe verlassen. Dies ist ein Faktor für die lange Lebenszeit der Roten Zwerge. Diese reicht, abhängig von der Masse (je geringer, desto länger ist die Aufenthaltsdauer in der Hauptreihe), von mehreren 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren.
5. 16 und 17 Draconis (HD 150100 und HD 150117)
16 Draconis ist wahrscheinlich ein Doppelsternsystem in ca. 427 Lichtjahren Entfernung. Über den Stern 16B Draconis ist nicht viel bekannt. Es wird davon ausgegangen, dass er ein weißer Zwergstern ist, der sich sehr nahe beim Stern 16A Draconis befindet. Endgültig bestätigt ist er bisher noch nicht.
Wie weit die beiden Sterne von einander entfernt sind ist nicht bekannt, ebenso die Umlaufzeit.
Das Doppelsternsystem 16 Draconis besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 5,53 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,09 mag.
17 Draconis ist ebenfalls ein Doppelsternsystem in ca. 412 Lichtjahren Entfernung. 17A und 17B Draconis sind ca. 250 AE von einander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 3.800 Lichtjahren. Das Doppelsternsystem hat eine visuelle Helligkeit von ca. 5,03 mag.
Die beiden Doppelsternsysteme sind mindestens 11.500 AE von einander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 38.000 Jahren. Trotz der weiten Entfernung sind die beiden Sternensysteme mit einander verbunden. Sie kommen mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,6 km/s auf uns zu.
16A Draconis ist ein Zwergstern der Spektralklasse B9.5V. Er ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
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.
16A Draconis besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 20.000 Kelvin und die ca. 112-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er weist die ca. 3-fache Masse und den ca. 3,2-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 77 km/s mit einer Umlaufdauer von ca. 2,1 Tagen.
Über den Stern 16B Draconis nicht viel bekannt. Das meiste beruht auf Schätzungen und Schlussfolgerungen. Danach ist 16B ein weißer Zwergstern. Der hohe Anteil an Ultravioletter Strahlung sowie die erhöhte Strahlung in der Atmosphäre von 16A Draconis wird dem Zwergstern 16B Draconis zu geschrieben.
Weiße Zwergsterne sind kleine und sehr alte Sterne. Sie sind Sterne, die das Endstadium eines Sterns erreicht haben und eine zu kleine Masse haben, um als Supernova zu enden. Sie kommen sehr häufig vor und stellen ca. 10% aller Sterne in unserer Galaxis.
Sie sind Sterne, die eine extrem dichte kompakte Masse haben. Sie können die Größe der Erde aber die Masse der Sonne besitzen.
Die Oberflächen-Temperatur von 16B Draconis wird auf ca. 30.000 Kelvin geschätzt. Die visuelle Helligkeit dürfte zwischen 15 und 16 mag liegen. Er weist ca. 70 bis 75% der Masse unserer Sonne auf.
Der Stern 17A Draconis ist ein Zwergstern der Spektralklasse B5V. Er ist ein Hauptreihenstern, der ebenfalls noch Wasserstoff zu Helium fusioniert. Als Stern der Spektralklasse B ist er sehr heiß und leuchtkräftig. Er hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 10.500 Kelvin und die ca. 132-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
17A Draconis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 217 km/s und benötigt für eine Umdrehung ca. 19 Stunden.
17A Draconis besitzt visuelle Helligkeit von ca. 5,38 mag. Er weist die ca. 3,1-fache Masse und den ca. 3,4-fachen Radius unserer Sonne auf.
17B Draconis ist ein Zwergstern der Spektralklasse A1V. Als Hauptreihenstern befindet er sich ebenfalls noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.400 Kelvin und er strahlt mit der ca. 40-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 6,42 mag.
17B Draconis besitzt die ca. 2,4-fache Masse und den ca. 2,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 231 km/s. Er benötigt für eine Drehung ca. 12 Stunden.
6. Altais (δ - Delta Draconis, 57 Draconis, HD 180711)
Altais ist ein weiß-gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G9III in ca. 97,4 Lichtjahren Entfernung. Er ist zur Zeit bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoff.
Anhand der Leuchtkraftklasse III wird er als Riese eingestuft. Er besitzt die ca. 2,32-fache Masse und den ca. 11-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund einer höheren Masse fusioniert er sein Material wesentlich schneller als unsere Sonne und hat daher eine wesentlich kürzere Lebenszeit.
Sein Alter wird auf ca. 800 Mio. Jahre geschätzt, während unserer Sonne noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium ist und ein Alter von ca. 4,7 Mio. Jahren aufweist.
Die Oberflächen-Temperatur von Altais beträgt ca. 4.820 Kelvin und er strahlt mit der ca. 59-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,07 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,62 mag. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 8 km/s.
Altais entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24,8 km/s.
In einer Entfernung von ca. 2.500 AE befindet sich ein Sternzwerg der Spektralklasse M1 mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12 mag. Über diesen Stern ist noch nichts bekannt und es wird auch davon ausgegangen, dass er mit Altais nur in einer Sichtlinie steht.
7. Alsafi (σ - Sigma Draconis, 61 Draconis, HD 185144)
Alsafi ist ein Zwergstern der Spektralklasse G9V in ca. 18,8 Lichtjahren Entfernung. Er fusioniert noch wie unsere Sonne Wasserstoff zu Helium.
Alsafi wird als ein sonnenähnlicher Stern eingestuft, der bei der Helligkeit, Temperatur und den Aktivitäten ähnlich geringe Veränderung anzeigt wie unsere Sonne. In früheren Jahren wurde er noch der Spektralklasse K zugeordnet.
Alsafi besitzt ca. 85% der Masse, 77,6% des Radius und 41% der Helligkeit unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.255 Kelvin und er besitzt eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,4 km/s.
Alsafi hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,674 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,89 mag.
Aufgrund der Nähe zu uns wurde Alsafi umfangreich untersucht. Da er unserer Sonne ähnlich ist wurde er darauf hin überprüft, ob sich bei ihm die Möglichkeit bietet einen bewohnbaren Planeten zu suchen und zu finden. Um Alsafi wurde ein Körper mit einer Umlaufdauer von ca. 308 Tagen entdeckt. Es wird angenommen, dass es sich dabei um einen Planeten ähnlich Uranus handelt, der die ca. 12-fache Masse unserer Erde besitzen soll.
Bei näheren Untersuchungen von Alsafi wurde dann festgestellt, dass er hat erhöhte UV-Werte aufweist, die aber nicht als kritisch gesehen werden. Er zeigt in seinem Spektrum Spuren von Metallen. Sein Alter wird auf ca. 8 Mrd. Jahren geschätzt.
Insgesamt ist es möglich, dass in seiner Umlaufbahn ein habitabler (lebensfreundlicher) Planet eine Chance hätte.
Das Alsafi-System entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 26,7 km/s.
8. ε - Epsilon Draconis (63 Draconis, HD 188119)
Epsilon Draconis ist ein Doppelsternsystem in ca. 148 Lichtjahren Entfernung. Dabei wird Epsilon A von Epsilon B in ca. 130 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 900 Jahren umrundet.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,1 km/s
Epsilon A ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8III. Er ist mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Epsilon A wird als ein metallarmer Riesenstern mit einem etwas geringeren Cyanogen- und Eisen-Gehalt eingestuft.
Die Gelben Riesensterne strahlen ihr Licht vor allem im sichtbaren Bereich und erscheinen aufgrund ihrer Oberflächentemperaturen gelblich bzw. gelb-weiß. Sie sind kühler und masseärmer als vergleichbare ähnlich große Blaue Riesen.
Epsilon A weist hat die ca. 2,7-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.068 Kelvin und er strahlt mit der ca. 60-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Da die gelben Riesensterne größer als unsere Sonne sind, verläuft ihr Sternenleben wesentlich schneller als bei unserer Sonne. Das Alter von Epsilon A wird auf ca. 500 Mio. Jahre geschätzt.
Epsilon A besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,0 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,71 mag.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,2 km/s und eine Rotationsdauer von ca. 420 Tagen.
Epsilon B ist ein Stern der Spektralklasse F5. In früheren Jahren wurde er als Riesenstern der Spektralklasse K eingestuft. Er ist ein Stern der noch Wasserstoff zu Helium fusioniert. Als Stern der Spektralklasse F befindet sich Epsilon B im stellaren Mittelfeld und stellt damit einen durchschnittlichen Stern dar.
Er weist die ca. 3,4-fache Masse und den ca. 1,3-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 6.400 Kelvin und er hat die ca. 3,4-fache Helligkeit unserer Sonne.
Epsilon B besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 7,3 mag.
9. Athafi Al Awwal (υ – Upsilon Draconis, 52 Draconis, HD 176524)
Athafi Al Awwal ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 344,05 Lichtjahren Entfernung.
Dabei wird Upsilon A von Upsilon B mit einer Umlaufzeit von ca. 258,48 Tagen umrundet. Die beiden Sterne sind weniger als eine Astronomische Einheit entfernt.
Athafi Al Awwal weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,827 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,70 mag auf.
Das Doppelsternsystem wird auf ein Alter von ca. 1,37 Mrd. Jahren geschätzt und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,1 km/s auf uns zu.
Upsilon A Draconis ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III während Upsilon B wahrscheinlich ein Weißer Zwergstern ist. Vermutlich handelt es sich bei Upsilon A um einen Barium-Stern.
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 Upsilon A Masse seines Partners übertragen, als sich der Barium-Stern noch in der Entwicklungsphase eines Hauptreihensterns befand.
Der heute kleiner Stern, Upsilon B, war der Spenderstern. Zu diesem Zeitpunkt war Upsilon B ein riesiger Kohlenstoffstern, der im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HDR) dem asymptotischen Riesenast (AGB: Asymptotic Giant Branch) zuzuordnen wäre.
In diesem Teil des HDR 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.
Diese Fusionsprodukte gelangten dann bei Upsilon B 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 nach vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche vordringen.
Wie dann die Elemente und ein Großteil der Masse von Upsilon B auf Upsilon A erfolgte, ist noch nicht ganz geklärt, da dieser Übertragungsprozess bei den Barium-Sternen noch nicht vollständig analysiert ist.
Am Ende des Prozesses hat sich dann Upsilon B von einem Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt.
Die beiden Sterne stehen so 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 im Extremfall 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 (Upsilon B) schon lange ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern (Upsilon A) sich zu einem Roten Riesen entwickelt hat.
Upsilon A besitzt die ca. 2,05-fache Masse und den ca. 19-fachen Radius unserer Sonne. Er hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.561 Kelvin und die ca. 2,23-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Weiße Zwerge wie Uspilon B sind sehr kleine, alte Sterne mit einer geringen Leuchtkraft. Sie bestehen aus einer heißen aber sehr stark verdichteten Materie. Sie sind das Endstadium eines Sterns, dessen Energievorrat verbraucht ist.
10. φ – Phi Draconis (43 Draconis, HD 170000)
Phi Draconis ist ein Dreifach-Sternensystem in ca. 303 Lichtjahren Entfernung.
Das sehr enge und visuell nicht auflösbare Doppelsternsystem Phi A besteht aus den beiden Sternen Phi Aa und Phi Ab. Die beiden Sterne sind ca. 0,3 AE von einander entfernt und haben eine Umlaufdauer von ca. 26,7 Tagen.
Das Doppelsternsystem Phi A und der Stern Phi B besitzen eine Umlaufzeit von ca. 307,8 Jahren. Die Umlaufbahn ist nicht rund sondern eine Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 22 AE und 157 AE von einander entfernt.
Das Sternensystem Phi Draconis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,20 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,21 mag auf.
In einer Entfernung von ca. 6.700 AE befindet sich ein Zwergstern der Spektralklasse K mit einer visuellen Helligkeit von ca. 13 mag. Sofern der Stern zum Sternensystem Phi Draconis in einer Verbindung stehen sollte, hätte er eine Umlaufdauer von mindestens 17.000 Jahren.
Phi Draconis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16 km/s auf uns zu.
Da die beiden Sterne des Doppelsternsystems Phi A so nahe beieinander sind, können die Werte der einzelnen Sterne zum Teil nur geschätzt werden.
Phi Aa Draconis ist ein Stern der Spektralklasse B8V. Er wird als „Alpha2 Canum Venaticorum Variable Star“ (α2CVn-Stern) eingestuft.
α2CVn-Sterne sind „chemically peculiar stars“ (chemisch eigenartige Sterne), bei denen starke Magnetfelder und eine erhöhte Anwesenheit der Metalle Silizium, Strontium oder Chrom festgestellt wurde. In der Astrophysik werden alle Elemente ausser Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
Bei den α2CVn-Sternen unterliegen die Magnetfelder und der Metallgehalt der Atmosphäre höheren Schwankungen als sonst normal üblich. Die Gründe hierfür können sein:
- Die Achse des Magnetfeldes und die Rotationsachse des Sterns sind nicht identisch und fallen auseinander. Der Stern besitzt eine schiefe Rotation.
- Der Aktivitätszyklus von α2CVn-Sterne mit Sonnenflecken, Protuberanzen und Sonnenkorona ist ähnlich wie bei unserer Sonne, jedoch sehr viel stärker ausgeprägt.
- Der Stern hat riesige magnetische Flecken an der Oberfläche, die sich durch die Rotation des Sterns ändern.
Da Phi Aa einer der hellsten α2CVn-Sterne ist, konnte er genauer untersucht werden.
Bei Phi Aa wurden erhöhte Werte von Silizium und Eisen gemessen. In diesen Bereichen erscheinen dunkle Flecken auf der Oberfläche des Sterns, während die Bereiche mit geringeren Werten heller erscheinen. Diese Flecken sorgen dann für eine geringe Veränderung der Helligkeit des Sterns.
Bei α2CVn-Sterne kann die Helligkeit von 0,01 bis 0,1 mag im Verlauf von 0,5 bis zu max. 160 Tagen variieren.
Phi Aa weist ein relativ normales Magnetfeld auf und es wird angenommen, dass die Helligkeitsveränderungen des Sterns durch die vorhandenen chemischen Elemente verursacht werden.
Als Stern der Spektralklasse B fusioniert Phi Aa seinen Wasserstoff wesentlich schneller als unserer Sonne. Diese Sterne sind daher heißer und leuchtkräftiger. Bei Phi Aa beträgt die Oberflächen-Temperatur ca. 12.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 185-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Phi Aa besitzt die ca. 3,2-fache Masse, den ca. 2,7-fachen Radius unserer Sonne und eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 95 km/s.
Da die beiden Sterne im Doppelsternsystem so nahe bei einander stehen ist über Phi Ab nicht viel bekannt. Es wird geschätzt, dass er die ca. 2,0-fache Masse unserer Sonne besitzt und noch ein Hauptreihenstern ist.
Das Doppelsternsystem Phi A Draconis hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,5 mag.
Phi B Draconis ist ein Zwergstern der Spektralklasse B8V. Als Hauptreihenstern ist er noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Sterne der Spektralklasse B sind sehr heiß und leuchtkräftig, da sie wesentlich schneller ihre Energiereserven fusionieren als unsere Sonne. Sie kommen eigentlich relativ selten vor. Aufgrund ihrer Leuchtkraft zählen aber etwa ein Drittel der hellsten bei uns sichtbaren Sterne zur Spektralklasse B
Phi B besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 11.429 Kelvin und die ca. 107-fache Helligkeit unserer Sonne. Er weist die ca. 2,99-fache Masse und den ca. 2,7-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 5,9 mag.
11. ω – Omega Draconis (28 Draconis, HD 160922)
Omega Draconis ist ein sehr enges und visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 75,55 Lichtjahren Entfernung.
Omega A und Omega B sind ca. 0,04 AE von einander entfernt mit einer Umlaufdauer ca. 5,28 Tage.
Das Doppelsternsystem besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,80 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,95 mag. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14 km/s auf uns zu.
Omega A ist ein Zwergstern der Spektralklasse F5V. Als Hauptreihenstern ist er noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Als Stern der Spektralklasse F präsentiert Omega A einen durchschnittlichen Stern mit mittlerer Temperatur (ca. 6.500 Kelvin), durchschnittlicher Leuchtkraft (ca. 5,61-fache Leuchtkraft der Sonne) und einem mässigen Energieverbrauch. Omega A besitzt die ca. 1,48-fache Masse und den ca. 1,8-fachen Radius unserer Sonne.
Über Omega B ist fast nichts bekannt. Er hat die ca. 1,18-fache Masse und eine Oberflächentemperatur von ca. 5.900 Kelvin.
12. Aldhibah (ζ – Zeta Draconis, 22 Draconis, HD 155763)
Aldhibah ist ein sehr enges visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 328,5 Lichtjahren Entfernung. Es ist am Rande der technischen Möglichkeiten nur spektroskopisch nachweisbar. Über den Begleiter von Zeta A ist nicht bekannt.
Das Doppelsternsystem Aldhibah besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,17 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,85 mag. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17 km/s auf uns zu.
Zeta A ist ein blau leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B6III. 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 Fusion 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.
Blauen Riesen können bis zu 150 Sonnenmassen besitzen, die Obergrenze, die bei Sternen normalerweise möglich ist. Zeta A ist mit der ca. 3,5-fachen Masse und dem ca. 4,9-fachen Radius eigentlich ein Zwergexemplar eines Blauen Riesen.
Er weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 13.400 Kelvin auf und strahlt mit der ca. 938-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 55 km/s.
13. Athebyne (η – Eta Draconis, 14 Draconis, HD 148387)
Athebyne ist ein Doppelsternsystem in ca. 92,1 Lichtjahren Entfernung.
Dabei sind Eta A und Eta B ca. 140 AE von einander entfernt und benötigen für einen Umlauf ca. 1.000 Jahre. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14,3 km/s auf uns zu.
Eta A ist eine gelb leuchtender Gelber Riesenstern der Spektralklasse G8III. Gelbe Riesensterne sehen am Ende ihres Sternenlebens. Die meisten Gelben Riesenstern haben sich aus ehemalige Blauen Riesen oder schweren Hauptreihensterne entwickelt. Eta A ist bereits bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Eta A besitzt die ca. 2,55-fache Masse und den ca. 11-fachen Radius unserer Sonne. Er hat die ca. 60-fache Leuchtkraft unserer Sonne und eine Oberflächen-Temperatur von ca. 5.055 Kelvin.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 8 km/s mit einer Drehdauer von ca. 400 Tagen. Sein Alter wird auf ca. 550 Mio. Jahre geschätzt.
Eta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,73 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,58 mag auf.
Eta B ist ein Zwergstern der Spektralklasse K2V. Er ist als Hauptreihenstern noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Eta B hat eine visuelle Helligkeit von ca. 8,8 mag.
14. θ – Theta Draconis (13 Draconis, HD 144284)
Theta Draconis ist ein sehr enges visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 68,6 Lichtjahren Entfernung.
Dabei sind Theta A und Theta B nur ca. 0,05 AE von einander entfernt. Das sind ca. 7 bis 8 Mio. km. Die beiden Sterne haben eine Umlaufdauer von 3,078216 Tagen.
Das Doppelsternsystem besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,192 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,5 mag. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,5 km/s auf uns zu.
Das Alter des Sternensystems wird auf ca. 3,1 Mrd. Jahre geschätzt.
Theta A ist ein weiß-gelb leuchtender Zwergstern der Spektralklasse F9V. Er ist wahrscheinlich noch bei Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.290 Kelvin und er strahlt mit der ca. 8,7-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Eine Abweichung von einem F-Stern, stellt die hohe Rotationsgeschwindigkeit von ca. 27 km/s dar. Hier wird ein Gezeiteneffekt durch die Beeinflussung von Theta B vermutet.
Theta A besitzt die ca. 1,21-fache Masse und den ca. 2,5-fachen Radius unserer Sonne.
Theta B ist wahrscheinlich ein Roter Zwergstern der Spektralklasse M2 mit ca. 46% der Masse unserer Sonne.
15. Edasich (ι – Iota Draconis, 12 Draconis, HD 137759)
Edasich ist ein Riesenstern der Spektralklasse K2III in ca. 101,2 Lichtjahren Entfernung. Er hat im Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet.
Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzte in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. Aus dem Wasserstoff wird 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.
Gleichzeitig wurde der Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch der Stern verwandelte. Durch die geringer werdenden Teilchen nimmt die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zu. Der Stern hat nun eine hohe Leuchtkraft.
Edasich besitzt die ca. 1,82-fache Masse, den ca. 12-fachen Radius und die ca. 55,3-fache Helligkeit unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.544 Kelvin.
Er steht am Beginn der nächsten Stufe, der Kern-Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Edasich weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,29 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,99 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,5 km/s und benötigt für einen Drehung ca. 434 Tage.
Edasich wird von dem Planeten Hypatia (Iota Draconis b) umkreist. Der Planet besitzt ca. 8,82 Jupitermassen. Die Jupitermasse ist eine astronomische Maßeinheit für große und massereiche extrasolar Planeten. Der Planet Jupiter ist der massereichste Planet in unserem Sonnensystem und hat ca. die 318-fache Masse unserer Erde.
Der Radius von Hypatia wird auf den ca. 12-fachen Radius von Jupiter geschätzt. Er weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 598 Kelvin auf.
Hypatia umrundet Edasich in einer Entfernung von ca. 1,275 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 511 Tagen. Er befindet sich in einer nicht habitablen (lebensfähigen) Zone. Diese wird bei Edasich im Bereich zwischen 6,8 und 13,5 AE vermutet.
Das Sonnensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,71 km/s auf uns zu.
16. Thuban (α - Alpha Draconis, 11 Draconis, HD 123299)
Thuban ist ein sehr enges und visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 303 Lichtjahren Entfernung.
Dabei wird Alpha A von Alpha B in einer Entfernung von ca. 0,41 AE mit einer Umlaufzeit von 51,4167 Tagen umrundet.
Thuban besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,65 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 1,20 mag. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13 km/s auf uns zu.
Alpha A ist ein weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse A0III. Er hat die Wasserstoff-Fusion bereits beendet und steht am Beginn der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Alpha A wird als ein sogenannter „Lambda-Bootis-Stern“ eingestuft. Ein Lambda-Bootis-Stern (LB-Stern) ist eine Unterklasse der pekuliären (eigentümlichen) Sterne. Diese Sterne zeigen zumindest in der oberflächennahen Schicht ihrer Sternenatmosphäre eine ungewöhnliche Metallhäufigkeit, während in den Oberflächenschichten selbst die Eisenelemente wesentlich geringer vorkommen.
Die Dauer der Unterhäufigkeit von den Eisen („iron-peak“)-Elementen in Lambda-Bootis-Sternen sollte nur wenige Millionen Jahre betragen, da es durch die Rotation der Sterne zu einem langsamen Vermischen der Atmosphärenschichten kommt.
Alpha A weist eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 26,2 km/s auf. Er besitzt die ca. 2,8-fache Masse und den ca. 3,4-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächentemperatur von Alpha A beträgt ca. 10.100 Kelvin und er strahlt mit der ca. 479-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Alpha B ist wahrscheinlich ein der Stern der Spektralklasse A2. Er hat die ca. 2,6-fache Masse und die ca. 40-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
17. κ – Kappa Draconis (5 Draconis, HD 109387)
Kappa Draconis ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B6IIIe in ca. 490 Lichtjahren Entfernung. Er dürfte in seinem Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet haben und am Beginn der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff stehen. Er beginnt sich zu einem Roten Riesen zu verwandeln und wird dann dementsprechend auch noch größer.
Der Buchstabe „e“ steht für Emissionslinien. Diese können auf eine ausgedehnte Hülle um den Stern herum hindeuten. Kappa Draconis ist ein „Shell-Star“ (Schalenstern). Shell-Stars besitzen eine zirkumstellare Hülle aus Gas und Staub.
Kappa Draconis besitzt die ca. 5-fache Masse und den ca. 6,4-fachen Radius unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse B sind extrem heiß und verbrennen ihren Vorrat an Wasserstoff so schnell, dass sie "nur" ein Alter von etwa 100 Millionen Jahre erreichen können. Die Sterne der Spektralklasse B sind zwar Raritäten in der Milchstraße, da Sie aber derart hell werden etwa ein Drittel der hundert hellsten Sterne am Sternenhimmel zur Spektralklasse B zugerechnet.
Kappa Draconis hat eine Oberflächentemperatur von ca. 13.800 Kelvin und die ca. 1.115-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er dreht sich mit hat einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 250 km/s und benötigt für eine Umdrehung weniger ca. 1,3 Tage.
Kappa Draconis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,82 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,03 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,4 km/s auf uns zu.
18. Giausar (λ – Lambda Draconis, 1 Draconis, HD 100029)
Giausar ist ein orange-rot leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse M0IIIvar in ca. 333 Lichtjahren Entfernung.
Er ist ein Stern, der am Ende seines Sternenlebens angelangt ist. In seinem Zentrum befindet sich ein entartet, verdichtet Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Entartet bedeutet, die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt.
Der Kern ist 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.
Giausar weist die ca. 1,7-fache Masse und den ca. 53-fachen Radius unsere Sonne auf. Er hat eine Oberflächentemperatur von ca. 3.958 Kelvin und die ca. 834-fache Helligkeit unserer Sonne.
Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil alle 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 Sternwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Aufgrund der geringen Masse wird sich Giausar zu einem Weißen Zwergstern entwickeln.
Giausar besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,85 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -1,14 mag. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,58 km/s.
Er gilt als ein langsamer variabler Stern und verändert seine Helligkeit um ca. 0,05 mag in einem Zeitraum von ca. 1.100 Tagen. Diese Sterne werden „Slow Irregular Variable“ genannt.
Ein Slow Irregluar Variable Star (SIV-Star) ist im Regelfall ein Riesenstern, der seine Helligkeit sehr langsam verändert. Diese verändert sich dabei in nur einem schwer zu ermittelndem Zeitraum. Manchmal kann auch keine Periode gemessen werden.
