1. Mothallah (α - Alpha Trianguli, 2 Trianguli, HD 11443)
Mothallah (die arabische Bezeichnung für Dreieck) ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 63,54 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,69 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.
Alpha A und B sind nur ca. 0,04 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufdauer von ca. 1,74 Tagen. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 3,305076 mag auf, die im sogenannten “G-Band“ 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 zu sichtbar.
Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,74 mag.
Die absolute Helligkeit des Doppelsternsystems beträgt ca. 1,857 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 mag. 32,6 Lichtjahre sind 10 Parsec, eine andere astronomische Entfernungseinheit.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,6 km/s auf uns zu.
Alpha A Trianguli ist ein weiß-gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse F5III.
Spektralklassen werden dazu verwendet, um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Alpha A wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse F (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse F in der Mitte ihrer Entwicklung stehen. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Sie stellen praktisch den Übergang zwischen den heißen zu den kühlen Sternen dar.
Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar.
Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 6.000 bis 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Die Oberflächen-Temperatur von Alpha A beträgt etwa 6.300 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne und werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.
Die Zahl 5 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.
Alpha A wird mit den Zahl 5 als ein durchschnittlich warmer Stern der Spektralklasse F 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.
Alpha A 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 des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen.
Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Fusionen wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
Ab einer Masse des 1,4- bis 1,6-fachen unserer Sonne wird über den CNO-Zyklus der größte Teil der Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgen.
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“.
Alpha A befindet sich in seiner Entwicklung schon sehr viel weiter als unsere Sonne. Es wird angenommen, dass er sich am Anfang der Kern-Heliumfusion befindet.
Während der Kern-Wasserstoff-Fusion verringern sich die Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig steigt aber die Atommasse von 0,5 auf 1,33 atomare Einheiten an, da Helium eine höhere Atommasse besitzt.
Um das Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht zu erhalten, kam es zu einer Verdichtung der Masse. Gleichzeitig wuchs die nukleare Energieproduktion und durch diese erhöhte sich auch die Leuchtkraft von Alpha A. Die Gravitation, die nach innen wirkt, war stärker als der Gasdruck, der nach außen wirkt.
Sobald der Wasserstoff im Kern aufgebraucht war setzte, aufgrund des Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern, in der bis dahin inaktiven Wasserstoffhülle von Alpha A die Kernfusion 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 wurde die Hülle von Alpha weiter nach außen getrieben und der Radius wuchs an.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch Alpha A immer mehr und schneller verwandelt. Die Atommasse und der Gravitationsdruck nahmen immer stärker zu.
Es wird angenommen, dass Alpha A wahrscheinlich auch den Wasserstoff in der Hülle fusioniert hat, und bald mit der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff beginnt.
Alpha A besitzt die ca. 1,7-fache Masse und den ca. 3,22-fachen Radius unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 82 km/s.
Aufgrund der Nähe zu Alpha A ist von Alpha B nicht viel bekannt. Er besitzt rund 11% der Masse unserer Sonne und eine visuelle Helligkeit von ca. 13,27 mag. Alpha B wird als ein Stern der Spektralklasse M eingestuft und dürfte ein Roter Zwerg sein.
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Rund drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie strahlen mit so geringer Energie, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse wäre Alpha 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).
Die Werte in der SIMBAD-Datenbank betreffen wahrscheinlich das Doppelsternsystem. Danach beträgt die durchschnittliche Temperatur 5.957 Kelvin. Es strahlt mit der 15,313-fachen Leuchtkraft und besitzt den 3,67-fachen Radius unserer Sonne.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nummer J01531+2935A noch weitere fünf Sterne Alpha Trianguli zugeordnet.
Der Washington Double Star Catalog (WDS) ist eine astronomische Datenbank mit mehr als 150.000 Sternensystemen von Sternen, die jedoch meist nur visuell sehr nahestehen.
2. β - Beta Trianguli (4 Trianguli, HD 13161)
Beta Trianguli ist ebenfalls ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von ca. 127 Lichtjahren.
Die Umlaufbahn der beiden Sterne folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,433. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 0,13 und 0,42 AE voneinander entfernt. Die Umlaufdauer beträgt etwa 17,36 Tage.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,00 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,05 mag auf.
Beta A ist ein Unterriese der Spektralklasse A5IV.
Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden sich im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
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.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.186 Kelvin und er strahlt mit der rund 60-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt die ca. 2,58-fache Masse und den ca. 4,4-fachen Radius unserer Sonne.
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Aufgrund der Nähe zu Beta A ist über Beta B nicht viel bekannt. Es wird angenommen, dass es sich um einen Stern der Spektralklasse F mit etwa 92% der Masse und 60% der Leuchtkraft unserer Sonne handelt.
Das Doppelsternsystem wird von einer Staub- und Trümmerscheibe in einer Entfernung von 50 bis 100 AE umgeben.
Die Trümmerscheiben bestehen im Regelfall aus Staub und kleinerem Material. Aus diesen Scheiben kommt zusätzliche Infrarotstrahlung. Sie ist das Ergebnis von thermischer Strahlung, die von den Staubteilchen abgeben wird.
Die Staubteilchen werden wiederum 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 zu 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. Ihre Temperatur liegt zwischen 100 bis 150 Kelvin.
Die „kalten“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von etwa 30 bis zu weit mehr als 200 AE. Sie zeigen zum Teil eine Temperatur im Bereich von 20 Kelvin. Das ist der Temperaturbereich des Staubs im Kuipergürtel.
Bei den kalten Trümmerscheiben gibt es keinen Zusammenhang mit den Spektraltyp des Sterns, seines Alters oder seiner Metallizität.
Die Temperatur der Trümmerscheiben ist abhängig von der Leuchtkraft des Sterns um den sie kreisen. Für Sterne ähnlich unserer Sonne oder ältere Sterne kann die Staub-Temperatur im Bereich von 30 – 50 Kelvin liegen, während Sie bei den leuchtkräftigsten Sternen der Spektralklasse A sich auf 60 – 100 Kelvin erhöhen.
Das Alter des gesamten Sternensystems wird auf etwa 730 Mio. Jahre geschätzt.
3. γ - Gamma Trianguli (9 Trianguli, HD 14055)
Gamma Trianguli ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A1Vnn in einer Entfernung von 116,6 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,98 Lichtjahren.
Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Gamma Trianguli besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den rund 1,96-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 9.440 Kelvin und er strahlt mit der ca. 33-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Die Buchstaben „nn“ bezeichnen den Stern als „nebulos“, was auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hindeutet. Dadurch sind die Spektrallinien von Gamma Trianguli diffus, also nicht eindeutig.
Gamma Trianguli dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 254 km/s und benötigt für eine Umdrehung weniger als zwölf Stunden.
Aufgrund der hohen Rotation sieht Gamma Trianguli nicht aus wie eine Kugel, sondern eher wie ein Ei.
Er weist eine visuelle Helligkeit von 4,016055 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,25 mag auf.
Laut der SIMBAD-Datenbank wird Gamma Trianguli als ein sogenannter „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.
Gamma Trianguli entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,9 km/s
Er wird ebenfalls von einer Staub- und Trümmerscheibe in einer Entfernung von ca. 80 AE umgeben.
Gamma Trianguli wird einer Sternengruppe zugeordnet die „Octans near“ genannt wird. Diese Gruppe wird wiederum der „Octans Association“ (OA) zugerechnet, auch wenn bisher noch nicht abschließend geklärt ist, ob die Octans near ein Teil davon sind.
Die OA sind eine Gruppe von Sternen mit einem Alter von rund 20 Millionen Jahren in einer Entfernung von ca. 140 Parsec (rund 450 Lichtjahre).
Die Octans near sind eine Gruppe von Sternen, die in unmittelbarer Nähe der OA stehen und sich in einer Entfernung von ca. 100 Parcsec befinden. Ihr Alter wird auf 30 bis 100 Millionen Jahren geschätzt.
