1. Kitalpha (α – Alpha Equulei, 8 Equulei, HD 202447)
Kitalpha ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 189,65 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 2,68 Lichtjahren.
Alpha A und Alpha B sind etwa 0,66 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufdauer von 98,81 Tagen. 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. 15,7 km/s auf uns zu.
Alpha A
Alpha A ist ein Riesenstern der Spektralklasse G7III.
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 G (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklassen F und G in der Mitte ihrer Entwicklung stehen. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.
Im Regelfall befinden sich Sterne der Spektralklasse G in einem Temperaturbereich von 4.900 bis 6.000 Kelvin. Durch diese nicht allzu hohen Temperaturen haben Sterne ähnlich unserer Sonne keinen großen Energieverbrauch und können mehr als 10 Mrd. Jahre alt werden.
Die Oberflächen-Temperatur von Alpha A beträgt etwa 5.100 Kelvin (+ / - 150 Kelvin). Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Die Zahl 7 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 7 als ein etwas kühlerer Stern der Spektralklasse G 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 umgewandelt 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 einen Schritt 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 während der Wasserstoff-Fusion 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 wirkte, war stärker als der Gasdruck, der nach außen wirkte.
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 verwandelte. 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. 2,3-fache Masse und den ca. 9,2-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der rund 52,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Alpha A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 20 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Alpha B
Alpha B ist ein weiß leuchtender Zwergstern der Spektralklasse kA3hA4mA9. Er ist ein sogenannter „Am“-Stern.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, in deren 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 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.
Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-K-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt.
Der Spektraltyp kA3hA4mA9 von Alpha B zeigt an, dass er ein A3-Stern ist, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird. Wenn er durch die Wasserstoff-Linien bewertet wird, ist Alpha B ein A4V-Stern und anhand der Schwermetalllinien präsentiert er sich als ein A9V-Stern.
Alpha B besitzt die rund 2-fache Masse und den ca. 2,6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 8.150 Kelvin und er strahlt mit der ca. 26,3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Sternensystem Kitalpha weist eine visuelle Helligkeit von 3,782287 mag auf. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,7 mag.
Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar.
Die absolute Helligkeit des Doppelsternsystems Sterne beträgt ca. - 0,04 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.
Der weitere Weg des Sternensystems scheint zum Teil vorgezeichnet zu sein. Der Stern Alpha A wird sich weiter aufblähen und dabei auch Masse abgeben. Diese wird dann von Alpha B aufgenommen werden.
Danach kommen dann verschiedene Möglichkeiten in Betracht. Eine davon wäre, dass die beiden Sterne zu einem Riesenstern verschmelzen.
2. β – Beta Equulei (10 Equulei, HD 203562)
Beta Equulei ist ein weiß leuchtender Stern der Spektralklasse A3V in einer Entfernung von 320,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 3,57 Lichtjahren.
Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Beta Equulei besitzt die ca. 2,74-fache Masse und den rund 4-fachen Radius unserer Sonne.
Beta Equulei befindet sich mitten in einer Trümmerscheibe.
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 im Regelfall eine Dicke von weniger als 0,1 AE. Sie können jedoch einen Durchmesser von bis 120 AE erreichen.
Die gefundenen Mineralien der Trümmerscheiben entsprechen den Kometen unseres äußeren Sonnensystems.
Die „warmen“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von einigen AE. 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.
Die Trümmerscheibe von Beta Equulei befindet sich in einer Entfernung von rund 104 AE. Ihre Temperatur beträgt ca. 85 Kelvin.
Bei den kalten Trümmerscheiben gibt es im Regelfall keinen Zusammenhang mit dem Spektraltyp des Sterns, seines Alters oder seiner Metallizität.
Die Temperatur der Trümmerscheiben ist auch abhängig von der Leuchtkraft des Sterns um den sie kreisen. Für Sterne ähnlich unserer Sonne oder älteren Sternen kann die Staub-Temperatur im Bereich von 30 – 50 Kelvin liegen, während Sie sich bei den leuchtkräftigsten Sternen der Spektralklasse A auf 60 – 100 Kelvin erhöhen.
Die Oberflächen-Temperatur von Beta Equulei beträgt ca. 8.775 Kelvin und strahlt mit der rund 75-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er weist eine visuelle Helligkeit beträgt 5,129973 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,165 mag auf.
Beta Equulei dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 58 km/s.
Beta Equulei wird als ein „High Proper Motion Star“ eingestuft.
Die High Proper Motion Stars 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.
Beta Equulei kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 11,1 km/s auf uns zu. Sein Alter wird auf rund 600 Mio. Jahre geschätzt.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nummer J21229+0649 neben Beta Equulei noch weitere 6 Sterne geführt.
Der Washington Double Star Catalog (WDS) ist eine astronomische Datenbank mit mehr als 150.000 Sternensystemen, die jedoch meist nur visuell sehr nahestehen.
UCAC4 485-130728 (J21229+0649B)
UCAC4 485-130728 ist ein Stern in einer Entfernung von 13.520 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1.140 Lichtjahren. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.835 Kelvin.
UCAC4 485-130728 weist eine visuelle Helligkeit von 13,856053 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,77 mag auf.
Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8 km/s.
UCAC4 485-130722 (J21229+0649C)
UCAC4 485-130722 ist ein Stern in einer Entfernung von 1.145 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 8 Lichtjahren.
UCAC4 485-130722 weist eine visuelle Helligkeit von 12,559563 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,83 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 38 km/s auf uns zu.
UCAC4 485-130723 (J21229+0649D)
UCAC4 485-130723 ist ein Stern in einer Entfernung von 1.192,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 6,8 Lichtjahren.
UCAC4 485-130723 weist eine visuelle Helligkeit von 13,165247 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,35 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 40,4 km/s auf uns zu.
3. γ – Gamma Equulei (5 Equulei, HD 201601)
Gamma Equulei ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 115,48 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,605 Lichtjahren.
Gamma A und Gamma B sind rund 54 AE voneinander entfernt, mit einer Umlaufzeit von mindestens 250 Jahren. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von etwa 16,5 km/s auf uns zu.
Gamma A ist ein Stern der Spektralklasse A9VpSrCrEu. Er wird als Alpha-2-Canum-Venaticorum-Stern (α2 CVn Variable) eingestuft.
α2 CVn Variable sind chemisch andersartige Hauptreihensterne der Spektralklasse B8p bis A7p. Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien.
Ihre Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise 0,01 bis 0,1 mag in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Gamma A zeigt Helligkeitsveränderungen von 0,19 mag mit verschiedenen Perioden. Diese liegen alle in einen Zeitraum von etwa 12 Minuten.
Gamma A weist eine visuelle Helligkeit von 4,653583 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,91 mag auf.
Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigt sich auch die Intensität der Spektrallinien und ihre Magnetfelder als variabel.
Die variablen Spektrallinien werden der unterschiedlichen Verteilung der Metalle in der Atmosphäre der α2 CVn Variable zugeschrieben.
Dadurch wird die Oberflächen-Helligkeit der Sterne an unterschiedlichen Stellen heller oder dunkler. Die Metalle Si, Mn, Cr, Sr und Eu kommen in sehr viel höherer Konzentration vor, als in anderen Sternen. Durch diese stärkere Intensität verändert sich die Helligkeit und führt zu Helligkeitsschwankungen.
Ein weiteres Merkmal der α2 CVn Variablen sind Veränderungen in ihren Magnetfeldern. Diese kann verschiedene Ursachen haben.
Zum einen zeigen α2 CVn Variable eine schiefe Rotation. Der Grund liegt darin, dass die Achse der Magnetfelder und die Rotationsachse des Stern nicht übereinstimmen.
Wie bei vielen α2 CVn Variable handelt es sich auch bei Gamma A um einen “Rapidly oscillating Ap star“ (RoAp-Stars).
Die RoAP-Stars und die α2 Canum Venaticorum-Variablen sind relativ ähnlich. Daher handelt es sich bei den RoAP-Stars auch oftmals um α2 CVn Variable. Die magnetisch-chemischen Sterne werden auch vielfach den Delta-Scuti-Sternen zugeordnet.
Währende die meisten RoAP-Sterne eine hohe Rotationsgeschwindigkeit besitzen beträgt diese bei den Gamma A nur 7 km/s.
Die RoAP-Sterne sind eine Unterklasse der Ap-Sterne mit Helligkeitsveränderungen, die im Bereich zwischen 5 und 23 Minuten liegen.
Die RoAp-Sterne (peciluar (p), Sterne der Spektralklasse A) zeigen in ihren Spektren erhöht seltene Elemente wie Sr, Cr und Eu.
Der Grund der erhöhten Werte liegt in dem stabilen Magnetfeld mit Größenordnungen von einigen bis mehreren zehn kG (10 KiloGauß = 10.000 Gauß) vor. Dieses stabile Magnetfeld ermöglicht die Bildung von Sonnenflecken, die sich an den Magnetpolen der RoAp-Sterne konzentrieren.
Die Erde besitzt eine Magnetfeldstärke von 0,5 G, die Sonne von rund 50 G.
Bei den RoAp-Sternen garantiert das starke Magnetfeld, dass ein Teil der Wellenenergie in jedem Pulsationszyklus im Inneren des Sterns gehalten wird, und zwar für beliebig große Frequenzen.
Das Magnetfeld von Gamma A ist etwa 150.000-fach größer als das der Erde. Die Variabilität-Periode des Magnetfelds von Gamma A beträgt 97,16 Jahre. Die Veränderungen liegen in einem Bereich von 1,3 kG.
Die magnetische Achse und die Pulsationsachse von RoAp-Sternen sind eng zueinander ausgerichtet. Sie stehen aber geneigt zur Rotationssachse des Sterns.
Ein weiterer Grund liegt in den Aktivitäten der Sterns. Seine Sonnenflecken, die Protuberanzen und die Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie bei unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.
Die Helligkeitsveränderung von Gamma A kommen aufgrund der P-mode-Pulsation (pressure = Druck) und des Kappa-Mechanismus zustande.
Der Kappa-Mechanismus ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von pulsationsveränderlichen Sternen (Veränderliche Sterne) beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität (kappa) in der Sternenatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht.
Das heißt, die Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht (und der Stern sich dadurch zusammenzieht), wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht und nach außen drückt. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck und der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt.
Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt:
Wegen der hohen Dichte im 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 (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant.
Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert. Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen.
Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d. h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterneninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Gamma A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von rund 8 km/s und benötigt für eine Drehung etwa 0,5 Monate. Er besitzt die ca. 1,8-fache Masse und den ca. 2,1-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.574 Kelvin und er strahlt mit der rund 12,8-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Gamma B ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G9 oder K0 mit einer visuellen Helligkeit von etwa 8,7 mag.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nummer J21103+1008A noch zwei weitere Sterne geführt:
UCAC2 35490518 (J21103+1008C)
UCAC2 35490518 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse F in einer Entfernung von 3.418 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 46,5 Lichtjahren mit dem ca. 2,33-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 6.190 Kelvin und er strahlt mit der ca. 7,17-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC2 35490518 weist eine visuelle Helligkeit von 12,619699 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,52 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 15,74 km/s auf uns zu.
6 Equulei (J21103+1008D)
6 Equulei ist ein Stern der Spektralklasse A2Va in einer Entfernung von 371,89 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 7 Lichtjahren.
Er besitzt die rund 2,6-fache Masse und den rund 1,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.200 Kelvin und er strahlt mit der ca. 75-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
6 Equulei weist eine visuelle Helligkeit von 6,059157 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,774 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 65 km/s und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,9 km/s von uns.
4. δ - Delta Equulei (7 Equulei, HD 202275)
Delta Equulei ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 60,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,83 Lichtjahren.
Delta A und B sind zwischen 4,3 und 4,7 AE voneinander entfernt. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,437 und einer Umlaufzeit von rund 5,71 Jahren.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 4,356255 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,0 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 15,85 km/s auf uns zu.
Delta A ist ein Stern der Spektralklasse F7V.
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 von 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 Delta A beträgt etwa 6.282 Kelvin und er strahlt mit der rund 5,17-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne und werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.
Während bei den Sterne der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umwandeln wird, erfolgt dies bei den Sternen der Spektralklassen Klassen F und G (unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V) im Rahmen der vier Schritte durch die sogenannte „Proton-Proton-Reaktion“.
Während die Sterne der Klassen O, B und A im Kohlenstoffzyklus Wasserstoff in Helium umwandeln geschieht das bei den Klassen F und G durch die Proton-Proton-Reaktion.
Delta A befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca.1,192-fache Masse und den rund 1,92-fachen Radius unserer Sonne.
Delta B wird als ein Stern der Spektralklasse G eingestuft.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.700 Kelvin und er strahlt mit der rund 1,35-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt den ca. 1,19-fachen Radius unserer Sonne.
Aufgrund der relativen Nähe des Doppelsternsystems zu uns wurden Delta A und B auf eventuelle Planeten untersucht. Gefunden wurde aber bisher noch keiner.
Dabei wurde auch ein Bereich festgelegt in dem Leben die Möglichkeit hätte sich zu entwickeln.
Sofern die Planeten nicht weiter als 0,66 AE vom jeweiligen Stern entfernt wären, hätten sie eine stabile Umlaufbahn um eine der beiden Sonnen mit einer Umlaufdauer von rund einem halben Jahr.
Sofern ein Planet in einer stabilen Umlaufbahn das Doppelsternsystem umrunden würde, wäre er vom Baryzentrum mindestens 16 AE entfernt und hätte eine Umlaufdauer von mindestens 37 Jahren.
Laut dem WDS-Katalog wird dem Sternensystem noch ein dritter Stern zugeordnet:
UCAC2 35491293 (WDS J21145+1000C)
UCAC2 35491293 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse F in einer Entfernung von 1.112,26 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 6,79 Lichtjahren.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.057 Kelvin. Er besitzt etwa den 2,37-fachen Radius unserer Sonne und er strahlt mit der rund 6,8-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC2 35491293 weist eine visuelle Helligkeit von 10,244811 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,58 mag auf.
