1. Capella (α - Alpha Aurigae, 13 Aurigae, HD 34029)
Kapella ist ein Vierfach-Sternensystem in ca. 42,9 Lichtjahren Entfernung, dass aus zwei Doppelsternsystemen besteht.
Die beiden Doppelsternsysteme Capella A und Capella HL sind ca. 10.000 AE von einander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem Capella A besteht aus den beiden Riesensternen Capella Aa und Ab. Die Umlaufbahn der beiden Sterne ist fast kreisrund. Dabei sind die beiden Sterne ca. 0,74 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von etwa 104 Tagen.
Das Doppelsternsystem Capella HL besteht aus den beiden Sternen Capella H und Cappela L. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,75. Dabei sind die beiden Sterne durchschnittlich ca. 40 AE von einander entfernt, mit einer Umlaufzeit von ca. 300 Jahren.
Weitere 12 Sterne in der visuellen Nähe werden im „Washington Double Star Catalog“ ebenfalls als zu Capella zugehörig aufgelistet. Sie stehen jedoch nur visuell in der Nähe von Capella und stehen in keiner Verbindung mit dem Vierfach-Sternensystem.
Capella Aa ist ein Stern der Spektralklasse G8III.
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.
Die Einteilung der heutigen Spektralklasse 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.
Capella Aa wird in der Spektralklasse G (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse G in der Mitte ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse G auch als „mittlere Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe G steht damit für weiß-gelb leuchtende Sterne.
Die Zahl 8 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die sich noch am Anfang ihrer Entwicklung befinden, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne, die sich am Ende ihres Sternenlebens befinden. Sterne der Spektralklasse G weisen Temperaturen in Bereich von 4.900 bis 6.000 Kelvin auf.
Capella Aa wird mit der Zahl 8 Buchstaben als ein kühlerer Stern der Spektralklasse G eingestuft. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.970 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 heute nicht mehr die Reihenfolge eines Sternenlebens anzeigt.
Capella Aa 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 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 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.
Capella Aa ist schon sehr viel weiter als unsere Sonne.
Am Ende Kern-Wasserstofffusion hatte Capella Aa 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.
Capella Aa besitzt die ca. 2,57-fache Masse und den ca. 12-fachen Radius unserer Sonne.
Er wird als sogenannter „Red clump star“ eingestuft.
Die Red Clump Stars (Roten Klumpensterne) haben ihren Namen durch die Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Sie sind dort eine Ansammlung von Roten Riesen mit einer Temperatur im Bereich von 5.000 Kelvin und einer visuellen Helligkeit im Bereich von 0,5 mag (etwas mehr oder weniger). Sie treten an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach treten sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Stars sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Capella Aa beträgt ca. 4,1 km/s, bei einer Rotationsdauer von ca. 104 Tagen. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Capella Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 0,08 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 hat eine visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die absolute Helligkeit von Capella Aa beträgt ca. – 0,51 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.
Capella Aa gilt als eine der stärksten bekannten Röntgenquellen. Es wird angenommen, dass diese aus der Corona des Sterns stammt. Auch bei unserer Sonne stammt die Röntgenstrahlung aus der Corona. Denn die Corona unserer Sonne ist mit über 1 Mio. Kelvin heiß genug, um Röntgenstrahlung abzugeben.
Capella Aa besitzt die ca. 78,7-fache bolometrische Leuchtkraft unserer Sonne. Die bolometrische Leuchtkraft beinhaltet die visuellen wie auch die für uns nicht sichtbaren Spektren wie Radiowellen, Infrarotstrahlung, Ultraviolette Strahlung, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung.
Sie zeigt in der Astronomie damit die Gesamtleuchtkraft eines Himmelskörpers über das gesamte elektromagnetische Spektrum.
Capella Ab ist ebenfalls ein Riesenstern allerdings der Spektralklasse G0III.
Er besitzt die ca. 2,48-fache Masse und den ca. 8,83-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.730 Kelvin. Capella Ab strahlt mit der ca. 73-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 0,18 auf und eine absolute Helligkeit von ca. 0,16 mag auf.
Capella Ab hat für einen Riesenstern eine ungewöhnlich hohe Rotationsgeschwindigkeit von ca. 35 km/s mit einer Drehdauer von etwa 8,5 Tagen.
Er wird zu den sogenannten „Li-Rich-Giants” gezählt. Diese zeigen eine höhere Lithium-Konzentration auf als bei Riesensternen sonst üblich. Der Grund ist bisher noch nicht geklärt.
Es wird vermutet, das das Doppelsternsystem ein sogenannter „RS Canum-Venaticorum-Stern“ (RS-CVn-Sterne) sein könnte. Diese Sterne stellen eine bestimmte Klasse von Doppelsternensystemen dar. Diese sehr engen Doppelsternsysteme bestehen aus einem massereicheren Riesen oder Unterriesen mit dem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern der Spektralklasse G bis M und kleiner ist.
Die RS-CVn-Sterne zeigen neben einer Helligkeitsveränderung aufgrund einer Bedeckung des einen Sterns durch den anderen noch weitere visuelle Helligkeitsveränderungen von bis zu 0,6 mag.
Diese Helligkeitsveränderung wird wahrscheinlich durch die Rotation von Sternenflecken auf der Oberfläche der Sterne verursacht. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie durch die Beobachtungen von Flares (Strahlungsausbrüche und Sonneneruptionen).
Capella H und L sind beides Rote Zwerge der Spektralklasse M2.5V (Capella H) und M4 (Capella L).
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Rund drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie strahlen aber mit so geringer Energie, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Capella H weist eine visuelle Helligkeit von ca. 10,16 mag und 5% der bolometrischen Leuchtkraft unserer Sonne auf.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse, wären Capella H und L Braune Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Braune Zwerge nehmen eine Sonderstellung ein. Sie sind keine Planeten aber auch keine Sonnen.
Capella H besitzt ca. 57% der Masse und 54% des Radius unserer Sonne.
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 Roten Zwerge besitzen eine Oberflächen-Temperatur die zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin liegt. Die Oberflächen-Temperatur von Capella H beträgt ca. 3.700 Kelvin.
Capella L besitzt ca. 53% der Masse unserer Sonne und weist eine visuelle Helligkeit von ca. 13,7 mag auf.
Bei den Roten Zwergen findet keine Energieabgabe durch Strahlung statt. Das gesamte heiße Plasma steigt vom Sterneninneren nach oben, kühlt dort ab und sinkt wieder nach unten.
Aufgrund der Lichtundurchlässigkeit des dichten Sterneninneren erreichen die durch die Kernfusion entstandenen Photonen nicht die Oberfläche. Stattdessen wird die gesamte entstandene Energie durch Konvektion (Durchmischung der einzelnen Schichten) vom Kern zur Oberfläche weitergeleitet wird.
Das entstandene Helium befindet sich daher nicht im Kern. Das bedeutet als Folge davon, die Roten Zwerge können mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie mit der Kern-Heliumfusion beginnen .
Alle diese einzelnen Teile sorgen dafür, daß Rote Zwergsterne mehrere 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren für die Kernwasserstoff-Fusion benötigen.
Da das Alter des Universums auf rund 13,5 Mrd. geschätzt wird hat bis heute noch kein Roter Zwerg die Hauptreihen-Phase verlassen.
Der Washington Double Star-Katalog listet noch weitere zwölf Sterne auf, die jedoch nur visuell in einer Linie mit dem Vierfachsternensystem Capella stehen.
2. Almaaz (ε - Epsilon Aurigae)
Almaaz ist ein Mehrfachsternensystem, bei dem vieles noch nicht geklärt ist. Das beginnt mit der Entfernung die im Bereich zwischen 1.000 bis 1.700 Lichtjahren liegt.
Nach dem heutigen Stand der Wissenschaft ist Epsilon A wahrscheinlich ein Riesenstern der Spektralklasse F0, der von einer riesigen Scheibe aus Staub und Material umrundet wird. In dieser Scheibe befindet sich wahrscheinlich ein Doppelsternsystem aus zwei der Sternen der Spektralklasse B.
Epsilon A und Epsilon B zwischen 18 und 35 AE von einander entfernt. Die Umlaufdauer beträgt ca. 27,11 Jahre.
Seit mehr als 200 Jahren ist das Sternensystem unter Beobachtung.
Epsilon A Aurigae ist ein Überriese der Spektralklasse F0Iab. Die Leuchtkraftklasse Iab stuft ihn als leuchtkräftigen Überriesen ein.
Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachhimmel.
Im sogenannten MK-System (benannt nach seinen Urhebern William Wilson Morgan und Philip C. Keenan vom Yerkes-Observatorium) werden die Riesensterne folgenden Leuchtkraftklassen zugeordnet:
Ib steht für die Überriesen,
Ia steht für leuchtende Überriesen und
0 oder Ia stehen für die Hyperriesen.
Ihre absolute Helligkeit liegt im Bereich zwischen - 3 und – 8 mag. Je nachdem in welchem Entwicklungsstadium der Stern sich befindet, beträgt die Oberflächen-Temperatur zwischen 3.400 Kelvin (bei sterbenden Sternen) und mehr als 20.000 Kelvin bei Sternen, die erst am Anfang ihres Sternenlebens stehen.
Epsilon A weist eine visuelle Helligkeit auf die zwischen 2,92 mag und 3,83 mag liegt, sowie eine absolute Helligkeit von ca. – 9,1 mag. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.750 Kelvin und er strahlt mit der ca. 37.875-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Aufgrund ihrer Größe besitzen sie meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente in der Atmosphäre.
Die Überriesen werden über ihre Entwicklungsgeschichte definiert.
Sterne, die mit mehr als 8 - 10 Sonnenmassen mit der Kern-Wasserstofffusion beginnen, fusionieren nach der Kern-Heliumfusion weitere schwerere Elemente, bis sie einen Eisenkern entwickeln. An diesem Punkt kollabiert der Kern und wird zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmassen liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Aufgrund der unklaren Entfernung wird die Masse von Epsilon A auf das 2,2- bis 15-fache und sein Radius auf das 143 bis 358-fache unserer Sonne geschätzt.
Epsilon A ist ein „semiregular pulsating post-asymptotic giant branch star“.
Semiregular variable Stars sind Riesen oder Überriesen die regelmäßige verschiedene Helligkeitsveränderungen aufweisen, die wiederum von verschiedenen Unregelmäßigkeiten begleitet oder manchmal unterbrochen werden. Die Zeiträume können dabei im Bereich von 20 bis mehr als 2.000 Tagen liegen.
Die Helligkeitsveränderungen können im Bereich von einigen Hundertstel bis mehrere Größenklassen liegen (üblicherweise 1-2 mag) und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.
Ein AGB-Stern („Asymptotic Giant Branch Star“) ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD-Diagramm). Dort gibt es eine Region, in der die Riesensterne vom Hauptstrahl, wie ein Ast (branch) bei einem Baum, abzweigen. Im HRD-Diagramm sind dort die kühleren Riesensterne beheimatet. Nach der gängigen Theorie befinden sich alle Sterne, die eine Masse im Bereich von 0,6 bis 10 Sonnenmassen besitzen, einmal in ihrem Sternenleben im AGB-Zweig.
Ein „post-AGB-Star“ befindet in einem Übergangsbereich, zwischen einem AGB-Stern und einem Weißen Zwerg. Die post-AGB-Sterne sind bisher noch kaum erforscht. Es wird davon ausgegangen, dass diese Sterne so viel Masse verlieren, dass sich ein planetarischer Nebel um den Stern legen kann.
Epsilon A gilt als pulsationsveränderlicher Stern, bei dem sich die Helligkeit in den Zeiträumen von 67 und 123 Tagen um 0,05 mag verändert.
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 Sterninneren 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 Sterninneren 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 Sterninneren 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.
Es wird angenommen, daß es sich bei Epsilon B um ein Doppelsternsystem handeln muss. Dieses befindet sich in einer Scheibe aus Staub und Material. Die Masse des Doppelsternsystems wird auf das 5,9-fache unserer Sonne geschätzt, wenn Epsilon A etwa 13 Sonnenmassen besitzt.
Die Scheibe um Epsilon B besitzt einen Radius von ca. 3,8 AE und eine Dicke von ca. 0,475 AE
Da die beiden Sterne voreinander vorbeiziehen handelt es sich um ein sogenanntes „Eclipsing Binary“ (Algol-Sterne).
Algol (Beta Persei) ist der Namensgeber der „Algol-Sterne“. Algol-Sterne sind im Regelfall Doppelsternsysteme, bei denen die beiden Sterne regelmäßig so in einer visuellen Sichtlinie zu uns stehen, dass sich die beiden auf ihrer Umlaufbahn gegenseitig bedecken. Der Vorgang läuft genauso ab wie bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde.
Die Dauer der Helligkeitsveränderungen und die regelmäßigen Perioden lassen sich genau berechnen. Beim Doppelsternsystem Algol findet alle 2 Tage, 20 Stunden und 49 Minuten eine Bedeckung statt.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Algol-Sternen kann dabei mehrere Magnituden (mag) betragen.
Daneben kann es neben der Helligkeitsveränderung durch Bedeckung auch noch zu einer Übertragung von Masse von einem Stern auf den anderen geben, wenn die beiden Sterne sehr nahe beieinander stehen.
Die Bedeckung dauert zwischen 640 bis 730 Tagen und verändert die visuelle Helligkeit im Bereich zwischen 2,92 und 3,83 Tagen.
3. Haedus I (η – Eta Aurigae, HD 32630, 10 Aurigae)
Haedus I ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B3V in ca. 243 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Kernfusion 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.
Den größten Teil ihrer Strahlung senden sie aufgrund ihrer hohen Temperatur im ultravioletten Bereich aus.
Haedus I besitzt die ca. 5,4-fache Masse und den ca. 3,25-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 17.200 Kelvin und er strahlt mit der ca. 955-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Fusionsprozesse finden bei den Sternen der Spektralklasse B so schnell statt, dass viele Sterne max. 100 Mio. Jahre alte werden. Das Alter von Haedus I wird auf ca. 39 Mio. Jahre geschätzt. Seine Drehgeschwindigkeit beträgt ca. 95 km/s.
Haedus I weist eine visuelle Helligkeit von ca. und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,18 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,3 km/s.
4. Saclateni (ζ - Zeta Aurigae, Haedus II, HD 32068, 8 Aurigae)
Sacleteni ist ein Doppelsternsystem in ca. 790 Lichtjahren Entfernung.
Zeta A und Zeta B besitzen eine Umlaufzeit von ca. 977 Tagen (2,66 Jahre). Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern eine Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,3973. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 2,5 und 5,9 AE von einander entfernt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 3,7 bis 3,97 mag und eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. – 3,21 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,8 km/s.
Zeta A ist ein „Heller Riesenstern“ der Spektralklasse K5II, der sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff befindet. Er besitzt die ca. 5,8-fache Masse und den ca. 90-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.239 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 2.360-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Zeta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 68 km/s.
Zeta B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B7V. Er besitzt die ca. 4,8-fache Masse und den ca. 4,5-fachen Radius unserer Sonne.
Das Doppelsternsystem ist ebenfalls ein „Eclipsing-Binary“ vom Algol-Typ. Dabei läuft alle 2,66 Jahre der hellere B Stern vor dem kühleren K-Stern vorbei und sorgt für einen Helligkeitsabfall von etwa 0,15 mag.
Das Doppelsternsystem Zeta Auriga wird seit mehr als 50 Jahren sehr intensiv untersucht. Dabei wurde festgestellt, dass der kleiner Stern Zeta B der Aktivere der beiden Sterne ist.
5. Hassaleh (ι - Iota Aurigae, HD 31398, 3 Aurigae)
Hassaleh ist ein Riesenstern der Spektralklasse K3II in ca. 490 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Hassaleh besitzt die ca. 7,1-fache Masse und den ca. 127-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.160 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 4.580-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Bei Hassaleh wurde eine gering erhöhte Röntgenstrahlung nachgewiesen. Es wird angenommen, dass diese aus den sogenannten „Koronalen Schleifen“ stammt.
Die koronalen Scheifen entstehen oft nach einer Sonneneruption. Bei diesen Ausbrüchen wird heißes ionisiertes Gas (Plasma) in die Sonnenatmosphäre geschleudert.
Bei den koronalen Schleifen handelt es sich um Magnetfelder, bei denen das Gas aus den elektrisch geladenen Teilchen nicht zur Seite entweichen kann, da sie vom Magnetfeld einschlossen sind. Sie können nur entlang der Schleifen fliesen. Da die Sonnenatmosphäre wesentlich heißer ist als das Gas, werden die Schleifen aufgrund des Temperaturunterschieds sichtbar.
Durch das Magnetfeld wird das Gas nicht von der Sonne weggeschleudert, sondern wird wieder zur Sonne zurückgeführt. Dabei sehen die Schleifen dann wie ein Bogen aus.
Hassaleh weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,69 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 3,2 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,78 km/s.
Bei Hassaleh besteht die Vermutung, dass er ein variabler Stern ist. Der Nachweis fehlt bisher jedoch noch. Sein Alter wird auf ca. 40 Mio. Jahre geschätzt. Hasseleh dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 8 km/s.
Bisher ist noch nicht klar, ob er zwei Begleiter besitzt oder nicht.
6. Elnath (γ - Gamma Auriga und β - Beta Tauri, 112 Tauri, HD 35497)
Elnath ist ein Riesenstern der Spektralklasse B7III in ca. 134 Lichtjahren Entfernung. Er wird sowohl dem Sternbild Stier als auch dem Sternbild Fuhrmann zugerechnet. Dort hat er die Bezeichnung Beta Tauri.
Elnath wird verschiedentlich als ist ein sogenannter „Quecksilber-Mangan-Stern“ (HgMn-Stern) eingestuft. Diese Sterne sind eine Unterklasse der sogenannten „Chemical Peculiar Stars“ (CP-Sterne).
Sie zeigen einen hohen Anteil von Quecksilber und Mangan. Im Gegensatz zu den normalen CP-Sterne fehlt bei den HgMn-Sternen ein Magnetfeld. Sie zeigen keine hohe Rotationsgeschwindigkeit, keine übermäßige Pulsation und verfügen daher über eine relativ ruhige Atmosphäre. Die Rotationsgeschwindigkeit von Elnath beträgt ca. 59 km/s, was für einen Stern seiner Spektralklasse niedrig ist.
Die Oberflächen-Temperaturen der HgMn-Sterne liegen im Bereich von 10.000 bis 16.000 Kelvin. Die Oberflächen-Temperatur von Elnath beträgt ca. 13.824 Kelvin.
Allerdings wurde bei Elnath ein Fehlen der hohen Quecksilber-Werte entdeckt, dafür aber hohe Werte von Silizium und Chrom.
Daher wird er gelegentlich aus ein „SrCrEu-Stern“ oder als „Ap-Stern“ eingestuft.
Elnath besitzt die ca. 5-fache Masse und den ca. 4,2-fachen Radius unserer Sonne. Er strahlt mit der ca. 700-fachen Leuchtkraft unserer Sonne und sein Alter wird auf ca. 100 Mio. Jahre geschätzt.
Elnath weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,65 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,42 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,2 km/s.
Elnath hat einen visuellen Begleiter, den Stern BD + 28 795B, der jedoch in keiner physischen Verbindung mit ihm steht. Bei einer genaueren Suche wurden noch weitere Sterne entdeckt, die jedoch sehr lichtschwach sind.
7. ϑ Theta Aurigae (Mahasim, HD 40312, 37 Aurigae)
Mahasim ist ein Doppelsternsystem in ca. 166 Lichtjahren Entfernung.
Theta A und Theta B sind ca. 185 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 1.200 Jahren. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 29,5 Jahren.
Theta A ist Stern der Spektralklasse A0VpSi wird als sogenannter Alpha2 Canum Venaticorum Variable (oder α2 CVn Variable) eingestuft.
α2 CVn Variable sind chemisch andersartige (p peciluar) Hauptreihensterne der Spektralklasse B8p bis A7p. Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien. Die Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise 0,01 bis 0,1 Größen in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Theta A weist eine visuelle Helligkeit im Bereich von 2,62 bis 2,7 mag auf und eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. – 1,05 mag.
Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigen sich auch die Intensität der Spektrallinien und ihre Magnetfelder als variabel.
Die variablen Spektrallinien werden wahrscheinlich durch die unterschiedliche 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.
Theta A zeigt einen ca. 10-fachen höheren Anteil von Silicium und den etwa 100-fachen höheren Chrom-Anteil als unsere Sonne.
Ein weiteres Merkmal der α2 CVn Variablen sind Veränderungen in ihren Magnetfeldern. Dabei wird bisher angenommen das die Variabilität verschiedene Ursachen haben kann.
Zum einen zeigen α2 CVn Variable eine schiefe Rotation des Stern. Der Grund liegt darin, dass die Achse der Magnetfelder und die Rotationsachse des Stern nicht übereinstimmen.
Ein weiterer Grund liegt in den Aktivitäten der Sterns. Seine Sonnenflecken, die Protuberanzen und Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.
Theta A besitzt die ca. 3,38-fache Masse und den ca. 5,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 10.400 Kelvin und er strahlt mit der ca. 263-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 55 km/s und einer Drehdauer von etwa 3,62 Tagen.
Theta B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F2-5V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 7,2 mag. Er besitzt etwa die gleiche Masse wie unsere Sonne.
8. Menkalinan (β - Beta Aurigae, HD 40183, 34 Aurigae)
Menkalinan ist ein enges Doppelsternsystem in ca. 81,1 Lichtjahren Entfernung.
Beta A und Beta B sind ca. 0,08 A von einander entfernt, Das entspricht 20% der Entfernung vom Planeten Merkur zur Sonne. Die Umlaufzeit der beiden Sterne beträgt ca. 3,96 Tagen. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18,2 km/s auf uns zu.
Beta A und Beta B sind beides Unterriesen der Spektralklasse A1mIV. Das Doppelsternsystem ist wie Epsilon Aurigae ein sogenanntes „Eclipsing Binary“ (Algol-Sterne) bei dem die beiden Sterne voreinander vorbeiziehen.
Alle 47,5 Stunden (3,96 Tage) verändert sich dadurch die visuelle Helligkeit im Bereich von 1,89 mag bis 1,94 mag.
Beta A besitzt die ca. 2,39-fache Masse und den ca. 2,77-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.350 Kelvin und er strahlt mit der ca. 48-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta A weist eine absolute Helligkeit von ca. 0,55 mag auf und dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 33 km/s.
Beta B besitzt die ca. 2,33-fache Masse und den ca. 2,63-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.200 Kelvin und er strahlt mit der ca. 48-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die absolute Helligkeit von Beta B beträgt ca. 0,76 mag und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 34 km/s.
Beta A und Beta B sind jeweils sogenannte „Am-Sterne“.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich 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 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.
Daher besitzen auch Beta A und Beta B für Sterne der Spektralklasse A eine sehr langsame Rotationsgeschwindigkeit.
Beide Sterne werden in der Leuchtkraftklasse als „Unterriesen“ eingestuft.
Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
Beta A und Beta B stehen am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
