1. Sirius (α - Alpha Canis Majoris, HD 48915, 9 Canis Majoris)
Sirius ist ein Doppel-Sternensystem in ca. 8,6 Lichtjahren Entfernung. Damit stehen die beiden Sterne am Fünfnächsten zu unserem Sonnensystem.
Die Umlaufbahn von Sirius A und Sirius B folgt keinem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,5914. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 8,1 AE und 31,5 AE von einander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Im Jahr 2019 waren die beiden Sterne am weitesten von einander entfernt. 2044 werden Sirius A und B wieder rund 8,1 AE nah bei einander stehen.
Sirus A ist ein Stern der Spektralklasse A0mA1Va.
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 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.
Sirius A wird in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass die Sterne aussenden. Der Buchstabe A steht damit für weiß-blau leuchtende Sterne.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne, der jeweiligen Spektralklasse.
Sterne der Spektralklasse A weisen Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 9.990 Kelvin auf. Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Sirius A wird mit der Zahl 0 Buchstaben als ein heißer Stern der Spektralklasse A eingestuft. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.900 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius). Sirius A strahlt mit der ca. 25-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Der Buchstabe „m“ stuft Sirus A als metallisch ein, dazu weiter unten mehr.
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.
Sirius A wird in die Leuchtkraftklasse V eingestuft und ist damit ein Hauptreihenstern.
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. 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.
Sterne der Spektralklasse A stehen für heiße weiß-blau leuchtende Sterne. Bei diesen Sternen erfolgt die Kern-Wasserstofffusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Sirius ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A, der als metallisch (m) eingestuft wird. Er ist ein sogenannter „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.
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. Bei Sirius lautet die ausführliche Bezeichnung des Spektraltyps: kA0hA0VmA1.
Das bedeutet, dass er ein A0-Stern ist, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird, er ist ein A0V-Stern, wenn er nach seinen Wasserstofflinien beurteilt wird und Sirius ist ein A1-Stern, wenn er durch die Schwermetalllinien beurteilt wird.
Bei Sirius A wurde ein dreifach höherer Eisengehalt in der Atmosphäre als bei unserer Sonne gemessen.
Sirius A besitzt die ca. 2,12-fache Masse und den ca. 1,711-fachen Radius unserer Sonne.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Sirius A beträgt ca. 16 km/s mit einer Rotationsdauer von ca. 5,5 Tagen. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Sirius A weist eine visuelle Helligkeit von ca. -1,46 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.
Sirius A ist der bei uns hellste Stern am Nachthimmel. Nur einige Planeten und unser Mond strahlen von uns aus gesehen heller.
Die absolute Helligkeit von Sirius A beträgt ca. 1,43 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.
Sirus B ist ein Weißer Zwerg der Spektralklasse DA2.
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern bei dem keine Kernfusion mehr stattfindet. Er ist das Endstadium eines Sterns, der eine zu geringe Masse besaß um nach einem Supernova-Ausbruch als ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch zu enden.
Die Weißen Zwerge befanden sich am Ende ihres Sternenlebens unterhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (benannt nach dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar) mit einer Restmasse von weniger als 1,44 Sonnenmassen.
Im Regelfall bestehen Weiße Zwerge aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte. Diese wird von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre umhüllt.
Die Spektralklasse DA2 bedeutet, dass die Atmosphäre von Sirius B einen hohen Anteil von Wasserstoff anzeigt.
Ein Weißer Zwerg, der die Masse unserer Sonne besitzt, weist nur die Größe des ein- bis zweifachen unserer Erde auf. Sirius B besitzt ca. 97,8 % der Masse unserer Sonne und einen Radius von ca. 12.020 km. Unsere Erde weist einen Radius von 12.742 km auf.
Die Weißen Zwerge können eine Oberflächen-Temperatur von mehr als 50.000 Kelvin besitzen. Aufgrund ihrer geringen Größe sind sie jedoch sehr leuchtschwach. Die Oberflächen-Temperatur von Sirius B beträgt ca. 25.200 Kelvin und er strahlt aufgrund der geringen Oberfläche mit ca. 2,7% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Sirus B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 8,53 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 11,43 mag auf.
Das Alter des Sternensystems Sirius wird auf ca. 240 Mio. Jahre geschätzt.
Nach dem heutigen Wissensstand waren Sirius A und B zu Beginn ihres Sternenlebens gleich. Die beiden Sterne hatten im Doppelsternsystem wahrscheinlich eine Umlaufzeit von ca. 9,1 Jahre. Sirius B entwickelte sich jedoch sehr schnell zu einem Roten Riesen, bevor er dann vor rund 120 Mio. Jahre seinen Sternenhülle explosionsartig abgestoßen hat und die Gravitation dafür sorgte, dass nur noch ein sehr dichter Kern zurückblieb.
Nachdem verschiedentlich Berichte über einen weiteren Stern im Bereich von Sirius A aufkamen wurde die Umgebung genauer untersucht. Das Weltraum-Teleskop Hubble fand jedoch keinen weiteren Stern oder Planeten und nach Auswertung der Daten wird ausgeschlossen, dass sich im Umfeld von Sirius A oder B ein weiterer Körper befindet.
Das Doppelsternsystem Sirus kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,5 km/s auf uns zu. Es wird sich noch ca. 60.000 Jahre in unsere Richtung bewegen. Danach wird es sich von uns entfernen. Sirius A wird aber wahrscheinlich noch rund 210.000 Jahre der hellste Stern am Nachthimmel bleiben.
2. Mirzam (β - Beta Canis Majoris, HD 44743, 2 Canis Majoris)
Mirzam ist ein weiß-blau leuchtender Blauer Riesenstern der Spektralklasse B1II-III in ca. 490 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch in der Phase der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Mirzam ist ein sogenannter „Beta Cephei Variable“.
„Beta-Cephei-Variable“ (BCV) zeigen aufgrund von Pulsationen auf ihrer Sternenoberfläche kleine und schnelle Änderungen ihrer Helligkeit. Es wird vermutet, das Eisen im Sterneninneren bei Temperaturen von ca. 200.000 Kelvin der Auslöser der Pulsationen ist.
BCV Sterne sind Blaue Riesensterne der Spektralklasse B mit Massen, die zwischen 7 und 20 Sonnenmassen liegen. Sie befinden sich noch in der Hauptreihenphase.
Mirzam besitzt die ca. 13,5-fache Masse und den ca. 9,7-fachen Radius unserer Sonne.
Die BCV-Sterne sind benannt nach dem Prototyp Beta Cephei im Sternbild Kepheus. Er zeigt eine Helligkeitsveränderung von 3,16 bis 3,27 mag in einem Zeitraum von 4,57 Stunden. Der Stern zeigt sich am hellsten wenn er am kleinsten und heißesten ist.
Mirzam zeigt aufgrund der weiten Entfernung eine visuelle Helligkeit von 1,97 – 2,01 mag mit drei Pulsationsperioden von jeweils rund 6 Stunden. Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Mirzam beträgt ca. – 4,1 mag.
Die Pulsationen der Beta-Cephei-Variablen werden durch den „Kappa-Mechanismus“ und „die p-Mode-Pulsation“ gesteuert.
Die p-Mode-Pulsation wird als Hochfrequenz-Modus bezeichnet (p = pressure (Druck)).
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 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 Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Die Oberflächen-Temperatur von Mirzam beträgt ca. 23.150 Kelvin und er strahlt mit der ca. 26.600-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Riesensterne haben im Regelfall ein sehr kurzes Leben, da sie ihr Material wesentlich schneller fusionieren als kleinere Sterne. Das Alter von Mirzam wird auf etwa 12 bis 13 Mio. Jahre geschätzt. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 31 km/s und einer Rotationsdauer von etwa 18,6 Tagen.
Obwohl Mirzam rund 480 Lichtjahre entfernt ist befindet er sich wie unsere Sonne in der sogenannten „Lokalen Blase“. Die lokale Blase ist eine Region im interstellaren Raum unserer Milchstraße mit niedriger Dichte des galaktischen interstellaren Mediums.
Das interstellare Medium besteht aus der Materie, den Magnetfeldern und der Strahlung zwischen den Sternen einer Galaxie.
Mirzam entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 33,7 km/s.
3. ι - Iota Canis Majoris (HD 51309, 20 Canis Majoris)
Iota Canis Majoris ist ein blau-weiß leuchtender Blauer Überriese der Spektralklasse B3Ib in ca. 1.300 Lichtjahren Entfernung. Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachthimmel.
Die Blauen Riesen und Überriesen 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 Überriesen 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.
Da die Blauen Überriesen für ein stellares Leben regelmäßig nur eine geringe Lebenserwartung aufweisen, finden sich viele der Blauen Riesen und Überriesen in den sogenannten „OB-Assoziationen“. Die OB-Assoziationen sind eine Ansammlung von jungen Sternen, die nur lose miteinander verbunden sind. Sie sind im Regelfall ihre Geburtsstätte.
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.
Iota Canis Major weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,4 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 5,51 mag auf. Verschiedentlich wurde er als Beta Cephei Stern eingestuft, der seine visuelle Helligkeit im Bereich von 4,36 – 4,40 mag verändert. Zwischenzeitlich wird aber davon ausgegangen, dass die visuelle Helligkeitsveränderung eher auf die weite Entfernung und das interstellare Medium zurückzuführen ist.
Die Oberflächen-Temperatur von Iota beträgt ca. 17.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 47.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Aufgrund ihrer Größe besitzen die Riesensterne 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 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Iota besitzt die ca. 12,5-fache Masse und den ca. 25,9-fachen Radius unserer Sonne. Es wird davon ausgegangen, dass er einmal sein Sternenleben als Supernova beendet.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Iota Canis Majoris wurde mit 27,4 km/s gemessen. Das ist für einen Stern seiner Klasse sehr niedrig. Daher wird angenommen, dass wir auf einen Pol von Iota schauen.
Sein Alter wird auf etwa 14,8 Mio. Jahre geschätzt. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 41 km/s.
4. Muliphein (γ - Gamma Canis Majoris, HD 53244, 23 Canis Majoris
Muliphein ist ebenfalls ein blau-weiß leuchtender Blauer Riesenstern, der Spektralklasse B8II, in ca. 440 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein sogenannter „Bp-Stern“.
Die Bp-Sterne sind chemisch eigenartige Sterne (das "p" steht für peculiar (eigenartig)) der Spektralklasse B. Die „Chemically Peculiar Stars“ (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne) werden in verschiedene Unterklassen eingeteilt.
Muliphein ist ein CP-Stern der Unterklasse der sogenannten „HgMn-Sterne“.
Die HgMn-Sterne zeichnen sich dadurch aus, dass bei ihnen eine ungewöhnliche hohe Menge an schweren Elementen wie Quecksilber (Hg) und Mangan (Mn) gefunden zu wurde. Bei Muliphein wurden ein 2.000-fach höherer Wert an Hg gefunden, dagegen keine Seltenen Erden oder das Element Gallium (Ga).
Im Gegensatz zu den anderen CP-Sternen wurde bei den HgMn-Sternen noch kein oder nur ein sehr schwaches Magnetfeld gefunden.
HgMn-Sterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse A2 bis B5 und der Leuchtkraftklasse V bis IV. Ihre Temperaturen liegen in einem Bereich zwischen 10.000 und 16.000 Kelvin.
Die Oberflächen-Temperatur von Muliphein beträgt ca. 13.600 Kelvin.
Die chemischen Besonderheiten der Atmosphäre der HgMn-Sterne stehen im Zusammenhang mit der Temperatur und der Gravitation des Sterns.
Bei Temperaturen unter 10.000 Kelvin ist Mangan schwer nachzuweisen. Bei Temperaturen über 16.000 Kelvin dagegen verlässt Mangan den Stern über erhöhte Strahlung. Bei Temperaturen von mehr als 18.000 Kelvin verhindert der Sternenwind, dass sich Mangan in den oberen Schichten eines Sterns halten kann.
HgMn-Sterne zeigen nur sehr geringfügige Pulsationen.
Nur wenn die Sterne ein schwaches Magnetfeld (das bei den HgMn-Sternen meistens nicht entdeckt wird) besitzen ist es möglich, dass die schwereren Elemente als Flecken in erhöhter Konzentration auftreten können.
Muliphein besitzt die ca. 4,3-fache Masse und den ca. 5,6-fachen Radius unserer Sonne. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 4,10 mag und seine absolute Helligkeit liegt bei ca. 1,4 mag. Er strahlt mit der ca. 685-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Muliphein dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 30 km/s und einer Drehdauer von ca. 6,16 Tagen. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 32 km/s.
Muliphein ist ein Mitglied des offenen Sternhaufens Collinder 121.
Collinder 121 und die verbundene OB-Association sind zwischen 2.450 und 3.260 Lichtjahre von uns entfernt und umfassen bisher 103 bekannte Sterne.
5. θ- Theta Canis Majoris (HD 50778, 14 Canis Majoris)
Theta Canis Majoris ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K4III in ca. 260 Lichtjahren Entfernung.
Er hat in seinem Inneren die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium schon vor einiger Zeit beendet und ist zur Zeit dabei Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff zu fusionieren. Damit ist er schon einen Schritt weiter als unsere Sonne.
Nach dem Ende der Wasserstoff-Fusion hatte Theta einen entarteten Kern. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Das Gas im Inneren von Theta hatte zu diesem Zeitpunkt nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe die Dichte und Temperatur hatte dann nach der Wasserstoff-Fusion im Kern das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. 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 temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Theta Canis Majoris besitzt ca. 95% der Masse und den ca. 32-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.145 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberflächen mit der ca. 263-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Sternenhülle von Theta war aber in der Lage die schnelle Expansion 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.
Theta Canis Majoris dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,72 km/s. Sein Alter wird auf rund 10,4 Mrd. Jahre geschätzt.
Theta Canis Majoris weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,08 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,36 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 96 km/s.
6. ο2 - Omicron 2 Canis Majoris (24 Canis Majoris, HD 53138)
Omicron 2 Canis Majoris ist wie Iota Canis Majoris ein weiß-blau leuchtender Blauer Überriese der Spektralklasse B3Ia in ca. 2.800 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Bezeichnung „Ia“ steht für die leuchtenden Überriesen.
Omicron 2 ist ein sogenannter „Alpha Cygni Variable“
Alpha-Cygni-Variablen (ACV) sind helligkeitsveränderliche Sterne, die an unterschiedlichen Stellen des Sterns Pulsationen aufweisen. Das bedeutet, dass sich einige Teile der Sternenoberfläche zusammenziehen, während sich andere Teile ausdehnen. Die Pulsationen treten in einem verhältnismäßigen kleinen Oberflächen-Bereich auf, wobei ihr Zeitpunkt nicht vorherbestimmt werden kann.
Bei ACVs handelt es sich um Überriesen der Spektraltypen B oder A. Die Helligkeitsschwankungen in der Größenordnung von 0,1 mag sind mit den Pulsationen verbunden, die aufgrund mehrerer Pulsationsperioden oft unregelmäßig erscheinen.
Die Pulsationen haben im Regelfall sehr kurze Perioden im Bereich von mehreren Tagen bis zu mehreren Wochen.
Der Namensgeber dieser Sternenklasse ist Deneb (Alpha Cygni). Er zeigt Helligkeitsschwankungen zwischen 1,21 und 1,29 mag.
Omicron 2 weist eine visuelle Helligkeit auf, die im Bereich von 2,98 bis 3,04 mag variiert. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. – 7,3 mag.
Der Grund der Pulsationen von Alpha Cygni Variablen ist bisher noch nicht vollständig geklärt. Sie sind nicht auf einen bestimmten Temperatur- und Helligkeitsbereich beschränkt, wie es die meisten pulsierenden Sterne tun.
Omicron 2 besitzt die ca. 21,4-fache Masse und den ca. 65-fachen Radius unserer Sonne.
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 II. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Auch bei Omicron 2 wird Ende seines Sternenlebens eine Supernova vom Typ II erwartet.
Bei einer Supernova vom Typ II kommt es innerhalb von Sekunden zuerst zu einem Zusammenbruch und dann zu einer heftigen Explosion eines massiven Sterns . Ein Stern muss mindestens die 8-fache Sonnenmasse besitzen.
Omicron 2 entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 48,4 km/s.
7. Wezen (δ - Delta Canis Majoris, 25 Canis Majoris, HD 54605)
Wezen ist ein Gelber Überriese der Spektralklasse F8Ia in ca. 1.600 Lichtjahren Entfernung.
Gelbe Überriesen sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G sowie ehemalige Hauptreihensterne. Ihre absolute Helligkeit kann bis zu ca. – 8 mag. Sie zeigen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 4.000 bis 8.000 Kelvin. Die Gelben Überriesen sind sehr seltene Sterne.
Wezen besitzt die ca. 16,9-fache Masse und den ca. 215-fachen Radius unserer Sonne. Das entspricht etwa einer Astronomischen Einheit. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.390 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 82.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Gelben Riesen und Überriesen befinden sich im Regelfall sehr weit fortgeschritten in der Sternenentwicklung. Sie stehen in astronomischen Zeiträumen gemessen kurz vor der nächsten Stufe und werden dann zu einem Roten Riesen.
Bei vielen von ihnen handelt es sich um weiterentwickelte ehemalige Blaue Riesensterne oder Hauptreihensterne.
Wezen hat die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und steht nun an der nächsten Stufe, der Kern-Heliumfusion. Riesensterne fusionieren ihr Material wesentlich schneller als unserer Sonne. Das Alter von Wezen wird auf etwa 12 Mio. Jahre geschätzt.
Wezen dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 25 km/s mit einer Dauer von rund einem Jahr.
Wezen weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,824 und eine absolute Helligkeit von ca. - 6,86 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 34,3 km/s.
8. σ – Sigma Canis Majoris (22 Canis Majoris, HD 52877)
Sigma Canis Majoris ist ein orange-rot leuchtender Überriese der Spektralklasse K4III in ca. 1.120 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Dann befindet sich in seinem Zentrum ein entarteter, verdichteter Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff.
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.
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 Sternenwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Zur Zeit besitzt Sigma Canis Majoris die ca. 12,3-fache Masse und den ca. 420-fachen Radius unserer Sonne. Das entspricht etwa 1,95 AE.
Sigma Canis Majoris ist ein sogenannter „Slow Irregular Variable Star“ (SIV-Star).
Ein SIV-Star ist im Regelfall ein Riesenstern, der am Ende seines Sternenlebens steht. Er verändert seine Helligkeit sehr langsam. Diese Variabilität zeigt sich dabei in nur einem schwer zu ermittelnden Zeitraum. Manchmal kann auch keine Periode gemessen werden. Die SIV-Stars werden im Allgemeinen Katalog der variablen Sterne (GCVS) in die Unterklassen L, LB und LC unterteilt.
Sigma Canis Majoris ist ein SIV-Star der Unterklasse LC.
Bei den LC-Sternen handelt es sich im Regelfall um Überriesen, die keine regelmässige Helligkeitsveränderungen zeigen. Die absolute Variabilität liegt aber in einem Bereich von rund 1 mag.
Sigma Canis Majoris weist eine visuelle Helligkeit im Bereich von 3,43 bis 3,51 mag und eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. – 5,14 mag auf.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.750 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 31.000-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Obwohl sein Alter auf nur ca. 16,5 Mio. geschätzt wird, steht Sigma Canis Majoris doch am Ende seines Sternenlebens. Das Finale wird dann auch bei ihm eine Supernova bilden.
Sigma Canis Majoris entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 22 km/s.
9. Adhara (ε – Epsilon Canis Majoris, 21 Canis Majoris, HD 52089)
Adhara ist ein Doppelsternsystem in ca. 430 Lichtjahren Entfernung.
Epsilon A und B sind ca. 900 AE von einander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von ca. 7.500 Jahre. Das Doppelsternsystem Adhara entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 27 km/s.
Epsilon A ist ein Blauer Überriese der Spektralklasse B1.5II. Er befindet sich wahrscheinlich am Ende Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Epsilon A besitzt die ca. 12,6-fache Masse und den ca. 13,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 22.900 Kelvin und er strahlt mit der ca. 38.700-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er ist eine der hellsten bekannten Ultravioletten Strahlungsquellen am Nachthimmel. Da die UV-Strahlung kürzere Wellenlängen als das sichtbare Licht besitzt, werden damit die heißen oder sehr nahen Sterne beobachtet.
Die Strahlungsquelle von Epsilon A wird auch zur Untersuchung der sogenannten „Lokalen Interstellaren Wolke“ (Local Interstellar Cloud LIC) genutzt, durch die Adhara wie auch unsere Sonne wandert. Die LIC besitzt einen Durchmesser von etwa 30 Lichtjahren und ist Teil der „Lokalen Blase“. Diese hat einen Durchmesser von etwa 300 Lichtjahren.
Epsilon A verliert etwa 0,0001% Sonnenmasse pro Jahr. Diese wird mit einer geschätzten Geschwindigkeit von etwa 70 km/s vom Stern weggeblasen.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 25 km/s. Bei Epsilon A wurde die sogenannte „Dynamical Magnetosphere“ (DM) beobachtet, die sich bei langsam drehenden magnetischen massereichen Sternen entwickelt.
Bei der DM wird der abfließende Sternenwind durch geschlossene Magnetschleifen eingefangen. Dabei handelt es sich um einen komplexen Vorgang, da von den Magnetschleifen von den Fußpunkten des Sterns heißes Material von unten nach oben befördert wird. Bei diesem Vorgang kommt es zu einer „Schockerhitzung“ des eingefangenen Materials. Sobald das Material wieder erkaltet ist, fällt es im Rahmen der Gravitation zurück zum Stern.
Epsilon A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,5 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 4,8 mag auf.
Vor rund 4,7 Mio. Jahren war Adhara nur 34 Lichtjahre von uns entfernt und das hellste Sternensystem am Nachthimmel.
Epsilon B ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern mit einer visuellen Helligkeit von ca. 7,5 mag. Aufgrund der massiven Strahlung von Epsilon A ist nichts über ihn bekannt.
10. Aludra (η – Eta Canis Majoris, 31 Canis Majoris, HD 58350)
Aludra ist ein blau-weiß leuchtender Blauer Überriese der Spektralklasse B5Ia in ca. 2.000 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten in der Kern-Wasserstofffusion zu Helium. Aludra ist wie Omicron 2 ein sogenannter „Alpha Cygni Variable“.
Er besitzt die ca. 15-fache Masse und den ca. 43-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 13.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 66.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Aludra dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 50 km/s.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,45 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 6 mag auf. Aludra entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 41 km/s.
Auch Aludra ist Teil des Sternhaufen Collinder 121. Sein Alter wird auf etwa 12 Mio. Jahre geschätzt.