1. Diadem (α - Alpha Coma Berenices, 42 Comae Berenices, HD 114378 + HD 114379)
Diadem ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 58,06 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - einem Lichtjahr.
Die beiden Sterne Alpha A und Alpha B sind im Durchschnitt rund 10 AE voneinander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Da die Umlaufbahn nicht einem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,6716 folgt, kommen sich die beiden Sterne bis auf etwa 6 AE nahe. Die Umlaufzeit beträgt ca. 25,87 Jahre.
Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,7 km/s auf uns zu.
Das Doppelsternsystem Alpha A weist eine visuelle Helligkeit von 4,656462 mag auf, die im sogenannten “G-Band“ gemessen wurde.
Für den Astrometrie-Satelliten GAIA ist es schwierig Sterne mit einer größeren Helligkeit als 3 mag zu vermessen. Daher wurde die überwiegende Mehrheit der Sterne mit einer visuellen Helligkeit zwischen 10 und 15,5 mag im G-Band gemessen. GAIA benutzt dabei eine eigene Definition der “G-Band-Magnitude“.
Die G-Band-Magnitude ist eine scheinbare Helligkeit von Himmelsobjekten wie sie von der Raumsonde Gaia gemessen wird.
Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop 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 des Doppelsternsystems beträgt ca. 3,404 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.
Alpha A ist ein Stern der Spektralklasse F5V.
Spektralklassen werden dazu verwendet, um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Alpha A wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse F (lateinischer Buchstabe) verortet.
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 haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Die Oberflächen-Temperatur von Alpha beträgt ca. 6.391 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Die Zahl 5 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die wärmsten Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse.
Alpha A wird mit den Zahl 5 als ein durchschnittlich warmer Stern der Spektralklasse F eingestuft.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Alpha A wird als ein Hauptreihenstern der Leuchtkraftklasse V 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.
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“.
Doch wenn die F- und G-Sterne eine Masse des 1,4- bis 1,6-fachen unserer Sonne aufweisen wird auch bei ihnen über den CNO-Zyklus der größte Teil der Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgen.
Alpha A besitzt die ca. 1,237-fache Masse, den rund 1,44-facher Radius und die ca. 1,72-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 19,9 km/s und benötigt ca. 3 Tage für eine Umdrehung. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt für einen Umlauf ca. 25 Tage.
Alpha B wird als der Zwilling von Alpha A angesehen und befindet sich ebenfalls noch Mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er wird ebenfalls als ein Stern der Spektralklasse F5V eingestuft. Es wird angenommen, dass er eine ähnliche Masse, Radius und Leuchtkraft wie Alpha A besitzt.
Laut dem WDS-Katalog wird Alpha Coma Berenices noch ein weiterer Stern (UCAC2 38080308) zugeordnet.
Der Washington Double Star Catalog (WDS-Katalog) ist eine astronomische Datenbank in dem Mehrfach-Sternensysteme aufgeführt sind. Dabei kann es sich um physikalisch zusammenhängende Sterne oder nur visuell bei einander stehende Sterne handeln.
UCAC2 38080308 befindet sich in einer Entfernung von 1.835 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 44,7 Lichtjahren. Er wird als ein sogenannter Red Giant Branch Star eingestuft.
UCAC2 38080308 weist eine visuelle Helligkeit von 11,307352 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,556 mag auf.
2. β - Beta Comae Berenices (43 Comae Berenices, HD 114710)
Beta Comae Berenices ist ein weiß-gelb leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse F9,5V in einer Entfernung 30 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,0453 Lichtjahren.
Beta Comae Berenices befindet sich ebenfalls noch mitten in der Kern von Wasserstoff zu Helium.
Er besitzt die ca. 1,15-fache Masse und den rund 1,11-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 6.098 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,52-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta weist eine visuelle Helligkeit von 4,093279 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,275 mag auf.
Dadurch das Beta Comae Berenices einer der nächsten Sterne ist, wurde er vielfach untersucht.
Er besitzt nach den bisherigen Erkenntnissen keinen Begleiter, keine Planeten und auch keine Trümmerscheibe ähnlich den Ringen des Jupiters.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit in einem Bereich von 11 bis 13 Tagen.
Beta Comae zeigt einen Aktivitätszyklus von etwa 16,6 Jahren und eventuell einen zweiten Aktivitätszyklus von ca. 9,6 Jahren.
Unsere Sonne besitzt einen Aktivitäts-Zyklus von rund 11,1 Jahren wobei der kürzeste gemessene etwa 9 Jahre und der längste ca. 13,6 Jahre gedauert hat.
Bei einem Zyklus zeigt unsere Sonne zu Beginn und am Ende jeweils relativ geringe Aktivitäten auf der Oberfläche. In der Mitte des 11-Jahres-Zyklus sind dann die Aktivtäten wie Sonnenflecken, Plasmaausbrüche und Sonnenstürme sehr viel stärker.
Beim Vergleich mit 369 sonnenähnlichen Sternen wurde bei den meisten Sternen die fünffache Helligkeitsschwankung gegenüber unserer Sonne gemessen. Wahrscheinlich befindet sich unsere Sonne zur Zeit in einer Ruhephase und wird dann in der Zukunft eine höhere Helligkeitsveränderung zeigen.
Das Alter von Beta wird auf ca. 3 Mrd. Jahre geschätzt, womit er etwas jünger als unsere Sonne ist.
Laut der SIMBAD-Datenbank wird Beta als ein sogenannter „High Proper Motion Star“ eingestuft.
Diese Sterne zeigen im Vergleich zu anderen Sternen in ihrer unmittelbaren visuellen Nähe eine größere Bewegung am Nachthimmel. Der Stern mit der größten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern mit einer Bewegung von 10,4 Bogensekunden pro Jahr. Seine Geschwindigkeit wird auf etwa 140 km/s geschätzt.
Beta Comae Berenices entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,1 km/s.
3. γ - Gamma Comae Berenices (15 Comae Berenices, HD 108391)
Gamma Comae Berenices ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K1IIIFE0,5 in 169,39 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 2,086 Lichtjahren.
Sterne der Spektralklasse K stehen für die orange-rot leuchtenden Sterne in einem Temperaturbereich von 3.500 bis 4.900 Kelvin. Aufgrund der nicht sehr hohen Temperaturen können Hauptreihensterne der Spektralklasse K mehr als 50 Mrd. Jahre alt werden.
Bei den kleinen Sternen der Spektralklasse K, mit ca. 50 bis 80 % der Masse unserer Sonne, wird vermutet, dass sie eventuell eine für Planeten lebensfreundlich Umgebung bieten könnten.
Allerdings sind sie aufgrund ihres geringen Energieverbrauchs und der damit verbundenen geringen Leuchtkraft nur sehr schwer zu beobachten.
Im Regelfall sind die für uns sichtbaren Sterne der Spektralklasse K wie Gamma Coma Berenices Riesensterne. Sie sind für uns nur aufgrund der stark vergrößerten Oberfläche von meist weit mehr als 10 Sonnenradien zu sehen.
Gamma Coma Berenices besitzt die 1,65-fache Masse mit einer Unsicherheit von + / - 0,18 und den rund 11,8-fachen Radius unserer Sonne.
Er befindet sich in seiner Entwicklung schon sehr viel weiter als Alpha und Beta Coma Berenices.
Am Ende der Kernwasserstoff-Fusion im Kern hat sich bei Gamma die Atommasse im Kern immer mehr verdichtet, es kam zu einem Temperaturanstieg und zu einer Erhöhung der Leuchtkraft.
Durch den Temperaturanstieg wurde aufgrund der Verdichtung im Kern in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle vom Gamma ebenfalls die Wasserstoff-Fusion begonnen.
Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wurde die Hülle von Gamma weiter nach außen getrieben. Gamma befand sich im Stadium eines Unterriesen.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch der Stern immer mehr und schneller verwandelt.
Auf der einen Seite hat die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zugenommen. Die Dichte im Kern ist am Ende so hoch, dass er zu einem Weißen Zwergs entartete (nur der Kern).
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.
Auf der anderen Seite hatte Gamma eine geringere Oberflächenschwere und einen Massenverlust des Sterns durch Sternenwinde.
Doch der Verlust der Masse ist noch nicht ausreichend, um in kurzer Zeit die Struktur des Sterns entscheidend zu beeinflussen.
Durch die hohe Dichte und Temperatur im Kern beginnt nun das Helium-Brennen. 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.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wiederum temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Die Sterne der Spektralklasse K sind dadurch gekennzeichnet, dass sie starke Metalllinien zeigen.
Die Spektren der Spektralklasse K zeichnen sich durch zahlreiche Absorptionslinien aus. Diese stammen meist von elementaren Metallen wie Kalzium (Ca I), Natrium (Na I) und Eisen (Fe I).
Durch die Spektralbezeichnung K1IIIFe0.5 wird angezeigt, dass Gamma Coma Berenices eine höheren Eisenwert in seinem Spektrum zeigt.
Die Wasserstofflinien der Balmerserie verlieren bei Sternen der Spektralklasse K weiter an Stärke und sind daher nicht mehr gut erkennbar. Bei Sternen der Spektralklasse K ist im Regelfall die Wasserstoff-Fusion beendet. Auch die Metalllinien verlieren bei zunehmend sinkender Temperaturen zu Gunsten von Molekülbanden der Moleküle CH, CN und Titanoxid (TiO) an Stärke.
Es wird angenommen dass sich Gamma im sogenannten „Horizontal Branch“ befindet.
Der Horizontal Branch (HB) ist eine Verzweigung im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD). Dort befinden sich die Sterne, die bereits den „Red Giant Branch“ (der Rote Riesenast) hinter sich gelassen haben.
Bei Sternen, die zwischen 0,5 und 2,3 Sonnenmassen kommt es zum „Helium-Blitz“. Sie besitzen danach ähnlich Massen und Helligkeiten. Der Radius des Sterns und die Temperatur sind davon abhängig wie groß die Masse in der Wasserstoffhülle (Schale) um den Heliumkern ist. Ein Stern mit einer größeren Wasserstoffhüllen ist nicht so heiß und nicht so leuchtkräftig.
Bei Sternen zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen sind die Heliumkerne größer und entarten erst gar nicht. Die Fusion im Kern erfolgt ruhiger und wird von den Plasmaschichten des Sterns absorbiert (aufgenommen) und sind damit nicht mehr nach sichtbar.
Ab 8 Sonnenmassen erfolgt die Kernfusion im Heliumkern reibungsloser und es werden dann auch die schweren Elemente gebildet.
Die Oberflächen-Temperatur von Gamma A beträgt ca. 4.650 Kelvin. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt Gamma mit der rund 58-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Gamma Comae Berenices weist eine visuelle Helligkeit von 3,9658 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,388 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 17 km/s.
Gamma Comae ist ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,38 km/s von uns.
Laut der SIMBAD-Datenbank wird Gamma dem offenen Sternhaufen Melotte 111 zugerechnet.
In Offenen Sternhaufen befinden sich zwischen hundert und mehreren tausend Sterne, die alle in der gleichen Molekülwolke geboren wurden. Sie sind oftmals nicht oder nur sehr gering gravitativ aneinandergebunden.
Laut SIMBAD werden Melotte 111 zur Zeit 423 Sterne zugerechnet.
Melotte 111 ist der zweitnächste Sternhaufen.
