S t e r n e n f a b r i k
W a l d a c h t a l

Das Sternbild Herkules

Die Sterne des Sternbildes

I. Das Sternbild


1. Ras Algethi (α - Alpha Herculis, 64 Herculis, HD 156014)

Rasalgethi ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 382 Lichtjahren Entfernung.

Die beiden Doppelsternsysteme Alpha A und Alpha B sind dabei ca. 550 AE voneinander entfernt und weisen eine Umlaufzeit von ca. 3.600 Jahren auf. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.

Im visuell nicht auflösbaren Doppelsternsystem B sind die beiden Sterne Alpha Ba und Bb ca. 0,4 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 51,6 Tagen.

Über den Begleiter von Alpha Aa ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt. Die Umlaufzeit von Alpha B wird auf ca. 10 Jahre geschätzt.

Das Mehrfach-Sternensystem hat eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 3,06 mag. 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 Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen.

Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Ras Algethi beträgt ca. – 2,15 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 mag. 32,6 Lichtjahre sind 10 Parsec, eine andere astronomische Entfernungseinheit.

Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 32,09 km/s auf uns zu.

Alpha Aa ist ein roter Riesenstern der Spektralklasse M5IIvar. 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.

Da die Spektralklassen für eine Klassifizierung nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums stehen, sollte die Spektralklasse M für orange-rötliche Sterne stehen. In dieser Spektralklasse sind viele verschiedene Sterne zu finden von Roten Riesen bis zu den Roten Zwergen, die kleinsten Sterne.

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 5,5 Mrd. Jahren. Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Sternen, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt.

Während dieser Zeit fusioniert unsere Sonne Wasserstoff zu Helium. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.

Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.

Im ersten Schritt fusionieren 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. Dabei verlässt das Neutron den Stern. 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 Gamma-Photon außerhalb des Kerns.

Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Bei der Fusion werden wieder zwei Protonen frei.

Damit entstand aus vier Protonen ein Helium-Kern. Bei diesem Vorgang 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 Heliumkern 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.

Diese Phase hat Alpha Aa schon vor langer Zeit hinter sich gelassen. Am Ende der Kern-Wasserstofffusion war die Dichte im Kern von Alpha Aa so hoch, 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 im Kern hat dann 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 war, wurde die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wurde und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kam es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnte sich aus und sein Umfang wurde größer.

Die Hülle des Sterns war 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.

Auch diese Phase, das Kern-Helium-Brennen, dürfte Alpha Aa ebenfalls schon beendet haben. In seinem Zentrum befindet sich nun ein entartet, 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.

Alpha Aa ist ein „Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.

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.

Durch „var“ in der Spektralklasse wird Alpha Aa als variabler Stern eingestuft. Er ist ein sogenannter „Semiregular variable star“ vom Typ SRc.

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 bewegen sich im Bereich von einigen Hundertstel bis mehrere Größenklassen (üblicherweise 1-2 mag) und können auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.

Bei den semiregular variable Stars vom Typ SRc handelt es sich um Überriesen, die Helligkeitsveränderungen von ca. 1 mag zeigen. Diese liegen zwischen 30 und mehreren tausend Tagen. Es sind nicht allzu viele Sterne dieses Typs bekannt, aber sie zählen doch zu hellsten Sternen am Nachthimmel mit einer sehr hohen Leuchtkraft. Alpha Aa besitzt die ca. 8.300-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Er zeigt eine visuelle Helligkeit, die zwischen ca. 2,74 und 4,0 mag liegt. Bei Alpha Aa wurden bisher zwei Perioden entdeckt. Der erste Zeitraum, der für eine Helligkeitsveränderung verantwortlich ist, beträgt 125 Tagen. Beim zweiten Zeitraum verändert sich die Helligkeit an durchschnittlich 1.343 Tagen.

Der Grund für die Helligkeitsveränderungen liegt im Kappa-Mechanismus, 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. Der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.

Wegen der 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 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. Außerdem hat sie 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 (Undurchlässigkeit).

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 rein qualitativ gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.

Aufgrund der hohen Infrarotstrahlung ist es schwer von Alpha Aa genauere Daten zu erhalten. Im Jahr 1990 konnte eine große Helligkeitsveränderung beobachtet werden. Diese werden einer Eruption zugeschreiben, bei der etwa 0,001% der Masse unserer Sonne (Sonnenmasse) abgegeben wurde. Seitdem kam es zu keinem größeren Ausbruch.

Alpha Aa befindet sich durch den anhaltenden Verlust von Material in einer Gaswolke, ein planetarischer Nebel, mit einer Größe von mindestens 550 AE. In der Gaswolke liegt auch sein Begleiter Alpha Ab und wahrscheinlich auch das Doppelsternsystem Alpha B.

Alpha Aa besitzt die ca. 2,2 bis 3,25-fache Masse unserer Sonne. Sein Radius beträgt durchschnittlich die ca. 280-fache Größe unserer Sonne. Während der Pulsation verändert sich sein Radius um rund 14%. Er wird wahrscheinlich noch von einer Hülle aus heißem Wasserdampf umgeben, die seinen Radius auf ca. 470 AE vergrößert.

Die Oberflächentemperatur von Alpha Aa beträgt ca. 3.155 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).

Aufgrund der Größe von Alpha Aa ist es schwer irgendwelche Daten von Alpha Ab zu erhalten.

Das Sternensystem Alpha B besteht aus den beiden Komponenten Ba und Bb.

Alpha Ba ist ein gelber Riesenstern der Spektralklasse G8III.

Er besitzt die ca. 2,5-fache Masse, den 13-fachen Radius und die ca. 126-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur wird auf ca. 4.900 Kelvin geschätzt.

Alpha Bb ist ein gelb-weiß leuchtender Zwergstern der Spektralklasse A 9 IV-V2. Er weist die ca. 2-fache Masse, den 1,5-fachen Radius und die ca. 26-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 7.350 Kelvin.

Da die beiden Sterne optisch nicht getrennt werden können, beträgt die gemeinsame visuelle Helligkeit ca. 5,39 mag.

Bei einem so engen Doppelsternsystem von einem Riesenstern und einem Zwergstern beeinflussen sich beide Sterne gegenseitig in der Entwicklung. Bei solchen Sternensystem gibt im Regelfall der größere Stern an den kleineren Stern im Laufe der Zeit einen Teil seiner Masse ab. Nach den bisher bekannten Forschungen geschieht dies, sobald der gelbe Riesenstern Alpha Ba anfängt sich in einen roten Riesen zu verwandeln.

Das Sternensystem ist ein interessantes Beobachtungsobjekt für die Zukunft und man darf gespannt sein, wie die vier Sterne sich wechselseitig beeinflussen.


2. Kornephorus (β – Beta Herculis, 27 Herculis, HD 148856)

Beta Herculis ist ein enges visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 139 Lichtjahren Entfernung.

Beta A und Beta B sind ca. 1,4 bis 1,8 AE voneinander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von ca. 411 Tagen. Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,5 km/s auf uns zu.

Das Doppelsternsystem Beta Herculis besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 2,81 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,49 mag.

Beta A ist ein gelber Riesenstern der Spektralklasse G7 IIIa. Er ist zur Zeit bei der Fusionierung von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.

Er besitzt die ca. 2,9-fache Masse und den ca. 17-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.900 Kelvin und er weist aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 151-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf.

Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 3 km/s und benötigt für eine Drehung ca. 250 Tage.

Über seinen Begleiter Beta B ist nur wenig bekannt. Es wird angenommen, dass er entweder ein Stern der Spektralklasse G2 oder ein Weißer Zwerg mit ca. 90% der Masse unserer Sonne ist.


3. γ – Gamma Herculis (20 Herculis, HD 147547)

Gamma Herculis ist ebenfalls ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 193 Lichtjahren Entfernung.

Gamma A und Gamma B sind ca. 0,15 AE von einander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 11,9 Tagen. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 35,3 km/s auf uns zu.

Gamma Herculis zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,75 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,12 mag.

Über den Stern Gamma B ist bis auf seine Existenz nichts bekannt.

Gamma A ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse A9III, der sich in seinem letzten Lebensabschnitt befindet. Er ist zur Zeit bei Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff und wird sich zu einem Roten Riesen entwickeln. Das bedeutet, er wird größer werden und damit irgendwann Gamma B verschlingen.

Die Blauen Riesensterne 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 Kernfusion von Wasserstoff zu Helium nur einige zehn Millionen Jahre (unsere Sonne benötigt dafür mehr als 9,5 Mrd. Jahre).

Gamma A besitzt die ca. 2,6-fache Masse und den ca. 6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.030 Kelvin und er weist die ca. 92-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 135 km/s.

Gamma A gilt als ein variabler Stern. Verschiedentlich wird er als ein „semiregular (SR) variable giant“ vom Typ SRd eingestuft.

SR-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 einige Hundertstel bis mehrere Größenklassen (üblicherweise 1 - 2 mag) betragen und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.

Bei Gamma A wurden zwei Perioden festgestellt. Der eine Zeitraum mit einer Helligkeitsveränderung von 0,07 mag läuft über 183,6 Tagen. In einem zweiten Zeitraum von 165,9 Tagen zeigt sich eine Veränderung von 0,05 mag.


4. ζ – Zeta Herculis (40 Herculis)

Zeta Herculis ist ebenfalls ein Doppelsternsystem in ca. 35 Lichtjahren Entfernung.

Zeta A und Zeta B besitzen eine Umlaufzeit von ca. 34,45 Jahren. Die Umlaufbahn ist kein Kreis sondern folgt einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,46. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 7,8 und 15 AE von einander entfernt. Zeta Herculis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 68,43 km/s auf uns zu.

Zeta A ist ein gelb leuchtender Unterriese der Spektralklasse F9IV. 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. Zeta A steht am Anfang der Kern-Helium-Fusion.

Er besitzt den ca. 2,6-fachen Radius und die 1,45-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 5.820 Kelvin und er weist die ca. 6-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,8 km/s.

Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 2,81 mag.

Zeta B ist ein orange-rot leuchtender Zwergstern der Spektralklasse G7 der noch in der ersten Phase seines Sternenlebens steckt. Er ist wie unsere Sonne ein Hauptreihenstern der Wasserstoff zu Helium umwandelt. Zeta B ist jedoch etwas kleiner als unsere Sonne (ca. 98% der Masse und ca. 92% des Radius unserer Sonne). Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 5.300 Kelvin und besitzt ca. 62% der Leuchtkraft unserer Sonne.

Anhand der geringen Rotationsgeschwindigkeit der beiden Sterne Zeta A und Zeta B wird vermutet, dass es in dem Sternensystem eventuell noch einen dritten Stern oder Planeten geben kann.

Da das Sternensystem mit einer Entfernung von ca. 35 Lichtjahren relativ nah ist, wurde es darauf untersucht, ob es dort eventuell Planeten in einer habitablen, also lebensfreundlichen Zone, geben könnte.

Bei Zeta A Herculis müsste ein Planet eine Entfernung von ca. 2,85 AE aufweisen. Er würde den Stern in rund 4 Jahren umkreisen. Es wird jedoch angenommen, dass es zu einer Störung der Umlaufbahn kommt, wenn Zeta A und B nur 7,8 AE voneinander entfernt sind. Aufgrund der dabei auftretenden Störungen wird es ein Planet sehr schwer haben, dauerhaft Leben zu entwickeln.

Bei Zeta B Herculis beträgt die Entfernung zur habitablen Zone ca. 0,88 AE und die Umlaufdauer ca. 303 Tage. Bei einer Annäherung von Zeta A wäre die Umlaufbahn des Planeten trotzdem stabil. Damit könnte hier ein Planet in der habitablen Zone dauerhaft eine bewohnbare Oberfläche besitzen.

Entdeckt wurde bisher jedoch noch keiner.


5.ε - Epsilon Herculis (58 Herculis, HD 153808)

Auch Epsilon Herculis ist ein Doppelsternsystem in ca. 155 Lichtjahren Entfernung. Die Sterne sind so eng beieinander, dass eine visuelle Trennung nicht möglich ist.

Epsilon A und B sind nur ca. 0,085 AE voneinander entfernt. Das ist ca. ein Fünftel der Entfernung von der Sonne bis zum Merkur, dem sonnennächsten Planeten. Die Umlaufbahn beträgt ca. 4 Tage. Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,1 km von uns weg.

Da beide Sterne so nahe bei einander stehen, können die einzelnen Daten für jeden Stern nicht genau bestimmt werden. Anhand der Spektral-Analyse wurde jedoch das Szenario für die beiden Sterne gewählt, welches am wahrscheinlichsten zutrifft.

Der Stern Epsilon A ist ein Blauer Zwergstern der Spektralklasse A0bis2V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.

Epsilon A besitzt die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 1,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 10.435 Kelvin und er weist die ca. 35-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf.

Epsilon B ist ebenfalls ein Blauer Zwergstern der Spektralklasse A0bis2V und fusioniert auch noch im Kern Wasserstoff zu Helium.

Er weist die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 1,9-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 10.120 Kelvin und er zeigt die ca. 35-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Das Sternensystem besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,91 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,53 mag.

Die Rotationsgeschwindigkeit der beiden Sterne wird auf ca. 69 km/s geschätzt. Damit würde jeder Stern für eine Drehung ca. 1,3 Tage benötigen. Es kann auch sein, dass sich Epsilon A ein wenig schneller dreht als Epsilon B. Das Sternensystem wird auf ein Alter von ca. 400 Millionen Jahre geschätzt.

Aufgrund der Nähe der beiden Sterne werden sie sich in ihrer Entwicklung gegenseitig beeinflussen. Wie das geschieht muss noch erforscht werden. Es wird spannend sein zu sehen, ob die beiden Sterne sich aufeinander zubewegen, wegbewegen oder die Umlaufbahnen stabil sind. Ebenso wird interessant sein, ob die beiden Sterne gegenseitig Masse austauschen und ob ein Stern dabei größer wird.


6. Sarin (δ - Delta Herculis, 65 Herculis, HD 156164)

Sarin ist eventuell ein Mehrfachsternensystem in ca. 79 Lichtjahren Entfernung.

Das Sternensystem besteht aus einem sehr engen Doppelsternsystem und eventuell noch drei weiteren Sternen.

Im Doppelsternsystem A sind die beiden Sterne Aa und Ab ca. 1,85 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 335 Tagen.

Die zum Sternensystem Delta Herculis noch zu gerechneten Sterne B und C gehören wahrscheinlich nicht zu dem Sternensystem. Es wird angenommen, dass die beiden Sterne nur in der gleichen Sichtlinie stehen, da bisher noch keine physikalische Verbindung zu A gefunden wurde.

Delta D Herculis liegt von A ca. 4.600 AE entfernt. Ob er mit den Sternen des Doppelsternsystems Delta A Herculis in einer Verbindung steht konnte bisher noch nicht nachgewiesen werden.

Delta Aa ist ein Zwergstern der Spektralklasse A3IV. Er ist mitten noch in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Sein Alter wird auf ca. 370 Millionen Jahre geschätzt. Delta Aa zeigt eine sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit von ca. 270 km/s und eine Umlaufzeit von ca. 9 Stunden. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8.500 Kelvin und er hat die ca. 18,5-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Delta Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,49 mag auf. Er besitzt ca. die 2-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne.

Delta Ab ist ein Zwergstern der Spektralklasse F0. Er hat ca. die 1,6-fache Masse und den ca. 1,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur wird auf ca. 7.500 Kelvin geschätzt.

Über die Sterne Delta B, C und D Herculis ist nur sehr wenig bekannt. Delta B besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 8,30 mag, Delta C von ca. 10,45 mag und Delta D von ca. 10,59 mag.


7. Massym (λ – Lambda Herculis, 76 Herculis, HD 158899)

Maasym ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K3.5III in ca. 370 Lichtjahren Entfernung.

Es ist noch nicht geklärt, ob er sich noch bei der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff befindet oder diese bereits abgeschlossen hat.

Maasym besitzt den ca. 43,6-fachen Radius und wahrscheinlich die ca. 3-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.086 Kelvin und er zeigt die ca. 480-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt 8 km/s und er hat eine Rotationsdauer von ca. 195 Tage.

Er wird in Zukunft noch sehr viel heller werden. Die Leuchtkraft wird dann auf das ca. 3.000-fache unserer Sonne ansteigen. Er beginnt dann zu pulsieren und Sternewinde werden einen Teil seiner Masse als planetarischen Nebel ins All tragen. Am Ende wird Maasym als weißer Zwergstern enden, da die Masse für eine Supernova zu gering ist.

Unser Sonnensystem bewegt sich in Richtung Maasym und dürfte den Punkt in ca. 5,5 Millionen Jahren erreicht haben während Maasym dann weitergezogen ist. Ein Zusammentreffen wird es also nicht geben.

Maasym weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,4 mag und eine absolute Helligkeit von ca.- 0,86 mag auf.


8. μ - Mu Herculis (86 Herculis, HD 161797)

Mu Herculis ist ein Vierfachsternensystem in einer Entfernung von ca. 27,1 Lichtjahren.

Mu A ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Es besteht aus dem Stern Mu Aa und Mu Ab die ca. 2,9 AE voneinander entfernt sind, mit einer Umlaufzeit von ca. 98 Jahren.

Mu B und Mu C bilden ebenfalls ein Doppelsternsystem mit einer exzentrischen Umlaufbahn. Dabei sind die beiden Sterne zwischen ca. 9,39 und 11,42 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 43,2 Jahren.

Die beiden Doppelsternsysteme Mu A und Mu Bc sind mind. 285 AE voneinander entfernt und benötigten für einen Umlauf mind. 3.445 Jahre.

Mu Herculis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,07 km/s auf uns zu.

Mu Aa Herculis ist ein gelber Unterriese der Spektralklasse G5.0IV. Er hat die Kern-Wasserstoff-Fusion erst vor kurzem beendet und steht am Anfang der Helium-Fusion.

Mu Aa Herculis wurde vom dänischen Song-Teleskop an 215 Nächten untersucht, da er ein Stern ähnlich unserer Sonne ist und sich in unserer Nähe befindet. Mu Aa ist aber in der Entwicklungszeit unserer Sonne schon einige Zeit voraus. Während unsere Sonne ca. 4,5 Mrd. Jahre alt ist, wird Mu Aa auf ca. 7 Mrd. Jahre geschätzt. Anhand von Mu Aa Herculis kann die zukünftige Entwicklung unserer Sonne abgeleitet werden.

Die Oberflächentemperatur von Mu Aa beträgt max. 5.600 Kelvin und er ist damit etwas kühler als unsere Sonne. Er besitzt die ca. 2,7-fache Leuchtkraft, die ca. 1,13-fache Masse und den ca. 1,72-fachen Radius unserer Sonne.

Mu Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1,7 km/s und er hat eine Umlaufdauer von ca. 52 Tagen.

Er hat eine visuelle Helligkeit von ca. 2,54 mag.

Mu Ab Herculis ist ein roter Zwergstern der Spektralklasse M4V mit ca. 32% der Masse unserer Sonne. Seine visuelle Helligkeit wird auf ca. 10,10 mag geschätzt.

Mu B ist ebenfalls ein Roter Zwerg der Spektralklasse M3.0V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,2 mag. Er besitzt ca. 31% der Masse unserer Sonne und ca. 48% des Sonnenradius.

Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 3.300 Kelvin und er zeigt Leuchtkraft von ca. 0,0045% unserer Sonne. Ein Planet in einer lebensfreundlichen Zone müsste ca. 0,0667 AE von Mu B entfernt sein und würde den Stern in ca. 8 Tagen umkreisen. Nachgewiesen wurde bisher noch keiner.

Der Stern Mu C ist ebenfalls ein Zwergstern, jedoch der Spektralklasse M4.0V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,7 mag.

Er besitzt ca. 30 % der Masse unserer Sonne und eine Größe von 0,4 Sonnenradien. Seine Oberflächentemperatur ist nicht bekannt. Seine Leuchtkraft beträgt nur 0,00294% unserer Sonne.

Hier liegt die habitable Zone bei 0,0542 AE mit einer Umlaufzeit von rund 6 Tagen. Auch hier wurde bisher noch kein Planet nachgewiesen.

In einer Entfernung von mind. 2.100 AE wurde ein weiterer Stern mit einer visuellen Helligkeit von ca. 11 mag ausgemacht. Sofern der Stern, ein Zwergstern der Spektralklasse M, nicht nur in der Sichtlinie des Sternensystems Mu Herculis liegt, hätte dieser Stern eine Umlaufdauer von mind. 67.000 Jahre.


9. ξ - xi Herculis (92 Herculis, HD 163993)

Xi Herculis ist ein orange-rot leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse G8.5III in ca. 137 Lichtjahren Entfernung. Es ist ein sogenannter „Red Clump Star“.

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 von ca. 0,5 mag. 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 Star sind ehemalige Hauptreihenstern, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.

Xi-Herculis besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 5.000 Kelvin und er hat die ca. 51-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Als pulsierender Stern gibt er Masse als Sternenwind ab, die als Röntgenstrahlung bei uns gemessen wird. Durch diesen interstellaren Staub vermindert sich die visuelle Helligkeit um ca. 0,05. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,70 mag und eine absolute Helligkeit beträgt ca. 0,62 mag auf.

Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,8 km/s und benötigt für eine Drehung ca. 67 Tage. Xi Herculis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1,72 km/s von uns.


10. π - Pi Herculis (67 Herculis, HD 156283)

Pi Herculis ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K3IIab in ca. 377 Lichtjahren Entfernung.

Pi Herculis ist zur Zeit bei der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Er besitzt die ca. 4,5-fache Masse und den ca. 72-fachen Radius unserer Sonne.

Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.170 Kelvin und er weist die ca. 1.330-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf.

Pi Herculis zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,15 und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,10 mag. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 6,12 km/s und er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,57 km/s von uns weg.

Pi Herculis ist ein variabler Stern, der sich mit einer Periode von 613 Tagen verändert. Über den Grund dafür kann bisher nur spekuliert werden. Die eine Möglichkeit liegt einem schwachen Pulsieren der Sternenatmosphäre.

Eine andere Möglichkeit wäre, dass sich in einer Entfernung von ca. 3 AE ein Begleiter befindet, der vermutlich ein brauner Zwerg wäre, mit der ca. 27-fache Größe von Jupiter. Nachgewiesen ist der Begleiter bisher noch nicht. Er wäre jedoch so nah an Pi Herculis, das dieser den Begleiter bald in sich einverleiben würde. Denn die Größe von Pi Herculis nimmt zu.

Ein Planet in einer bewohnbaren Zone müsste zur Zeit ca. 37 AE von Pi Herculis entfernt sein, das wäre dann zwischen der Umlaufbahn von Neptun und Pluto.

Genaueres können zukünftige Untersuchungen zeigen.


11. ρ Rho Herculis(HD 157778 und HD 157779)

Rho Herculis ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 385 Lichtjahren Entfernung.

Rho A ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Die Entfernung und die Umlaufzeit sind nicht bekannt.

Das Doppelsternsystem Rho A und der Stern Rho B sind mindestens 500 AE voneinander entfernt und benötigen für einen Umlauf mehr als 4.600 Lichtjahre.

In einer Entfernung von ca. 14.700 AE befindet sich mit Rho C ein Zwergstern der Spektralklasse K. Er weist in dieser Entfernung eine Umlaufzeit von ca. 700.000 Jahre auf und wird dem Sternensystem Rho Herculis zugerechnet.

Rho Aa ist ein weißleuchtender Riesenstern der Spektralklasse B9.5III. Er hat wahrscheinlich vor nicht allzu langer Zeit die Kern-Wasserstofffusion zu Helium beendet und ist zur Zeit dabei Helium in Kohlenstoffe und Sauerstoff umzuwandeln.

Rho Aa besitzt die ca. 4-fache Masse und den 4,8-fachen Radius. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 10.000 Kelvin und er hat die ca. 251-fache Helligkeit unserer Sonne.

Rho Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 73 km/s. Seine Umlaufzeit beträgt etwa 3,3 Tagen. Diese Geschwindigkeit ist die untere Grenze für einen Stern wie Rho Aa.

Durch die relative langsame Drehung kommt es einer Durchmischung (Diffusion) der einzelnen Schichten. Das erlaubt es ihm vor seinem Tode sich zu einem Silizium-Stern zu entwickeln. Inwieweit sein Begleiter die Rotationsgeschwindigkeit beeinflusst, ist nicht bekannt.

Das Doppelsternsystem Rho A zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,56 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,30 mag.

Rho B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A0IIIpHgMn. Er ist ein „CP Stern“ (chemically peculiar) in der Untergruppe der „Am-Sterne“.

Am-Sterne sind chemisch eigenartige Sterne (das "p" steht für peculiar (eigenartig)) der Spektralklasse A, die Übermengen einiger Metalle aufweisen. Bei Rho B sind das die Metalle Quecksilber (Hg) und Mangan (Mn). Diese Sterne werden der CP-3 Gruppe (HgMn-Sterne) zugerechnet. HgMn-Sterne sind unter den CP-Sternen die unauffälligsten Sterne (z. B. ohne größeres Magnetfeld).

Rho B zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 5,40 mag. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.755 Kelvin.

Aufgrund der hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 291 km/s gelten die bisher gesammelten Daten von Rho B aber nicht als gesichert.

Rho C ist ein Zwergstern der Spektralklasse K mit einer Masse von ca. 60% unserer Sonne und einer visuellen Helligkeit von ca. 13 mag.


12. Rukbalgethi Genubi (θ - Theta Herculis, 91 Herculis, HD 163770)

Rukbalgethi Genubi ist ein gelb-orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K1IIaCN in ca. 750 Lichtjahren Entfernung.

Er hat steht am Ende der Kern-Heliumfusion, vielleicht hat er diese auch schon beendet. In einem Alter von ca. 130 Mio. Jahren gilt Theta Herculis als sterbender Stern.

Wenn die Fusion des Heliums in einem Stern zu Ende geht, ändert sich der bis dahin relativ ruhige Stern. Die Ursache liegt im Heliumbrennen selbst. Die Teilchenanzahl wird geringer (drei Heliumkerne wandeln sich in einen Kohlenstoffkern um). Dadurch steigt die Atommasse und der Gravitationsdruck.

Rukbalgethi Genubi ist reich an Cyanogen (CN). Das Molekül besteht aus Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N). Dieses Element wird tief im Kern des Sterns durch Kernfusion erzeugt, wobei der Stern auch eine große Masse vorweisen muss.

Daher wird Theta Herculis als massiver eingestuft als die üblichen K-Sterne. Er besitzt die ca. 4,94-fache Masse und den ca. 89,97-fachen Radius unserer Sonne.

Rukbalgehti Genubi wird als ein „Irregular Variable“ eingestuft. Diese Sterne zeigen Helligkeitsveränderungen, die keinen regelmäßigen Zeitraum aufweisen. Rukbalgehti Genubi verändert seine visuelle Helligkeit in einem Rhythmus von 8 bis 9 Tagen von 3,7 auf 4,1 mag. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. – 2,71 mag.

Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 5,4 km/s und benötigt für eine Umdrehung ca. 780 Tage. Theta Herculis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 28,32 km/s von uns.

Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.266 Kelvin und er hat ca. die 2.400-fache Leuchtkraft unserer Sonne.


13. ι – Iota Herculis (85 Herculis, HD 160762)

Iota Herculis ist ein Mehrfachsternensystem in ca. 450 Lichtjahren Entfernung.

Iota A und B sind ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Dabei sind Iota A und Iota B ca. 1 AE voneinander entfernt und besitzen einer Umlaufzeit von ca. 113,8 Tagen.

Iota C befindet sich in einer Entfernung von ca. 30 AE zu dem Doppelsternsystem Iota AB mit einer Umlaufzeit von ca. 60 Jahren.

Iota D ist ca. 18.000 AE von Iota AB entfernt. Wenn er mit dem Doppelsternsystem physisch in einem Zusammenhang steht, hätte er eine Umlaufzeit von ca. 1 Mio. Jahren.

Das Sternensystem Iota kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20 km/s auf uns zu.

Iota A ist ein Unterriese der Spektralklasse B3IV. Er ist ein sogenannter „Slowly Pulsating B-Star“, ein langsam pulsierender Stern vom Typ B (SPB). Die Pulsationen der SPB-Sterne sind nicht radial, daher variieren sie in der Form und selten auch in der Größe.

Verschiedene Teile des SPB-Sterns dehnen sich aus und ziehen sich gleichzeitig zusammen. Die Ursache der Pulsationen der Sterne liegt sowohl in den tiefen inneren Schichten als auch in den äußeren Schichten eines Sterns. Sie entstehen am Ende der Kern-Wasserstoff-Fusion.

SPB-Sterne sind vom mittleren bis späteren Typ im Bereich von 4 bis 7 Sonnenmassen und in einem Temperatur-Bereich von 10.000 bis 20.000 Kelvin.

Iota A steht als Unterriesen am Ende der Kern-Wasserstoff-Fusion. Er besitzt die ca. 6,7-fache Masse, den ca. 5,3-fachen Radius und die ca. 2.490-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 18.070 Kelvin auf.

Er zeigt mehrere Helligkeitsveränderungen. Eine davon läuft mit einer Periode von 4,48 Tagen. Iota A besitzt eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 3,8 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,97 mag.

Über Iota B ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.

Iota C und Iota D sind Zwergsterne der Spektralklasse K. Sie besitzen eine visuelle Helligkeit von ca. 11,8 mag und 12,1 mag.


14. η - Eta Herculis (44 Herculis, HD 150997)

Eta Herculis ist ein gelb leuchtender Stern der Spektralklasse G7.5IIIb in ca. 112 Lichtjahren Entfernung. Er fusioniert in seinem Kern Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.

Er ist ein sogenannter „Red clump star“. 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 von ca. 0,5 mag. Sie treten an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach treten die Red clump star in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.

Die Red Clump Star sind ehemalige Hauptreihenstern, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.

Eta Herculis besitzt die ca. 2,3-fache Masse und den ca. 9,8-fachen Radius unserer Sonne. Er weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.900 Kelvin auf mit der ca. 50-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Eta Herculis zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,49 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,84 mag. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 8 km/s und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,3 km/s auf uns zu.

In der Nähe von Eta Herculis ist ein Zwergstern der Spektralklasse M3 mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12,5 mag. In früheren Zeiten wurde angenommen, daß er zu Eta Herculis gehört.

Untersuchungen aus den Jahren 1873 und 1998 zeigen allerdings, daß die Sterne zu weit auseinander sind, um ein Sternensystem zu bilden.

Bei einen Sternensystem wäre der M3-Zwerg mindestens 4.000 AE von Eta Herculis entfernt und hätte eine Umlaufzeit von mehr als 155.000 Jahren.


15.σ Sigma Herculis (35 Heruclis, HD 149630)

Sigma Herculis ist ein Doppelsternsystem in ca. 310 Lichtjahren Entfernung.

Sigma A und Sigma B sind dabei ca. 7 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 7,4 Jahre. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,90 km/s auf uns zu.

Sigma A ist blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse B9V. Er befindet sich noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.

Sigma A besitzt die ca. 2,6-fache Masse und den ca. 4,91-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.800 Kelvin und er weist die ca. 230-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf.

Sigma A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 280 km/s. Dadurch ist der Äquator-Radius ca. 18% größer als der Pol-Radius und der Stern hat eher die Form eines Ei.

Sigma A wird von zwei Scheiben aus Staub und Material umkreist.

Die erste Scheibe befindet sich in einer Entfernung zwischen 7 und 30 AE. Die zweite Scheibe umrundet Sigma A in einer Entfernung von ca. 157 AE.

Sigma A besitzt einer visuellen Helligkeit von ca. 4,2 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -0,63 mag.

Über den Stern Sigma B ist nicht allzu viel bekannt.

Sigma B ist ein bläulich-weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A9. Damit befindet es sich noch mitten in der Kern-Wasserstofffusion. Er besitzt die ca. 1,5-fache Masse unserer Sonne und die 7,4-fache Leuchtkraft. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 7,7 mag.


16. τ - Tau Herculis (22 Herculis, HD 147394)

Tau Herculis ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B5IV in ca. 310 Lichtjahren Entfernung. Die Blauen Riesenstern sind keine ehemaligen Zwergsterne, sondern werden in einer Gaswolke schon als Riesen geboren.

Tau Herculis gilt als ein „langsam pulsierender Stern vom Typ B“ (SPB). SPB-Sterne zeigen Helligkeitsveränderungen, die zwischen 0,5 und 5 Tagen liegen. Sie können mehrere Pulsationsperioden aufweisen. Im Regelfall liegen die Helligkeitsveränderungen unter 0,1 mag.

Die Ursache der Pulsationen der Sterne liegt sowohl in den tiefen inneren Schichten als auch in den äußeren Schichten eines Sterns. Sie entstehen am Ende der Kern-Wasserstoff-Fusion. Die SPB-Sterne sind seit einiger Zeit ein intensives Forschungs-Objekt.

Obwohl Tau Herculis max. 60 Mio. Jahre alt ist, hat er bereits den größeren Teil seines Lebens hinter sich. Seine Lebenserwartung wird auf ca. 100 Mio. Jahre geschätzt.

Als Blauer Riesenstern verbrennt er den Wasserstoff zu Helium sehr viel schneller als ein Hauptreihenstern. Aufgrund der großen Masse und dem hohen Druck dauert die Wasserstoffbrennphase nur einige zehn Millionen Jahre

Tau Herculis hat eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 3,89 mag. Er verändert diese in zwei Perioden mit einer Laufzeit von 1,25 Tagen und 1,28 Tagen. Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. – 0,96 mag.

Tau Herculis besitzt die ca. 4,9-fache Masse und den ca. 3,55-fachen Radius unserer Sonne.

Er weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 15.615 Kelvin und die ca. 700-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf.

Tau Herculis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 46 km/s und er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,8 km/s.

In einer Entfernung von ca. 650 AE befindet sich ein roter Zwergstern der Spektralklasse M2. Wenn dieser Tau Herculis umkreist hätte er eine Umlaufbahn von ca. 6.700 Jahren. Tau Herculis und der Zwergstern haben zwar eine gemeinsame Bewegung, aber es ist nicht nachgewiesen, dass sie auch ein Sternensystem bilden.

Tau Herculis war der Polarstern im Jahr 7.400 vor Christus und wird diese Position wieder im Jahr 18.400 einnehmen.


17. υ - Upsilon Herculis (6 Herculis, HD 144206)

Upsilon Herculis ist ein blau leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B9III in einer Entfernung von ca. 371 Lichtjahren.

Er ist ein „mercury-manganese chemically peculiar star“ (Hg-Mn-Star), ein chemisch eigentümlicher Stern, bei dem in der Atmosphäre Quecksilber und Mangan nachgewiesen wurde. Aufgrund der langsamen Rotation bei den Hg-Mn-Sternen sinken verschiedene Elemente aufgrund der Schwerkraft in Richtung Kern des Sterns, während andere durch den Strahlungsdruck nach oben kommen, wodurch eine heterogene Atmosphäre entsteht. Bei Upsilon Herculis beträgt die Rotationsgeschwindigkeit ca. 7,5 km/s.

Upsilon Herculis wurde vor rund 250 Mio. Jahren als blauer Riesenstern geboren. Er hat aufgrund der Masse und der Geschwindigkeit, mit der er die Elemente umwandelt, keine hohe Lebenserwartung.

Upsilon Herculis hat die Kern-Wasserstoff-Fusion bereits beendet und steht am Anfang der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.

Durch die Pulsation gibt er Material ab, das als Sternenwind die visuelle Helligkeit um den Faktor 0,09 vermindert.

Upsilon Herculis besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,74 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,32 mag. Er hat eine Oberflächentemperatur von ca. 10.150 Kelvin und die ca. 173-fache Leuchtkraft unserer Sonne

Upsilon Herculis weist den ca. 4-fachen Radius unserer Sonne auf und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,1 km/s auf uns zu.


18. ϕ Phi Herculis (11 Herculis, HD 145389)

Phi Herculis ist ein Doppelsternsystem in ca. 227 Lichtjahren Entfernung.

Phi A und Phi B umkreisen einander in 564,8 Tagen. Da die Umlaufbahn keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,526 folgt, sind die Sterne zwischen 1,1 und 3,4 AE voneinander entfernt. Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,3 km/s.

Phi A ist ein Stern der Spektralklasse B9VspHgMn. Die Buchstaben „sp“ bedeuten, dass Phi A ein „chemically peculiar star“ (p) ist, bei dem die Spektrallinien scharf (s = sharp) zu erkennen sind. Er wird zur Zeit als ein „Alpha2 Canum Venaticorum Star“ (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. Die Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise zwischen 0,01 und 0,1 mag einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.

Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigen sich auch die Intensität der Spektrallinien und ihre Magnetfelder ebenfalls 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.

Der Grund liegt hier in der Diffusion, dem Austausch der einzelnen Schichten des Sterns, bei dem einige Elemente im Rahmen der Schwerkraft des Sternes nach unten sinken und andere nach oben an die Oberfläche kommen. Dieser Effekt kann nur dann stattfinden, wenn ein Stern sich nicht zu schnell dreht und der Stern dadurch aufgewühlt wird.

Phi A hat eine Rotationsgeschwindigkeit von nur ca. 8 km/s und damit eine Umlaufdauer von ca. 17 Tagen.

Bei Phi A wurden ein Mangananteil von 30/100.000 (30 Teile Mangan kommen auf 100.000 Teile Wasserstoff) und einen Quecksilberanteil von 1/100.000 gemessen. Ebenso konnten bei Phi A noch Chrom, Zink und Zirkonium nachgewiesen werden.

Phi A besitzt die ca. 3,05-fache Masse und die ca. 72-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 11.525 Kelvin und ein zeigt eine absolute Helligkeit von ca. 0,1 mag.

Der Stern Phi B ist ein Stern der Spektralklasse A8V mit einer absoluten Helligkeit von ca. 2,67 mag und der etwa 5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8.000 Kelvin.

Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 50 km/s. Er benötigt daher für eine Umdrehung ca. 1,4 Tage. Er weist die 1,61-fache Masse unserer Sonne auf.

Quellen-Angaben:

- Jim B. Kaler, Universitiy of Illinois

- Wikipedia

- Universguide

- Simbad