Die Hand der Jungfrau
1. Spica (α - Alpha Virginis)
Spica ist ein sehr enges Doppelsternsystem in ca. 249,74 Lichtjahren Entfernung, dass visuell nicht aufgelöst werden kann. Die beiden Sterne sind nur ca. 0,12 AE voneinander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Die beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Die beiden Sterne umkreisen sich alle 4,0145 Tage. Daher gilt Spica auch als bedeckungsveränderlicher Stern.
Das Doppelsystem hat eine visuelle Helligkeit von ca. 0,97 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 zu sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,74 mag.
Die absolute Helligkeit des Doppelsternsystems dürfte ca. -3,55 mag betragen 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 Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1 km/s von uns.
Alpha A ist ein blau-weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B1 III-IV. 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 Leuchtklasse III-IV ordnet Alpha A zwischen einem Unterriesen und einem Riesenstern ein. Bei Unterriesen handelt es sich im Regelfall um Sterne, die die Fusion von Wasserstoff zu Helium im Sterneninneren bereits beendet haben oder aber kurz davorstehen.
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.
Sie befindet sich noch mitten der Fusion von Wasserstoff zu Helium. 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.
Bei Alpha A wird angenommen, dass er am Ende seiner Phase als Hauptreihenstern angekommen ist.
Sterne der Spektralklasse B wie Alpha A sind extrem heiß und verbrennen ihren Wasserstoff wesentlich schneller als unsere Sonne. Spica A hat eine Oberflächentemperatur von ca. 22.400 Kelvin und die ca. 13.400-fache Leuchtkraft der Sonne. Daher dürfte Spica A auch nur ein Alter von ca. 10 Mio. Jahren erreichen.
Unsere Sonne verbringt in der Hauptreihen-Phase rund 10 Mrd. Jahre.
Alpha A hat die ca. 11-fache Masse und den ca. 7,8-fachen Radius unserer Sonne. Ihr weiterer Lebenswert scheint bereits vorgezeichnet sein. Alpha A wird zu einem roten Riesen und nach der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff wird sich sein Schicksal entscheiden. Hat ein Stern mehr als acht Sonnenmassen, setzen am Ende des Helium-Brennens solange weitere Fusionsprozesse ein, bis der Stern als Supernova explodiert.
Anhand der bisher vorhandenen Masse dürfte er als Supernova enden.
Alpha A hat eine visuelle Helligkeit von ca. 0,97 mag und eine absolute Helligkeit von – 3,5 mag. Er hat an seinem Äquator eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 199 km/s.
Alpha B ist ein blau-weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse B. Als Hauptreihenstern ist Alpha B noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Wie Alpha A fusioniert auch er seinen Wasserstoff sehr schnell zu Helium. Alpha B hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 18.500 Kelvin und die ca. 1.700-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er hat die ca. 7-fache Masse und den ca. 4-fachen Radius unserer Sonne. Anhand dieser Werte wird Alpha B nicht zu einer Supernova sondern zu einem weißen Zwerg.
Da die beiden Sterne sehr nahe beieinander sind, beeinflussen sie sich gegenseitig. Von daher darf man auf weitere Forschungsergebnisse der Zukunft gespannt sein. Denn durch den gegenseitigen Einfluss kann sich der Lebensweg der beiden Sterne auch noch ändern.
Es wird vermutet, dass sich noch zwei weitere Komponenten in dem Sternensystem aufhalten.
2. Kang (κ – Kappa Virginis, HD 124294)
Kang ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K2-3III in ca. 254,82 Lichtjahren Entfernung.
Kang ist schon einen Schritt weiter als unsere Sonne und hat schon vor einiger Zeit die Hauptreihenphase verlassen.
Am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium war die Dichte im Kern 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 hatte das Helium-Brennen begonnen. In dieser Phase befindet sich Kang noch. 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 im Kern wieder aufgehoben.
Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Kang besitzt die ca. 1,46-fache Masse und den ca. 25,41-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund seiner Größe hat er die ca. 229-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Sterne der Spektralklasse K haben eine kühlere Oberflächentemperatur. Diese beträgt bei Kang ca. 4.235 Kelvin.
Er hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 5,1 km/s und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,38 km/s auf uns zu. Sein Alter wird auf ca. 9,67 Mrd. Jahre geschätzt.
Kang hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4.180 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,28 mag.
3. Syrma (ι – Iota Virginis, HD 124850)
Syrma ist ein visuell noch nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 72,5 Lichtjahren Entfernung.
Dabei umkreisen Iota A und Iota B ein gemeinsames Baryzentrum mit einer Umlaufzeit von ca. 55 Jahren. Als Baryzentrum wird der Massenmittelpunkt bezeichnet, um den die beiden Sterne kreisen.
Syrma hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,08 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,4 mag.
Iota A ist ein gelb leuchtender Stern der Spektralklasse F7IV-V. Er fusioniert noch Wasserstoff zu Helium. Anhand der Leuchtkraft steht er an der Schwelle zu einem Unterriesen. Damit dürfte er eher am Ende der Hauptreihen-Phase sein.
Als Stern der Spektralklasse F befindet er sich im stellaren Mittelfeld. Er besitzt die ca. 1,5-fache Masse und den 2,5-fache Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 6.282 Kelvin und er hat die ca. 8,7-fache Leuchtkraft. Iota A hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 16 km/s. Das sind alles normale Werte für einen Stern seiner Spektralklasse.
Über Iota B ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt, da er bisher noch nicht visuell nachgewiesen werden konnte. Er machte aber dadurch aufmerksam, dass er im Rahmen seiner Umlaufbahn für regelmäßige Störungen des gemeinsamen Baryzentrums sorgte.
Anhand dieser Störungen wurde eine Masse von ca. 60% unserer Sonne errechnet. Bei Iota B handelt es sich wahrscheinlich um einen Hauptreihenstern oder um einen Weißen Zwerg. Weiße Zwerge sind das letzte Stadium eines Sterns und sind meist sehr alte Sterne.
4. Rijl al Awwa (μ - Mu Virginis, 107 Virginis, HD 129502)
Rijl al Awwa ist ein Zwergstern der Spektralklasse F2V in ca. 59,6 Lichtjahren Entfernung. Sein Entwicklungsstand ist bisher noch nicht geklärt. Er dürfte sich wahrscheinlich am Ende seiner Hauptreihenphase befinden in der noch Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. Eventuell hat er auch bereits die Wasserstoff-Fusion vor kurzem beendet und mit der Fusion von Helium zu Kohlenstoff begonnen.
Sterne der Spektralklasse F gelten als durchschnittliche Sterne. Rijl al Awwa weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 7.474 Kelvin aus, mit der ca. 7,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt die ca. 1,7-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne. Alles normale Werte für einen Stern der Spektralklasse F.
Rijl Al Awwa hat eine visuelle Helligkeit von ca. 3,88 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,57 mag. Er hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 47 km/s.
Rijl al Awwa entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,10 mag.
Über seine Begleiter gibt es bisher nur Vermutungen. Ein Begleiter soll in einer Entfernung von ca. 0,75 AE mit einer Umlaufzeit von 358 Tagen umrunden. Nachgewiesen wurde dieser bisher noch nicht. Eventuell handelt es sich auch nur um Veränderungen in der Chromosphäre. Die Chromosphäre ist die zweite Schicht in der Atmosphäre eines Sterns.
In einer Entfernung von ca. 770 AE weist Rijl al Awwa einen Begleiter mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,72 mag aus. Ob er mit ihm ein Sternensystem bildet ist noch nicht geklärt.
5. Heze (ζ – Zeta Virginis, 79 Virginis, HD 118098)
Heze ist ein Doppelsternsystem in ca. 74,1 Lichtjahren Entfernung.
Zeta A und Zeta B sind ca. 25 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 124 Jahren. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,2 km/s auf uns zu.
Zeta A ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V. Er ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Sterne der Spektralklasse A fusionieren sehr viel schneller ihren Wasserstoff als unsere Sonne. Sie sind daher heißer und leuchtkräftiger als unsere Sonne. Zeta A hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 8.247 Kelvin und die ca. 17,8-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 222 km/s.
Er besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne. Sein Alter wird mit ca. 500 Mio. Jahre angegeben und es wird angenommen, dass er im Hyaden-Haufen entstanden ist.
Heze A verfügt über eine visuelle Helligkeit von ca. 3,376 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,64 mag.
Heze B ist wahrscheinlich ein roter Zwergstern. Seine Spektralklasse liegt in den Bereichen M4V bis M7V. Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in denen die Kernfusion von Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Zwar sind etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge, sie sind jedoch so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Es wird angenommen, dass Zeta B ca. 17% der Masse unserer Sonne besitzt. Seine visuelle Helligkeit wird auf ca. 9,5 mag geschätzt. Es ist nicht viel über ihn bekannt, da er erst näher untersucht werden muss.
6. τ - Tau Virginis (93 Virginis, HD 122408)
Tau Virginis ist noch ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A2IV/V in ca. 225 Lichtjahren Entfernung. Er ist am Ende der Wasserstoff-Fusion im Kern angelangt.
Tau Virginis befindet sich am Anfang des Unterriesen-Stadiums. Unterriesen haben u. a. eine höhere Leuchtkraft als ein Zwergstern des gleichen Spektraltyps. Tau Virginis besitzt die ca. 70-fache Leuchtkraft unserer Sonne und eine Oberflächentemperatur von ca. 8.413 Kelvin.
Er hat die ca. 1,96-fache Masse und den ca. 1,6-fache Radius unserer Sonne. Sein Alter wird auf ca. 724 Mio. Jahre geschätzt. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 186 km/s.
Tau Virginis hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,28 und eine absolute Helligkeit von ca. 0,5 mag und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,7 km/s auf uns zu.
Zwischen den Jahren 2000 und 2012 wurden bei Tau Virginis bisher fünf visuelle Begleiter entdeckt. Es wird aber bisher davon ausgegangen, dass er mit keinem von ihnen ein Sternensystem bildet, auch wenn sich die Sterne in seiner relativen Nähe befinden. Über die Begleiter ist bisher sehr wenig bekannt.
Tau B wurde hat eine visuelle Helligkeit von ca. 9,41 mag. Er ist ca. 5.346 AE von Tau A Virginis entfernt.
Tau C hat eine visuelle Helligkeit von ca. 13,10 mag. Bei ihm wird angenommen, dass er nur in einer Sichtlinie mit Tau A steht.
Tau D hat eine visuelle Helligkeit von ca. 9,68 mag. Auch bei ihm wird bisher nur eine visuelle Nähe unterstellt.
Tau E hat eine visuelle Helligkeit von ca. 12,00 mag. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
Tau F hat eine visuelle Helligkeit von ca. 15,00 mag und ist ca. 1.000 AE von Tau A entfernt. Wenn er mit Tau A ein Sternensystem bilden würde, hätte er eine Umlaufzeit von mindestens 20.000 Jahren. Er dürfte wahrscheinlich ein Zwergstern der Spektralklasse M sein.
7. 109 Virginis (HD 130109)
HD130109 ist ein Doppelsternsystem in ca. 134 Lichtjahren Entfernung. Die Sterne A und B sind ca. 25 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 69 Jahre.
HD130109A ist ein weiß leuchtender Zwergstern der Spektralklasse A0V. Er befindet sich als Hauptreihenstern noch mitten in der Kern-Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Sterne der Spektralklasse A fusionieren ihren Wasserstoff sehr viel schneller als unsere Sonne. Sie sind durch heißer und heller als unsere Sonne. HD130109A hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 9.760 Kelvin und die ca. 52-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
HD 130109A besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,72 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,75 mag. Sein Alter wird auf ca. 360 Mio. Jahre geschätzt. In ca. 225 Mio. Jahren wird er seine Wasserstoff-Fusion beenden.
Er verfügt über die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 2,5-fachen Radius unserer Sonne.
HD 130109A zeigt auch für einen Stern seiner Spektralklasse eine hohe Rotationsgeschwindigkeit an. Diese beträgt ca. 325 km/s. Damit hat HD 130109A eine Rotationsdauer von weniger als 9,3 Stunden.
Durch die hohe Rotation sind die Pole abgeflacht und der Äquatorradius ist größer als der Polradius. Da die Pole näher am Kern sind, ist dort die Temperatur höher als am Äquator.
HD 130109A versteckt aber noch einige Geheimnisse. Bisher ist noch nicht geklärt, ob er als metallischer Stern gilt. Als Metalle werden in der Astronomie alle Elemente bis auf Wasserstoff und Helium angesehen.
Aufgrund der Entfernung und der hohen Rotationsgeschwindigkeit gibt es hierüber noch keine gesicherten Ergebnisse. Durch die hohe Rotationsgeschwindigkeit können auch die Mess-Ergebnisse verfälscht sein. Ein Scheibe aus Staub und Material wurde um HD 130109A nicht nachgewiesen.
HD 130109B ist ein Zwergstern der Spektralklasse K4. Die Vertreter des Spektraltyps K gehören mit Temperaturen um die 4.000 Kelvin bereits zu den "kühlen" Sternen. Dank ihres geringen Energieverbrauchs können Hauptreihen-K-Sterne über 50 Milliarden Jahre alt werden.
Trotz der daraus resultierenden großen Häufigkeit der K-Sterne können wir nur wenige Sterne dieses Spektraltyps am Nachthimmel beobachten, weil ihre (absolute und) scheinbare Helligkeit infolge des geringen Brennstoffverbrauchs klein ist.
HD 130109B hat eine visuelle Helligkeit von ca. 9,7 mag und ca. 70% der Masse unserer Sonne.
Das Sternensystem kann eventuell auch noch zwei weitere Begleiter haben. Die Sterne C und D mit einer visuellen Helligkeit von ca. 19 mag und 20 mag wurden bisher erst einmal beobachtet. Daher ist über die beiden Sterne nichts weiteres bekannt.
8. θ – Theta Virginis (51 Virginis, HD 114330)
Theta Virginis ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 320 Lichtjahren Entfernung.
Im Sternensystem Theta AB sind beiden Sterne Theta A und Theta B ca. 690 AE entfernt, mit einer Umlaufzeit von ca. 7.800 Jahre.
Theta C ist ca. 6.900 AE von Theta A entfernt und benötigen für einen Umlauf mindestens 230.000 Jahre
Das Doppelsternsystem Theta A besteht aus den beiden Sternen Theta Aa und Theta Ab. Die Umlaufbahn der beiden Sterne ist nicht kreisförmig, sondern eine Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Die beiden Sterne sind im Durchschnitt ca. 39 AE entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 116 Jahren.
Theta Virginis hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,37 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,52 mag. Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,9 km/s auf uns zu.
Theta Aa ist ein Unterriese der Spektralklasse A1. Ein Unterriese ist ein Stern, der im Kern kurz davor ist die Wasserstofffusion zu beenden oder diese vor kurzem beendet hat. Theta Aa ist wahrscheinlich am Ende der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Unterriesen haben eine höhere Leuchtkraft als Zwergsterne der gleichen Spektralklasse durch das Wasserstoff-Schalenbrennen. Das Verbrennen des Wasserstoffs zu Helium vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wird die Hülle des Sterns weiter nach außen getrieben und der Radius des Sterns wächst. Damit steigt auch die Leuchtkraft an.
Theta Aa besitzt die ca. 2,85-fache Masse und den ca. 4,3-fachen Radius unserer Sonne. Er hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 9.450 und die ca. 135-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Theta Aa hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,5 mag. Er weist eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 13 km/s aus, mit einer Rotationsdauer von ca. 16 Tagen.
Theta Ab ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A5. Er wäre damit noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Theta Ab wird als metallisch eingestuft. Die chemischen Anomalien sind auf einige Elemente zurückzuführen, die mehr Licht aufnehmen (absorbieren). Diese chemischen Elemente werden nach oben zur Oberfläche gedrückt wird, während andere unter der Schwerkraft absinken. Der Grund dürfte in der langsamen Rotationsgeschwindigkeit des Sterns zu finden sein.
Theta Ab hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 8.300 Kelvin und die ca. 14-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt die ca. 1,85-fache Masse und den ca. 1,2-fachen Radius unserer Sonne.
Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 6,3 mag.
Theta B ist ein gelb leuchtender Stern der Spektralklasse G0. Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 9,4 mag. Theta B zeigt etwa die gleichen Eigenschaften und Größe wie unsere Sonne
Theta C ist ein Zwergstern der Spektralklasse G8 mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,4 mag.
Mehr ist über Theta B und Theta C nicht bekannt.
9. Porrima (γ – Gamma Virginis, 29 Virginis)
Gamma Virginis ist ein Doppelsternsystem in ca. 38,1 Lichtjahren Entfernung.
Die beiden Sterne Gamma A und Gamma B umkreisen einander in ca. 168,93 Jahren in einer Ellipse. Die Umlaufbahn hat eine hohe Exzentrizität. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 5 AE und 81 AE voneinander entfernt. Im Jahr 2005 besaßen die beide Sterne wieder einmal ihre nächste Annäherung. Das Alter des Sternensystems wird auf ca. 1,14 Mrd. Jahre.
Das Doppelsternsystem verfügt über eine visuelle Helligkeit von ca. 2,74 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,41 mag. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 19,5 km/s auf uns zu.
Die beiden Sterne gelten als Zwillinge, da sie fast identisch sind.
Gamma A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F0V. Er ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Als Stern der Spektralklasse Klasse F befindet sich Gamma A im stellaren Mittelfeld der Sterne. Er hat die ca. 4-fache Leuchtkraft unserer Sonne und eine Oberflächentemperatur von ca. 6.757 Kelvin. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 3,65 mag.
Gamma A hat die ca. 1,56 –fache Masse und den ca. 1,2-fachen Radius unserer Sonne.
Gamma B ist ebenfalls ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F0V. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 3,56 mag. Ansonsten werden ihm gleichen die Werte wie Gamma A zugeschrieben.
10. Minelauva (δ - Delta Virginis, HD 112300)
Minelauva ist ein orange-rot leuchtender Roter Riese der Spektralklasse M3III in ca. 198 Lichtjahren Entfernung. Es wird vermutet, dass Minelauva die Fusion von Helium zu Kohlenstoff bereits beendet hat und er am Ende seines Sternenlebens ist.
In seinem Zentrum befindet sich dann ein entarteter, verdichteter Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Das heißt, die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt.
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 Sternwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Delta Virgnis besitzt die ca. 1,4-fache Masse und den ca. 48-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.000 Kelvin und er weist aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 468-fache Leuchtkraft unserer Sonne aus.
Was mit Minelauva am Ende seines Sternenlebens passiert hängt davon ab wie viel Masse ein der Stern durch die Sternenwinde verliert. Da Minelauva weniger acht Sonnenmassen besitzt, schrumpft der Stern zu einem weißen Zwerg.
Minelauva gilt als veränderlicher Stern, da er seine Helligkeit verändert. Diese liegt zwischen 3,32 und 3,40 mag. Er gilt als pulsationsveränderlicher Stern.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, die Gravitationskraft, die versucht die Sternenmasse zusammenzuhalten (zu kontrahieren) und nach innen auf den Kern drückt, wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht. Der Strahlungsdruck versucht wieder nach außen zu drücken.
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 im Stern der Strahlungsdruck und der Stern expandiert.
Wegen der Massenträgheit (keine Änderung der Masse bei erhöhtem Strahlungsdruck) führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt. Das geschieht solange bis die Gravitation und der Strahlungsdruck sich wieder ausgleichen. Der Stern lässt Druck ab (Strahlung). Er wird wieder kleiner und schrumpft, da jetzt die Gravitationskraft die Oberhand gewinnt.
Da sich die Masse im Verhältnis zum Stern nicht wesentlich geändert hat, wird der Schrumpfprozess erst dann beendet, wenn die Gravitationskraft und der Strahlungsdruck wieder im Kräftegleichgewicht sind.
Das Größer und Kleiner werden wird Oszillation genannt, der Stern pulsiert. Oszillation sind wiederholte zeitliche Schwankungen.
Minelauva besitzt eine absolute Helligkeit von ca. – 2,1 bis – 2,7 mag. Er hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 6,0 km/s und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18,4 km/s auf uns zu.
Eventuell kann es sich bei Minelauva auch um ein Doppelsternsystem handeln. In ca. 5.000 AE Entfernung wurde ein Roter Zwergstern der Spektralklasse K mit einer visuellen Helligkeit von ca. 11 mag entdeckt. Wenn er mit Minelauva ein Doppelsternsystem bilden würde, hätte er eine Umlaufzeit von mehr als 200.000 Jahren.
11. Vindemiatrix (ε - Epsilon Virginis, 47 Virginis, HD 113226)
Vindemiatrix ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8III in ca. 109,6 Lichtjahren Entfernung. Gelbe Riesensterne stehen im Regelfall am Ende ihres Sternenlebens. Bei vielen Gelben Riesensternen handelt es sich um ehemalige Blaue Riesensterne oder um große und schwere Hauptreihensterne.
Vindemiatrix hat sich wahrscheinlich aus einem Hauptreihenstern der Spektralklasse B zu einem gelben Riesenstern entwickelt.
Die Wasserstoff-Fusion im Kern wurde bereits vor einiger Zeit beendet und ist Augenblick wird dort Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff umgewandelt.
Vindemiatrix weist die ca. 77-fache Leuchtkraft unserer Sonne und eine Oberflächen-Temperatur von ca. 5.086 Kelvin aus.
Er besitzt die ca. 2,64-fache Masse und den 10,6-fache Radius unserer Sonne.
Bei Vindemiatrix wurde eine ca. 300-fache höhere Röntgenstrahlung sowie ein um ca. 15% höherer Metallgehalt als bei unserer Sonne festgestellt.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,3 km/s und benötigt für einen Umlauf ca. 173 Tage. Sein Alter wird auf ca. 560 Mio. Jahre geschätzt.
Vindemiatrix besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 2,826 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,37 mag.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14,6 km/s auf uns zu.
12. Zaniah (η – Eta Virginis 15 Virginis, HD 107259)
Zaniah ist ein sehr enges Mehrfach-Sternensystem in ca. 265 Lichtjahren Entfernung.
Das Doppelstern-System Eta A besteht aus den beiden Sternen Eta Aa und Eta Ab. Die beiden Sterne sind ca. 0,6 AE entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 72 Tagen.
Das Doppelsternsystem Eta A hat eine visuelle Helligkeit von ca. 3,89 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,66 mag. Es besitzt die ca. 172-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Doppelsternsystem wird in einer Entfernung von ca. 10 AE mit einer Umlaufdauer von ca. 13,1 Jahren von Eta B umrundet.
Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,3 km/s.
Eta Aa ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A2IV. Als Hauptreihenstern ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Er verfügt über die ca. 2,68-fache Masse und den ca. 4,91-fachen Radius unserer Sonne.
Eta Aa weist eine Oberflächentemperatur von ca. 9.330 Kelvin aus. Seine visuelle Helligkeit wird auf ca. 4,2 mag. geschätzt. Er hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 18 km/s.
Eta Ab ist ein Stern der Spektralklasse A4V. Er ist ebenfalls ein Hauptreihenstern und noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Er verfügt über die ca. 2-fache Masse unserer Sonne.
Seine visuelle Helligkeit wird auf ca. 6,0 mag geschätzt.
Über Eta B ist fast nichts bekannt. Er wird als Stern zwischen den Spektralklassen A0 und F8 eingeordnet. Er besitzt die ca. 1,66-fache Masse und eine visuelle Helligkeit von ca. 6,5 mag.
13. Zavijava (β – Beta Virginis, 5 Virginis, HD 102870)
Zavijava ist ein gelb leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse F9V in ca. 35,65 Lichtjahren Entfernung. Er befindet am Ende der Wasserstoff-Fusion.
Als Stern der Spektralklasse F befindet sich Zavijava im stellaren Mittelfeld. Er hat die ca. 1,25-fache Masse, den ca. 1,68-fachen Radius und die ca. 3,57-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er zeigt eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,3 km/s. Sein Alter wird anhand verschiedener Modelle zwischen 2,8 und 4,7 Mrd. Jahren geschätzt.
Zavijava besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 3,604 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,41 mag.
Aufgrund der relativen Nähe zu uns wird Zavijava umfassend untersucht. Es wird vermutet, dass um Zavijava mehrere Planeten kreisen könnten. Nachgewiesen wurde bisher aber noch keiner.
Das System Zavijava entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,1 km/s.
14. ν - Nu Virginis (3 Virginis, HD 102212)
Nu Virginis ist ein orange-rot leuchtender Riesenstern der Spektralklasse M1III in ca. 294 Lichtjahren Entfernung. Er hat wahrscheinlich die Fusion von Helium zu Kohlenstoff bereits beendet und befindet sich in der letzten Phase seines Sternenlebens.
Er besitzt die ca. 1,6-fache Masse und den ca. 54-fachen Radius unserer Sonne. Da Nu Virginis weniger als die 8-fache Masse der Sonne aufweist, dürfte er nicht als Supernova, sondern als ein weißer Zwergstern enden.
Aufgrund der vergrößerten Oberfläche hat Nu Virginis die ca. 631-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Als Stern der Spektralklasse M hat er eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.000 Kelvin.
Nu Virginis gilt als ein halbregelmäßig veränderlicher Stern (semiregular variable Star) vom Typ SRB-Stern. Ein SRB-Stern ist im Regelfall ein Riese oder Überriese, der meist schon den größten Teil seines Sternenlebens hinter sich hat. SRB-Sterne zeigen einen Wechsel ihrer visuellen Helligkeit mit mehreren zeitlich gleichbleibenden Veränderungen.
Nu Virginis zeigt Veränderungen seiner visuellen Helligkeit mit ca. 0,0125 mag in vier Perioden. Diese Veränderungen haben eine Dauer von 11,1 Tagen, 12,3 Tagen, 16,8 Tagen und 23,7 Tagen.
Bisher sind die Gründe für die Veränderungen bei den SRB-Sternen noch nicht klar. Sie können durch Konvektionsströme entstehen, die nahe der Sternenatmosphäre angeregt werden, an der Photosphäre des Sterns reflektiert und schließlich wird zurück zum Stern laufen.
Ebenso können auch die Gas- und Staubwolken um den Stern dafür verantwortlich sein. Aufgrund der vielfältigen Variationen gibt es zwischenzeitlich fünf Untergruppen der SRB-Sterne.
Nu Virginis besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,04 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,87 mag.
Er zeigt die für einen Riesenstern normale Rotationsgeschwindigkeit von ca. 3,8 km/s.
Nu Virginis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 50,19 km/s.