1. Alderamin (α – Alpha Cephei, 5 Cephei, HD 203280)
Alderamin ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A8Vn in einer Entfernung von 49,05 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,08 Lichtjahren.
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.
Alderamin wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.
Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf.
Die durchschnittliche Oberflächen-Temperatur von Alderamin beträgt ca. 7.740 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen die Sterne der Spektralklasse A eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Die Zahl 0 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.
Alderamin wird mit den Zahl 8 als ein sehr warmer Stern der heißen Spektralklasse A 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.
Alderamin wird als ein Hauptreihenstern der Leuchtkraftklasse A 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.
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.
Bei den Sternen der Spektralklasse A erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Alderamin befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernwasserstoff-Fusion und entwickelt sich eine Stufe weiter zu einem Unterriesen.
Er besitzt die ca. 1,74-fache Masse und etwa den 2,3-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der höheren Temperaturen und der etwas vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der rund 17-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Alderamin weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 2,428267 mag auf, die vom Satelliten Gaia 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 von Alderamin beträgt ca. 1,542 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.
Aldemarin zeigt eine visuelle Helligkeitsveränderung von ca. 0,06 mag und wird als ein „Delta Scuti Stern“ eingestuft.
Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist.
Die Delta-Scuti-Sterne besitzen zwischen ca. 1,5 bis 2,5 Sonnenmassen, die ca. 10- bis 50–fache Leuchtkraft der Sonne und werden den Spektralklassen A2 bis F8 zugeordnet.
Sie zeigen ihre Veränderungen in Perioden innerhalb von 0,3 Tagen mit einer Helligkeitsveränderung von max. 0,8 mag, wobei die meisten Sterne nur eine Variabilität von 0,02 mag erreichen. Die Delta-Scuti-Sterne werden in die Leuchtkraftklassen III bis V eingeordnet.
Der Pulsationsprozess, der die Helligkeitsveränderung der Delta Scuti Sterne beschreibt ist der sogenannte “Kappa-Mechanismus“.
Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität κ (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 optimale Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck und der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt.
Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt.
Wegen der hohen Dichte im Sterneninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben κ (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert.
Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterneninneren 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 gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Die Spektralklassen-Bezeichnung von Alderamin lautet A8Vn. Der Buchstabe „n“ (nebulous) bedeutet, dass die Spektrallinien von Alderamin diffus und damit nicht eindeutig sind.
Diffuse Linien weisen bei einem Stern auf eine rasche Rotation hin.
Alderamin besitzt eine sehr hohe Rotationsgeschwindigkeit von 246 km/s und einer Rotationsdauer von weniger als 12 Stunden. Unsere Sonne weist eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s auf und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Daher gleicht Alderamin vom Aussehen eher einem Ei als einer Kugel. Der Radius des Äquators ist ca. 24% größer als der Pol-Radius.
Aufgrund der hohen Rotation ist es bisher noch nicht möglich die verschiedene Elemente in der Atmosphäre von Alderamin genauer zu ermitteln.
Bei Alderamin wurde eine Röntgenstrahlung in der Größenordnung ähnlich unserer Sonne entdeckt. Das ist eigentlich ungewöhnlich für einen Stern wie Alderamin.
Er besitzt ein Magnetfeld, dass wahrscheinlich durch die turbulente äußere Atmosphäre des Sterns erzeugt wird. Der genaue Grund dafür ist bisher noch nicht bekannt, da ein Stern wie Alderamin solche Abweichungen normalerweise nicht zeigt.
Laut der SIMBAD-Datenbank wird Alderamin 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.
Alderamin kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 15,8 km/s auf uns zu.
Alderamin wird als ein Mitglied der “Castor Moving Group“ angesehen. Der Castor-Moving Group werden insgesamt 62 Mitglieder zugerechnet.
Eine Bewegungsgruppe (Moving Group) besteht aus Sternen die alle etwa das gleiche Alter, die gleiche chemisch-physikalische Zusammensetzung (auch Metallizität genannt) und die gleiche Bewegung in unserer Galaxis haben.
Es wird daher angenommen, dass sich die Sterne alle in der selben interstallen Wolke gebildet haben. Die Sterne waren damals in einem Offenen Sternhaufen. Mit der Zeit haben sie sich von einander entfernt und aus dem Offenen Sternhaufen wurde ein Bewegungshaufen.
Interessant ist, dass sich die Castro Moving Group innerhalb der Ursa Major Moving Group befindet. Sie ist aber kein Teil davon sondern durchquert diese.
2. Alfirk (β -Beta Cephei, 8 Cephei, HD 205021)
Alfirk ist ein Doppelsternsystem in ca. 743 Lichtjahren Entfernung.
Die Sterne Beta Aa und Beta Ab sind etwa 50 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufdauer von rund 90 Jahre. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,2 km/s auf uns zu.
Beta Aa Cephei ist ein Unterriese der Spektralklasse B1IV. Er ist der Namensgeber der „Beta-Cephei-Variablen“-Sterne (BCV-Sterne).
„Beta-Cephei-Variable“ (BCV) zeigen aufgrund von Pulsationen auf ihrer Sternenoberfläche kleine und schnelle Änderungen ihrer Helligkeit. Es wird vermutet, das Eisen im Sterneninneren bei Temperaturen von ca. 200.000 Kelvin der Auslöser der Pulsationen ist.
Das Eisen erhöht die Opazität (Undurchlässigkeit) des Sterns. Das führt dazu, dass sich Druck im Stern ansammelt. Nur durch die Ausdehnung des Sterns nimmt der Druck wieder ab. Dadurch werden auch die Schichten des Sterns etwas durchlässiger.
Sobald der Druck abgelassen ist, zieht sich der Stern wieder zusammen. Ein Zyklus der sich innerhalb weniger Stunden wiederholt.
BCV Sterne sind Blaue Riesensterne der Spektralklasse B, mit Massen, die zwischen 7 und 20 Sonnenmassen liegen. Sie befinden sich noch in der Hauptreihenphase.
Beta Aa besitzt etwa die 7,4-fache Masse und den rund 5,6-fachen Radius unserer Sonne.
Er zeigt eine Helligkeitsveränderung von 3,16 bis 3,27 mag in einem Zeitraum von 4,57 Stunden. Der Stern zeigt sich am hellsten wenn er am kleinsten und heißesten ist.
Die Pulsationen der Beta-Cephei-Variablen werden durch den Kappa-Mechanismus und die P-Mode-Pulsation gesteuert.
Die P-Mode Pulsationen wird als Hochfrequenz-Modus bezeichnet (p = pressure (Druck)).
Bei Beta-Cephei-Variablen ändert sich die Helligkeit um 0,01 bis 0,3 mag in verschiedenen Zeiträumen, die jeweils zwischen 2 bis 8 Stunden dauern.
Daneben zeigt Beta Aa jedoch noch mehrere weitere Pulsationsperioden von 4,3 Stunden bis zu 12 Tagen.
Beta Aa Cephei ist ein blauer Unterriese.
Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
Dadurch dass der Wasserstoffanteil im Kern eines Hauptreihensterns immer geringer wird steigt die Kerntemperatur an. Damit leuchtet der Stern heller als während seiner Hauptreihen-Phase.
Während der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium verringern sich die Wasserstoff-Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig steigt aber die Atommasse von 0,5 auf 1,33 atomare Einheiten an.
Um das Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht zu erhalten, kommt es zu einer Verdichtung der Masse. Damit wächst die nukleare Energieproduktion und durch diese erhöht sich auch die Leuchtkraft der Sonne.
Durch die Verdichtung gewinnt die Gravitation, die nach innen wirkt, gegenüber dem Gasdruck, der nach außen wirkt, die Oberhand. Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtet sich der Kern noch mehr und es kommt es zu einem Temperaturanstieg.
Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzt in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. Auch hier wird dann der Wasserstoff in Helium umgewandelt.
Das Verbrennen des Wasserstoffs 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.
Sterne der Spektralklasse B sind sehr heiße Sterne, da sie ihren Wasserstoff sehr schnell fusionieren. Sie sind zwar selten, aufgrund ihrer Leuchtkraft werden aber ein Drittel der hellsten Sterne am Nachthimmel der Spektralklasse B zugerechnet.
Den größten Teil der Strahlung senden sie aufgrund ihrer hohen Temperatur im ultravioletten Bereich aus. Diese hochenergetische Strahlung reicht ab der Spektralklasse B2 (bei einer Oberflächen-Temperatur von mehr als 20.000 Kelvin) aus, um das Leuchten von Emissionsnebeln anzuregen.
Die Oberflächen-Temperatur beträgt bei Beta A etwa 27.000 Kelvin und er strahlt mit der rund 15.100-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse B erreichen aufgrund der schnellen Fusionsprozesse daher auch meist nur ein Alter von ca. 100 Mio. Jahre. Massereiche Sterne wie Beta Aa erreichen meist ein Alter von ca. 10 Mio. Jahren. Das Alter von Beta Aa wird auf ca. 8,7 Mio. Jahre geschätzt.
Beta Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von nur rund 28 km/s.
Daneben besitzt Beta Aa noch ein Magnetfeld mit einem schrägen Rotor. Das bedeutet, dass die Rotationsachse der Sterns und die Achse der Magnetfelder auseinanderfallen. Damit besitzt der Stern eine schiefe Rotation. Die Magnetfeldrotation beträgt ca. 12 Tage. Je mehr das Magnetfeld von Beta Aa untersucht wird umso mehr Fragen tauchen auf.
Beta Ab Cephei ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B6-8V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 8,63 mag. Er ist ein sogenannter „Be-Star“.
Ein Be-Stern, ist ein Stern der Leuchtkraftklasse V, IV oder III.
Be-Stars sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse B in deren Spektrum Emissionen (e) der sogenannten „Balmer-Emissionslinien“ gemessen wurde.
Die Balmer-Emissionslinien sind eine bestimmte Folge von Spektrallinien des Wasserstoffs (H) im sichtbaren elektromagnetischen Spektrum. Die Emissionslinie mit der größten Wellenlänge wird als Hα (H Alpha) bezeichnet. Hβ, Hγ und Hδ sind dann jeweils mit einer kleineren Wellenlänge sichtbar.
Die Emissionslinien zeigen an, dass die Be-Sterne von einer Scheibe oder Hülle aus Staub und Material umgeben sind. Das Material stammt vom Stern selbst, dass dieser durch seine schnelle Rotation an die Umgebung abgibt.
Die Be-Stars befinden sich in einem früheren Stadium der Sternenentwicklung.
Laut dem WDS-Katalog wird Beta Cephei noch ein weiterer Stern zu geordnet.
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.
Beta B Cephei befindet sich in einer Entfernung von 774,65 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 5,1 Lichtjahren. Damit steht er nur visuell in der Nähe der Doppelsternsystems Beta A.
Beta B Cephei ist ein Stern der Spektralklasse A2V. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.350 Kelvin.
Er weist eine visuelle Helligkeit von 7,846670 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,97 mag auf.
Beta B kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,0 km/s auf uns zu.
Beta Cephei ist ein Mitglied der sogenannten “Cepheus Far North“ (CFN).
Als Cepheus Far North (CFN) wird eine Sternhaufengruppe bezeichnet, die erst über den Satelliten GAIA entdeckt wurde. Ihr werden zwischenzeitlich über 500 Sterne zugeschrieben. Der Sternhaufen wird dabei noch in sieben Untergruppen unterteilt.
Der eine Teil der sieben Gruppen wird mit Beta Cephei in Verbindung gebracht, der andere Teil mit dem Stern EE Draconis.
Bei CFN handelt es sich um einen sehr jungen Sternhaufen mit Sternen in einem Alter von 16 bis 27 Mio. Jahren. Er befindet sich mit einer Entfernung von rund 200 parsec (rund 650 Lichtjahre) in relativer Nähe zu uns. Seine Ausdehnung wird auf rund 100 parsec (325 Lichtjahre) geschätzt.
3. Errai (γ - Gamma Cephei, 35 Cephei, HD 222404)
Errai ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 44,98 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,091 Lichtjahren.
In einem spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne so nahe beieinander, dass es nicht möglich ist diese im Teleskop als zwei Sterne aufzulösen. Nur durch ihre Spektrallinien (unterschiedliche Wellenlängen des sichtbaren Lichts) können sie getrennt werden.
Gamma A und Gamma B besitzen eine Umlaufzeit von ca. 66,8 Jahren. Die Umlaufbahn folgt einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Dabei sind Gamma A und Gamma B zwischen 12 und 26 AE voneinander entfernt.
Gamma A wird zudem in einer Entfernung von ca. 2 AE mit einer Umlaufzeit von rund 900 Tagen vom Planeten Tadmor (Gamma Cephei Ab) umkreist.
Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 43,667 km/s auf uns zu.
Gamma A ist ein Stern der Spektralklasse K1III-IV CN1.
Sterne der Spektralklasse K stehen für die orange-rote 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 Riesensterne. Sie sind für uns nur aufgrund der stark vergrößerten Oberfläche von meist weit mehr als 10 Sonnenradien zu sehen.
Gamma A besitzt die ca. 1,6-fache Masse und den rund 4,8-fachen Radius unserer Sonne.
Gamma A ist eine sogenannter Standardstern.
Standardsterne sind genau vermessene Sterne und werden für die Kalibrierung der Messinstrumente für die Beobachtung ähnlicher Sterne verwendet.
Gamma A hat wahrscheinlich seinen Wasserstoff im Kern vollständig fusioniert und steht nun am Anfang der Kernfusion von Helium. Dabei werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt.
Gamma A wird als ist ein schwacher CN-Riesenstern (CN1) eingestuft.
Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K.
Sie weisen eine geringere Leuchtkraft auf, als bei Riesensternen sonst üblich. Die CN-Sterne zeigen einen höheren Anteil an Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N) in ihrer Atmosphäre. Daher werden sie auch gerne als „Stickstoffsterne“ bezeichnet.
Die CN-Sterne sind eine Untergruppe der sogenannten „Super-Metal-Rich-Stars“ (SMR-Stars). Die SMR-Stars sind Riesensterne, in deren Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde, als in der Sternen der Hyaden, einem offenen Sternhaufen im Sternbild Stier.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil der Metalle und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet. CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne wie der Hyaden gerne als leichte CN-Sterne bezeichnet werden, da sie nur einen CN-Gehalt enthalten, der um 50% höher ist als bei unserer Sonne (CN0.5).
Gamma A zeigt den doppelten CN-Gehalt (CN1) als unsere Sonne.
Die Sterne der Spektralklasse K sind allgemein 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).
Die Wasserstofflinien der Balmerserie verlieren an Stärke, 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 (wie bei Gamma A) und Titanoxid (TiO) an Stärke.
Die Oberflächentemperatur von Gamma A beträgt ca. 4.707 Kelvin und er weist die rund 11-fache Helligkeit unserer Sonne auf. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 1,63 km/s.
Gamma B ist ein Roter Zwergstern.
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Rund drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie strahlen aber mit so geringer Energie, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann. Die visuelle Helligkeit von Gamma B beträgt ca. 6,2 mag.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse, wäre Gamma B ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande. Die Masse von Gamma B beträgt rund 38,5% der Masse unserer Sonne.
Die Roten Zwergsterne besitzen eine Oberflächen-Temperatur die zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin liegt.
Bei den Roten Zwergen findet keine Energieabgabe durch Strahlung statt. Das gesamte heiße Plasma steigt vom Sterneninneren nach oben, kühlt dort ab und sinkt wieder nach unten.
Aufgrund der Lichtundurchlässigkeit des dichten Sterneninneren erreichen die durch die Kernfusion entstandene Photonen nicht die Oberfläche. Stattdessen wird die gesamte entstandene Energie durch Konvektion vom Kern zur Oberfläche weitergeleitet wird.
Das entstandene Helium befindet sich daher nicht im Kern. Das bedeutet als Folge davon, die Roten Zwerge können mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie mit der Kern-Heliumfusion beginnen.
Alle diese einzelnen Teile sorgen dafür, dass Rote Zwergsterne mehrere 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren für die Kernwasserstoff-Fusion benötigen.
Da das Alter des Universums auf rund 13,5 Mrd. geschätzt wird hat bis heute noch kein Roter Zwerg die Hauptreihen-Phase verlassen.
Gamma A wird zudem in einer Entfernung von rund 2 AE vom Planeten Tadmor umkreist. Aufgrund der nahen Entfernung wird das Sternensystem immer wieder untersucht. Dabei kam bisher erstaunliches heraus.
Es wird davon ausgegangen, dass Tadmor sich nicht im Sternensystem Gamma Cephei gebildet hat, sondern ein eingefangener Planet ist, der von einem dritten Stern stammt, als dieser in der Nähe des Sternensystems vorbeiflog.
Solche Planeten werden „S-Type-Planet“ (S für satellite) genannt.
Zudem umkreist Tadmor Gamma A senkrecht, von Pol zu Pol in einer Entfernung von rund 2 AE mit einer Umlaufzeit von etwa 900 Tagen. Er besitzt die ca. 1,7-fache Jupitermasse.
4. ι – Iota Cephei (32 Cephei, HD 216228)
Iota Cephei ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III in einer Entfernung von 121,21 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / -1,714 Lichtjahren.
Iota Cephei wird als ein sogenannter „Red Clump Star“ eingestuft.
Die Red Clump Stars (Roten Klumpensterne) haben ihren Namen durch die Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Sie sind dort eine Ansammlung von Roten Riesen mit einer Temperatur im Bereich von 5.000 Kelvin und einer Helligkeit im Bereich von 0,5 mag (etwas mehr oder weniger).
Sie treten an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach kommen sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters vor.
Die Red Clump Stars wie Iota Cephei sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Kern-Wasserstofffusion vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Iota Cephei besitzt die etwa 2,15-fache Masse und den rund 13,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.544 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der rund 73,2-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota Cephei weist eine visuelle Helligkeit von 3,1060 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,255 mag auf. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 10 km/s.
Iota Cephei ist High Proper Motion Star und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,76 km/s auf uns zu.
Iota Cephei wird dem neuentdeckten Sternhaufen VVV CL062 zugerechnet.
5. ζ Zeta Cephei (21 Cephei, HD 210745)
Zeta Cephei ist ein orange leuchtender Roter Überriese der Spektralklasse K1.5Ib in einer Entfernung von 595,6 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 49,7 Lichtjahren.
Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachthimmel.
Im sogenannten MK-System (benannt nach seinen Urhebern William Wilson Morgan und Philip C. Keenan vom Yerkes-Observatorium) werden die Riesensterne folgenden Leuchtkraftklassen zugeordnet:
Ib steht für die Überriesen,
Ia steht für leuchtende Überriesen und
0 oder 0-Ia stehen für die Hyperriesen.
Im MK-System werden die Sterne nur aufgrund der Beobachtung ihrer Spektren den Leuchtkraftklassen zugeordnet.
Die absolute Helligkeit der Überriesen liegt im Bereich zwischen - 3 und – 8 mag. Zeta Cephei weist eine visuelle Helligkeit von 2,7429 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 3,55 mag auf. Diese verändert sich in einem Zeitraum von 533 Tagen.
Je nachdem in welchem Entwicklungsstadium der Stern sich befindet beträgt die Oberflächen-Temperatur der Überriesen zwischen 3.400 Kelvin (bei sterbenden Sternen) und mehr als 20.000 Kelvin bei Sternen, die erst am Anfang ihres Sternenlebens stehen.
Die Oberflächen-Temperatur von Zeta Cephei beträgt ca. 4.642 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der etwa 4.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt den rund 94-fachen Radius unserer Sonne.
Aufgrund ihrer Größe besitzen die Überriesen meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es in der Atmosphäre bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente.
Daneben werden die Überriesen auch über ihre Entwicklungsgeschichte definiert.
Sterne, die mit mehr als 8 - 10 Sonnenmassen mit der Kern-Wasserstofffusion beginnen, fusionieren nach der Kern-Heliumfusion weitere schwerere Elemente, bis sie einen Eisenkern entwickeln. Bei jedem Fusionsschritt bis zu Eisen wird Energie erzeugt, die den Stern als Strahlung wieder verlässt.
Ab der Fusion zu Eisen und schwereren Elementen muss zusätzliche Energie zugeführt werden. Damit ist das endgültige Lebensende eines Stern eingeläutet.
An diesem Punkt kollabiert der Kern und wird sehr schnell zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Aufgrund ihrer Helligkeit werden Sie im MK-System trotzdem als Überriesen geführt.
Die Masse von Zeta Cephei liegt im Bereich des 8- bis 10-fachen unserer Sonne. Er ist ein Red Super Giant.
Überriesen (Red Super Giant (RSG)) sind Sterne, die am Ende ihres Sternenlebens stehen. Sie besitzen die ca. 10- bis 40-fache Masse unserer Sonne und können mehr als den ca. 1.500-fachen Radius unserer Sonne erreichen. Ihre Oberflächen-Temperatur beträgt zwischen 3.450 und 4.300 Kelvin.
Aufgrund ihrer vergrößerten Oberfläche können sie die bis zu 100.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne besitzen. Da sie am Ende ihrer Entwicklung stehen und die Gravitation des Sterns schwächer wird, können sie bis zu 0,001% Sonnenmasse pro Jahr als Sternenwind verlieren.
Alle Überriesen werden als variable Sterne eingestuft, da sie aufgrund ihres Entwicklungsstandes Helligkeitsveränderungen durch Pulsationen aufweisen. Dabei werden Sie entweder den sogenannten „slow irregular variable“ (ein langsam unregelmäßig veränderlicher Stern) oder den „semiregular variable Stars“ (ein „halbregelmäßig“ veränderlicher Stern) zugeordnet.
Zeta Cephei zeigt eine Helligkeitsveränderung in einem Zeitraum von 533 Tagen. Da diese Helligkeitsveränderung auch auf eine mögliche Anwesenheit eines Begleiters zurückzuführen sein kann, wird Zeta Cephei als ein mögliches „eclipsing binary“ eingestuft.
Ein eclipsing binary ist Doppelsternsystem, bei dem die beiden Sterne sich gegenseitig verdunkeln. Nachgewiesen ist der Begleiter bisher noch nicht.
Zeta Cephei kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,83 km/s auf uns zu.
6. ε - Epsilon Cephei (23 Cephei, HD 21136)
Epsilon Cephei ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 85,47 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,545 Lichtjahren.
Epsilon Aa und Ab sind durchschnittlich 8,6 AE voneinander entfernt auf einer Umlaufbahn mit einer hohen Exzentrizität. Die Umlaufzeit beträgt wahrscheinlich mehr als 17 Jahre.
Epsilon Aa ist ein gelb-weiß leuchtender Stern der Spektralklasse F0V(SrII) oder F0IV.
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 zwischen 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.
Epsilon Aa weist die ca. 1,8-fache Masse und den rund 2,28-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.124 Kelvin und er strahlt mit der rund ca. 12-fachen Leuchtkraft unserer Sonne auf.
Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.
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“.
Bisher ist noch nicht geklärt, ob Epsilon Cephei Aa ein Hauptreihenstern ist, bei dem ein höherer Anteil von Strontium (Sr) in der Atmosphäre gemessen wurde oder es sich um einen Unterriesen handelt, der am Anfang der Kern-Heliumfusion steht.
Epsilon Aa wird wie Alpha Cephei als Delta Scuti Stern eingestuft. Er zeigt eine Helligkeitsveränderung, die sich um 0,06 mag, mit einer Periode von 59,388 Minuten verändert.
Epsilon Aa weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 4,122015 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,03 mag auf.
Epsilon Ab wird als ein Zwergstern der Spektralklasse K8-M2 mit einer Masse von etwa 57% und rund 70% des Radius unserer Sonne eingestuft.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.650 Kelvin und er weist eine visuellen Helligkeit von ca. 7,8 mag auf.
Das Doppelsternsystem Epsilon Cephei wird in einer Entfernung von etwa 62 AE von einer Staub- und Trümmerscheibe umrundet.
Die Trümmerscheiben bestehen im Regelfall aus Staub und kleinerem Material. Aus diesen Scheiben kommt zusätzliche Infrarotstrahlung. Sie ist das Ergebnis von thermischer Strahlung, die von den Staubteilchen abgeben wird.
Die Staubteilchen werden wiederum von der elektromagnetischen Strahlung des Sterns erwärmt.
Im Regelfall besitzen die Trümmerscheiben eine Dicke von weniger als 0,1 AE. Sie können jedoch einen Durchmesser von bis 120 AE erreichen.
Die gefundenen Mineralien der Trümmerscheiben entsprechen den Kometen unseres äußeren Sonnensystems.
Die „warmen“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von einigen AE. Ihre Temperatur liegt zwischen 100 bis 150 Kelvin.
Die „kalten“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von etwa 30 bis 120 AE. Sie zeigen zum Teil eine Temperatur im Bereich von 20 Kelvin. Das ist der Temperaturbereich des Staubs im Kuipergürtel.
Das Sternensystem Epsilon Cephei kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,7 km/s auf uns zu.
7. δ - Delta Cephei (27 Cephei, HD 213306)
Delta Cephei ist ein visuelles Vierfach-Sternensystem.
Das Doppelsternsystem Delta A befindet sich in einer Entfernung von 917,44 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 38 Lichtjahren.
Dabei sind die beiden Sterne Delta Aa und Ab mindestens 1,89 AE voneinander entfernt. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,647 und einer Umlaufzeit rund 2.288 Tagen.
Das Doppelsternsystem Delta C befindet sich in einer Entfernung von 944,2 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 13,91 Lichtjahren.
Aufgrund der Unsicherheit bei der Entfernungsmessung ist es möglich, dass die beiden Sternensysteme sehr nahe beieinander stehen.
Laut dem WDS-Katalog (WDS J2292+5825) werden Delta Cephei insgesamt noch weitere 8 Hintergrundsterne zugeordnet. Diese stehen den beiden Sternen Delta A und C jedoch nur visuell nahe.
Der Stern WDS J2292.5825B (Delta B) befindet sich wahrscheinlich in einer Entfernung von über 11.000 Lichtjahren.
Delta Aa Cephei ist ein veränderlicher Stern und Namensgeber der „Delta-Cephei-Sterne“. Seine Spektralklasse verändert sich regelmäßig im Bereich von F5Ib bis G3Ib, da die Spektralklasse sich hauptsächlich an der Farbe der Sterne orientiert.
Der Grund der Helligkeitsveränderung von Delta Aa kommt auch durch die Oberflächen-Temperatur des Sterns zustande. Seine Oberflächen-Temperatur befindet sich in einem Bereich von 5.500 bis 6.800 Kelvin und er zeigt die rund 2.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta-Cephei-Sterne sind eine Unterklasse der Cepheiden. Die Cepheiden sind pulsationsveränderliche Sterne, bei denen die Helligkeitsveränderungen innerhalb eines genauen Zeitraums stattfinden.
Die Cepheiden selbst werden in mehrere Untergruppen unterteilt. Sie haben eine Pulsationsperiode die zwischen einem und 130 Tagen liegt. Dabei verändern sie ihre Helligkeit um bis zu 2 mag.
Bei Delta A verändert sich die visuelle Helligkeit in einem Zeitraum von 5,366249 Tagen in einem Bereich von 3,48 mag bis zu 4,37 mag. Während dieser Zeit dehnt sich der Stern um rund 2,7 Millionen Kilometer aus.
Die Helligkeitsveränderungen der Lichtkurven von Delta Aa sehen in einem Diagramm wie Haifischflossen aus. D. h. der Anstieg der Helligkeit ist sehr schnell, während die Abnahme langsam erfolgt.
Was die Cepheiden so interessant macht ist, dass die Helligkeitsveränderungen oft auf die Sekunde genau stattfinden.
Die absolute Helligkeit von Delta Aa liegt in einem Bereich von – 3,94 bis – 3,05 mag.
Delta Aa besitzt die ca. 4,5-fache Masse und durchschnittlich den rund 44,5-fachen Radius unserer Sonne. Er hat die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und fusioniert Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Das Doppelsternsystem Delta A befindet sich in einem Infrarot-Nebel, der wahrscheinlich aus abgegebenem Material der beiden Sterne Delta Aa und Ab gespeist wird. Der Nebel besitzt eine Größe von bis zu 1.000 AE. Es wird vermutet, dass er aus Material des Doppelsternsystems und aus interstellarem Material besteht.
Delta Ab besitzt eine Masse, die zwischen 20% und dem 1,2-fachem der Sonne liegt. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 7,5 mag. Wahrscheinlich ist Delta B ein junger Hauptreihenstern, der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet.
Delta C (HD 213317) ist ein Doppelsternsystem mit einer visuellen Helligkeit von ca. 7,5 mag.
Die beiden Sterne Delta Ca und Cb sind Hauptreihensterne der Spektralklasse B7-B8 und F0V.
Einer der Sterne, der visuell nahe den beiden Sternensystemen Delta A und C steht ist WDS J2292+5825B.
WDS J 2292 + 5825 B (GCRV 73253)
GCRV 73253 ist wahrscheinlich ein Gelber Riesenstern der Spektralklasse G in einer Entfernung von 11.990 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 635 Lichtjahren.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.274 Kelvin. Er besitzt laut der SIMBAD-Datenbank den ca. 8,08-fachen Radius und die rund 45,5-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
GCRV 73253 weist eine visuelle Helligkeit von 13,039441 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,27 mag auf.
8. η – Eta Cephei (3 Cephei, HD 198149)
Eta Cephei ist ein orange leuchtender Unterriese der Spektralklasse K0IV in einer Entfernung von 46,86 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,86 Lichtjahren.
Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Eta Cephei verfügt über rund ca. 1,6-fache Masse und den ca. 4,86-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 4.767 Kelvin und er weist die rund 11-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf.
Eta Cephei weist eine visuelle Helligkeit von 3,177913 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,391 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 6,8 km/s.
Eta Cephei ist ein High Proper Motion Star. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von rund 87,41 km/s auf uns zu.
Eta Cephei zeigt in einem Zeitraum von 1.988,6 Tagen eine Helligkeitsveränderung, die auf einen Planeten in seiner Umlaufbahn schließen lässt. Bisher ist der aber noch nicht nachgewiesen.
9. θ - Theta Cephei (2 Cephei, HD 195725)
Theta Cephei ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 138,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,08 Lichtjahren.
Theta A und Theta B sind ca. 4,16 AE voneinander entfernt und besitzen eine Umlaufzeit von 914 Tagen mit einer Unsicherheit von + / - 7 Tagen. Bei einer Exzentrizität von 0,377 folgt die Umlaufbahn keinem Kreis sondern einer Ellipse.
Theta A ist ein Stern der Spektralklasse kA7hF1mF2. Er ist ein sogenannter „Am-Star“ und wird der Leuchtkraftklasse III zugeordnet (A7III).
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, in deren Atmosphäre Metalle (m) wie Zink, Strontium, Zirkonium und Barium in erhöhter Konzentration gemessen wurden. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
Dagegen zeigen die Am-Sterne einen Mangel von anderen Elementen, wie Calcium und Scandium.
Der Grund für die chemischen Anomalien ist auf einige Elemente zurückzuführen, die mehr Licht absorbieren, das heißt aufnehmen. Diese chemischen Elemente werden nach oben zur Oberfläche gedrückt wird, während andere unter der Schwerkraft absinken.
Dieser Effekt tritt nur auf, wenn der Stern eine geringe Rotationsgeschwindigkeit besitzt. Normalerweise rotieren Sterne der Spektralklasse A schnell.
Die meisten Am-Sterne, wie Theta A Cephei, sind Teil eines Doppelsternsystems, in dem die Rotation der Sterne durch das sogenannte Gezeitenbremsen verlangsamt wurde. Dabei nimmt der Partnerstern Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit. Auch Theta A dreht sich mit einer für seine Spektralklasse geringen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 52 km/s.
Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-K-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt.
Theta A wird in den Spektraltyp kA7hF1mF2 eingestuft, was anzeigt, dass er ein A7-Stern ist, wenn er durch die Calcium-K-Linie beurteilt wird. Wenn er durch die Wasserstofflinien bewertet wird, ist er ein F1-Stern und bei einer Beurteilung durch die Schwermetalllinien ein F2-Stern.
Theta A besitzt die ca. 1,98-fache Masse mit einer Unsicherheit von + / - 0,22 und den rund 3,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 7.375 Kelvin und er strahlt mit der ca. 25,37-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Theta B ist wahrscheinlich ein Zwergstern der Spektralklasse K7V. Er besitzt die ca. 0,62-fache Masse und 65% des Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen Temperatur liegt einem Bereich von 3.940 bis 4.410 Kelvin
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 4,164901 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,02 mag auf.
Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,8 km/s auf uns zu.
