1. Das Sternensystem Polaris (α - Alpha Ursae Minoris, 1 Ursa Minoris, HD 8890)
Polaris ist ein Mehrfachsternensystem in einer Entfernung von 447,6 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 1,1 Lichtjahren.
Dabei wird das Doppelsternsystem Alpha A von dem Stern Alpha B mit einer Umlaufzeit von mindestens 42.000 Jahren in einer Entfernung von ca. 2.400 AE umkreist. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem Alpha A besteht aus den Sternen Alpha Aa und Ab. Die beiden Sternen weisen eine Umlaufzeit von ca. 30 Jahren aus. Die Umlaufbahn verläuft nicht in einem Kreis sondern folgt einer Ellipse. Dabei beträgt die Entfernung zwischen den beiden Sternen zwischen ca. 6,7 AE und ca. 27 AE.
Laut dem WDS-Katalog werden noch zwei weitere Sterne Polaris zugerechnet. Diese stehen jedoch nur visuell in der Nähe des Mehrfachsternensystems Alpha AB.
Der Washington Double Star Catalog (WDS-Catalog) enthält mehr 150.000 Einträge von Mehrfach-Sternensystemen. Zu meist handelt es sich um Sternensysteme, bei denen die Sterne nur visuell beieinander stehen.
Das Sternensystem Polaris kommt mit der Radialgeschwindigkeit von ca. 17,00 km/s auf uns zu. Es markiert den nördlichen Himmelspol und steht fast genau über dem Nordpol.
Alpha Aa ist ein gelb leuchtender Überriese der Spektralklasse F7Ib.
Spektralklassen werden dazu verwendet, um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Alpha Aa wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse F (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse F in der Mitte ihrer Entwicklung stehen.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar.
Laut der SIMBAD-Datenbank wird Alpha A Polaris als ein sogenannter “Classical Cepheid Variable“ eingestuft.
Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F wie Alpha Aa sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne und werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.
Die durchschnittliche Temperatur der F-Sterne soll im Bereich von rund 6.000 bis 7.000 Kelvin liegen. Dadurch haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Die Oberflächen-Temperatur von Alpha Aa beträgt ca. 6.015 Kelvin.
Die Zahl 7 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die wärmsten Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse.
Alpha Aa wird mit den Zahl 7 als ein etwas kühlerer Stern der Spektralklasse F eingestuft.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Alpha Aa wird als ein Überriese der Leuchtkraftklasse Ib eingestuft.
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. Je nachdem in welchem Entwicklungsstadium der Stern sich befindet beträgt die Oberflächen-Temperatur zwischen 3.400 Kelvin (bei sterbenden Sternen) und mehr als 20.000 Kelvin bei Sternen, die erst am Anfang ihres Sternenlebens stehen.
Aufgrund ihrer Größe besitzen sie meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente in ihrer Atmosphäre.
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. An diesem Punkt kollabiert der Kern und wird zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Alpha Aa besitzt die ca. 7-fache Masse und den ca. 56-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche und der höheren Temperaturen strahlt er mit der ca. 1.260-fache Leuchtkraft.
Aufgrund ihrer Helligkeit werden Sterne wie Alpha Aa im MK-System trotzdem als Überriesen geführt.
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.
Alpha Aa ist der sonnennächste klassische Cepheide und wurde daher sehr ausgiebig untersucht. Er weist mehrere Besonderheiten, wie eine sehr geringe Helligkeitsveränderungen sowie abrupte Veränderungen der Helligkeit in schnell veränderten Perioden, auf.
Die Cepheiden sind Sterne, bei denen sich die Helligkeit periodisch genau verändert. Der erste entdeckte Stern war Delta Cephei im Sternbild Cepheus.
In welchem Entwicklungsstadium sich Alpha Aa zur Zeit befindet ist noch nicht geklärt. Alpha Aa gilt als ein Cepheide mit einer kleinen Amplitude.
Klassische Cepheiden-Variablen, wie Alpha Aa, mit
- visuellen Amplituden unter 0,5 Größenordnungen,
- nahezu symmetrischen sinusförmigen Lichtkurven und
- kurzen Perioden
wurden als separate Gruppe definiert, die als „Cepheiden mit kleiner Amplitude“ bezeichnet wird.
Sie erhalten im General Catalog of Variable Stars (GCVS) das Akronym DCEPS. Die Perioden dauern im Allgemeinen weniger als 7 Tage, obwohl die genaue Grenze noch diskutiert wird.
Der Begriff s-Cepheid wird für Kurzzeit-Cepheiden mit kleiner Amplitude und sinusförmigen Lichtkurven verwendet, die als Pulsatoren des ersten Obertons angesehen werden. Sie befinden sich in der Nähe des roten Randes des Instabilitätsstreifens.
Einige Autoren verwenden s-Cepheid als Synonym für DECPS-Sterne mit kleiner Amplitude, während andere es vorziehen, es nur auf Sterne des sogenannten „first-overtone-mode“ zu beschränken.
Das Standardmodell der Sternpulsationen sagte voraus, dass Sterne nicht nur in der Grundschwingung, sondern auch in den overtone-mode pulsieren können.
Der Begriff overtone-mode stammt eigentlich aus der Musik und bezeichnet jede Frequenz, die höher als der Grundton ist.
Pulsieren bedeutet, der Stern dehnt sich aus, lässt Druck ab und zieht sich wieder zusammen. Die Cepheiden pulsieren zwischen einem und 130 Tagen und verändern dabei ihre Helligkeit um bis zu 2 mag.
Der kürzeste Pulsation von Alpha Aa dauert ca. 4 Tage.
Der Kappa-Mechanismus ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von pulsationsveränderlichen Sternen (Veränderliche Sterne) beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität (kappa) in der Sternenatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, die Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht (und der Stern sich dadurch zusammenzieht), wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht und nach außen drückt. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck und der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt. Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder.
Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt:
Wegen der hohen Dichte im Sterneninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und 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 Helligkeitsänderungen, die bei Cepheiden durch den Kappa-Mechanismus ausgelöst werden, sind in erster Linie nicht auf eine Radiusänderung des Sterns zurückzuführen, sondern, wie oben beschrieben, auf eine Änderung des Drucks und der Temperatur im Inneren des Sterns.
Polaris Aa besitzt eine visuelle durchschnittliche Helligkeit von ca. 1,98 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. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. - 26,7 mag.
Aufgrund der Pulsation variiert die Helligkeit von Polaris Aa zwischen 1,86 und 2,13 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Polaris Aa dürfte ca. – 3,60 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 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Alpha Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 14 km/ und einer Dauer von rund 119 Tagen. Unsere Sonne kreist mit einer Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Bei Polaris Ab handelt es sich um einen Stern der Spektralklasse F6V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Polaris Ab besitzt die ca. 1,26-fache Masse, den ca. 1,04-fachen Radius und die ca. 3-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,30 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,39 mag.
Polaris B ist rund 2.400 AE vom Doppelsternsystem Polaris A entfernt. Er ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F3V und er befindet sich ebenfalls noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Er besitzt die ca. 1,39-fache Masse, den ca. 1,38-fachen Radius und die ca. 3,9-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 6.900 Kelvin.
Polaris B weist eine visuelle Helligkeit von 8,629849 mag auf, die von GAIA im sogenannten “G-Band“ gemessen wurde.
Für den Astrometrie-Satelliten GAIA ist es schwierig Sterne mit einer größeren Helligkeit als 3 mag zu vermessen. Daher wurde die überwiegende Mehrheit der Sterne mit einer visuellen Helligkeit zwischen 10 und 15,5 mag im G-Band gemessen. GAIA benutzt dabei eine eigene Definition der “G-Band-Magnitude“.
Die G-Band-Magnitude ist eine scheinbare Helligkeit von Himmelsobjekten, die von der Raumsonde Gaia gemessen wird.
Die absolute Helligkeit von Polaris B beträgt ca. 2,94 mag.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 110 km/s, was für eine gleichmäßige Atmosphäre im Stern sorgt. Es wurden zum Teil die gleichen Elemente wie bei unserer Sonne gefunden.
Die beiden Hintergrundsterne laut dem WDS-Katalog sind:
UCAC3 359-258 (WDS J02318+8916C)
UCAC3 359-258 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse K in einer Entfernung von 6.369 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 205,2 Lichtjahren. Er besitzt den ca. 4,47-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.644 Kelvin und er strahlt mit der ca. 8,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC3 359-258 weist eine visuelle Helligkeit von 14,023682 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,57 mag auf.
UCAC3 359-247 (WDS J02318+8916D)
UCAC3 359-247 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in einer Entfernung von 1.991 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 16,41 Lichtjahren.
Die Oberflächen-Temperatur von UCAC3 359-247 beträgt ca. 5.262 Kelvin und er strahlt mit 88% der Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt den ca. 1,13-fachen Radius unserer Sonne.
UCAC3 359-247 weist eine visuelle Helligkeit von 13,856699 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,93 mag auf.
2. Yildun (δ – Delta Ursae Minoris, 23 Ursae Minoris, HD 166205)
Yildun ist wahrscheinlich ein Doppelsternsystem in 178 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 0,79 Lichtjahren.
Delta A und Delta B sind etwa 237,4 AE voneinander entfernt. Bisher ist noch nicht endgültig geklärt, ob die beiden Sterne ein Sternensystem bilden.
Yildun ist ein sogenannter „High Proper Motion Star“.
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.
Das Sternensystem Yildun kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,6 km/s auf uns zu.
Delta A ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A1Van. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Bezeichnung „n“ bedeutet, das Delta A als „nebulose“ eingestuft wird, da er diffuse Spektrallinien zeigt. Das deutet im Regelfall auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hin. Diese beträgt bei Delta ca. 154 km/s mit einer Drehdauer von ca. 19 Stunden.
Delta A besitzt die ca. 2,55-fache Masse und den ca. 2,8-fachen Radius unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Bei diesen Sternen erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 9.910 Kelvin und er strahlt mit der ca. 48-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta A weist eine visuelle Helligkeit von 4,2756 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,59 mag auf.
Delta B ist wahrscheinlich ein Roter Zwergstern der Spektralklasse M mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12 mag. Er wurde erst 2009 entdeckt.
Rote Zwergsterne sind die kleinsten Sterne bei denen die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Sie stellen zwar drei Viertel aller Sterne, ihre Helligkeit ist aber so gering, dass keiner von ihnen ohne Teleskop gesehen werden kann.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse wäre Delta B ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Delta B besitzt ca. 16% der Masse unserer Sonne.
Aufgrund der geringen Masse laufen die Fusions-Prozesse bei den Roten Zwergsternen wesentlich langsamer ab. Da die Fusion so langsam abläuft, haben selbst die ältesten Roten Zwerge die Hauptreihen-Phase noch nicht verlassen, auch wenn Sie so alt wie unser Universum wären (ca. 13,5 Mrd. Jahre).
Die Roten Zwerge besitzen eine Oberflächen-Temperatur die zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin liegt.
3. ε - Epsilon Ursae Minoris (22 Ursae Minoris, HD 153751)
Epsilon Ursae Minoris ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 330,7 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 4,8 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.
Epsilon A und Epsilon B sind ca. 0,36 AE entfernt und haben eine Umlaufdauer von 39,4816 Tagen. Die Umlaufbahn ist bei einer Exzentrizität von 0,04 fast kreisrund.
Das Doppelsternsystem Epsilon Ursae Minoris weist eine visuelle Helligkeit von 3,969046 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,06 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,57 km/s auf uns zu.
Epsilon Ursae Minoris gilt als ein Sternensystem der Klasse „RS Canum-Venaticorum“ (RS-CVn-Sterne). Diese Sterne stellen ein bestimmt Klasse von Doppelsternsystemen dar.
Diese sehr engen Doppelsternsysteme bestehen aus einem massereicheren Riesen oder Unterriesen mit dem Spektraltyp G bis K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern der Spektralklasse G bis M und kleiner ist.
Bei Epsilon A handelt es sich um einen Stern der Spektralklasse G5III während Epsilon B als ein Stern der Spektralklassen A8-F0 eingestuft wird.
Die RS-CVn-Sterne zeigen neben einer Helligkeitsveränderung aufgrund einer Bedeckung des einen Stern durch den anderen (hier alle 39,4816 Tage) noch weitere visuelle Helligkeitsveränderung von bis zu 0,6 mag.
Bei Epsilon Ursae Minoris beträgt die gesamte Helligkeitsveränderung rund 0,14 mag.
Diese Helligkeitsveränderung wird wahrscheinlich durch die Rotation von Sternenflecken (Sonnenflecken) auf der Oberfläche der Sterne verursacht. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie durch die Beobachtungen von Flares (Strahlungsausbrüche und Sonneneruptionen).
Die Sternenflecken sind kühlere Bereiche auf dem Stern, die durch starke Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns entstehen. Dadurch wird die Konvektion (Austausch der einzelnen Schichten) vorübergehend gehemmt.
Die RS-CVn-Sterne kommen in unterschiedlichen Variationen vor. Die größten Gemeinsamkeiten sind, dass es sich im Regelfall um enge Doppelsternsysteme handelt mit mindestens einem kühlen Stern und einem geringen Massentransfer zwischen den Sternen.
Auch im Doppelsternsystem Epsilon findet dieser Massetransfer statt. Bisher ist aber noch nicht geklärt welcher der beiden Sterne die Masse abgibt und welcher Stern diese Masse aufnimmt.
Epsilon A ist in seiner Entwicklung einige Schritte weiter als unsere Sonne.
Während seiner Hauptreihen-Phase verringerten sich aufgrund der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium die Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig erhöhte sich die Atommasse von 0,5 auf 1,33 pro atomare Einheit.
Damit Epsilon A sein Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht zu erhalten konnte, kam es zu einer Verdichtung der Masse. Dadurch gewann die Gravitation gegenüber dem Gasdruck die Oberhand.
Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtete sich der Kern noch mehr und es kam zu einem Temperaturanstieg.
Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzten in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Fusionen ein. Auch hier wurde aus dem Wasserstoff wird Helium.
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 an.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch Epsilon A immer mehr und schneller verwandelt. Durch die geringer werdenden Teilchen nahm die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zu.
Die Zentraldichte war nun so hoch, dass der Kern zu einem Weißen Zwergs entartet (nur der Kern). Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur begann nun das Helium-Brennen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet.
Zur Zeit befindet sich Epsilon A im Stadium der Kernfusion von Helium.
Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Epsilon A besitzt die ca. 3,6-fache Masse und den ca. 19,2-fachen Radius unserer Sonne.
Die Hülle von Epsilon A ist 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.
Die Oberflächen-Temperatur von Epsilon A beträgt ca. 5.043 Kelvin und er strahlt mit der ca. 215-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 25,6 km/s.
Über seinen Begleiter Epsilon B ist bis auf seine Anwesenheit wenig bekannt. Es wird angenommen, dass es sich um einen Stern im Bereich der Spektralklasse A8 bis F0 handelt.
Im Doppelsternsystem Epsilon A wurden auch die für ein RS-CVn-Sternensystem typischen Emissionen der K- und H-Linien des Kalziums nachgewiesen.
Der Körper des Kleinen Bären
4. Alifa al Farkadain (ζ - Zeta Ursae Minoris, 16 Ursae Minoris, HD 142105)
Zeta Ursae Minoris ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A3Vn in einer Entfernung von 337,2 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 9,37 Lichtjahren.
Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Zeta Ursae Minoris besitzt die ca. 3,4-fache Masse und den ca. 6,2-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.733 Kelvin und er strahlt mit der ca. 230-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Es wird vermutet, dass es sich bei ihm um einen Delta-Scuti-Stern handeln könnte.
Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist. Sie 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.
Delta-Scuti-Sterne 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. Sie werden in die Leuchtkraftklassen III bis V eingeordnet.
Zeta zeigt eine geringe Helligkeitsveränderung in einem Zeitraum von 15,8 Stunden.
Bei Delta-Scuti-Sternen werden als Grund der Helligkeitsveränderungen die Pulsationskräfte des Sternes angenommen. Die Kraftquelle der Pulsationen ist zum größten Teil der sogenannte Kappa-Mechanismus.
Aufgrund des Buchstaben „n“ wird er als „nebulous“ klassifiziert. Diese Sterne haben im Regelfall eine sehr hohe Rotation. Aufgrund der „diffusen“ (nicht eindeutigen) Linien können diese Sterne nicht genau bestimmt werden. Zeta weist eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 210 km/s und eine Umlaufdauer von ca. 1,5 Tagen auf.
Zeta Ursae Minoris weist eine visuelle Helligkeit von 4,2149 mag, die im G-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde, und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,857 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,1 km/s auf uns zu.
Um Zeta wurde eine Staub- und Trümmerscheibe entdeckt.
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.
Die Trümmerscheiben besitzen eine Dicke von weniger als 0,1 AE. Sie können jedoch einen Durchmesser von bis 120 AE erreichen.
Die Trümmerscheibe um Zeta weist einen Durchmesser von ca. 42,5 AE auf.
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. Bei Zeta wurde eine durchschnittliche Staubtemperatur von sogar 160 Kelvin ermittelt.
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.
5. Kochab (β – Beta Ursae Minoris, 7 Ursae Minoris, HD 131873)
Kochab ist ein Riesenstern der Spektralklasse K4III in 130,9 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von +/- 0,65 Lichtjahren.
Der Stern wird in einer Entfernung von ca. 1,4 AE von einem Planeten mit einer Umlaufdauer von rund 522 Tagen umrundet, der die ca. 6,1-fache Jupitermasse besitzt.
Die Jupitermasse ist eine Maßeinheit, die der Gesamtmasse des Planeten Jupiters entspricht. Da Jupiter der größte Planet im Sonnensystem ist, wird die Maßeinheit bei Objekten verwendet, die mindestens die gleiche Größe wie der Planet Jupiter besitzen.
Kochab ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K4IIIvar. Er hat wahrscheinlich die Kern-Fusion von Helium zu Kohlenstoff bereits beendet und ist damit ein Stern, der am Ende seines Sternenlebens angelangt ist.
In seinem Zentrum befindet sich nun 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 Sternenwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Kochab besitzt die ca. 1,4- Masse und den ca. 38,3-fachen Radius unserer Sonne. Er wird als ein variabler Stern eingestuft. Bisher sind zwei variable Helligkeitsveränderungen bekannt.
Er verändert einmal seine Helligkeit während eines Zeitraums von ca. 4,6 Tagen und bei der zweiten Variabilität zwischen ca. 9 bis 27 Tagen.
Der Grund für die Helligkeitsveränderungen ist bisher noch nicht bekannt. In früheren Zeiten wurde Kochab als Barium-Stern verdächtigt. Diese Sterne kommen in sehr engen Doppelsternsystemen vor, wobei hier Masse von einem Stern auf den anderen übertragen wird (Massenaustausch). Ein Begleiter von Kochab wurde bisher noch nicht gefunden.
Die Oberflächen-Temperatur von Kochab beträgt ca. 4.126 Kelvin und er strahlt mit der ca. 400-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Kochab dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 8 km/s.
Kochab weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,08 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,93 mag auf.
Kochab wird gerne als ein Beispiel gezeigt, wie unsere Sonne in einigen Milliarden aussehen wird, wenn alle ihre Energiereserven aufgebraucht sind.
Kochab kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17 km/s auf uns zu.
6. Pherkad (γ – Gamma Ursae Minoris, 13 Ursae Minoris, HD 137422)
Pherkad ist ein weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse A3III in einer Entfernung von 765,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 76,45 Lichtjahren.
Er befindet sich wahrscheinlich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Um den Kern befindet sich eine Wasserstoffhülle in der Wasserstoff zu Helium fusioniert wird (Wasserstoff-Schalenbrennen).
Pherkad wird als ein sogenannter „Shell-Star“ eingestuft.
Shell-Stars befinden sich im Spektralbereich von O7,5 bis F5. Sie drehen sich mit Rotationsgeschwindigkeiten von 200 bis 300 km/s. Damit befindet sich die Rotationsgeschwindigkeit in der Nähe des Bereichs, bei dem der Stern zerstört würde.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Pherkad beträgt ca. 180 km/s.
Im Spektrum der Shell-Stars werden in 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 Shell-Stars 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.
Durch die Abgabe von Material zeigen Shell-Stars unregelmäßige Helligkeitsveränderungen.
Pherkad weist eine visuelle Helligkeit von 2,8756 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 3,98 mag auf. In der SIMBAD-Datenbank wird er wie Zeta Ursae Minoris als ein sogenannter Delta Scuti Stern eingestuft.
Pherkad besitzt die ca. 4-fache Masse und den ca. 44-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8.280 Kelvin und strahlt mit der ca. 2.850-fache Helligkeit unserer Sonne.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,9 km/s auf uns zu.
7. Anwar al Farkadain (η – Eta Ursae Minoris, 21 Ursae Minoris, HD 148048)
Anwar al Farkadain ist ein Doppelsternsystem in 97,6 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von +/- 0,32 Lichtjahren.
Eta A und Eta B sind dabei mehr als 4,8 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von 2.988 Tagen (8 Jahre und 68 Tage).
Eta A ist ein Hauptreihenstern der Spektralkasse F5V und befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 1,35-fache Masse und den ca. 1,93–fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.879 Kelvin und er strahlt mit der ca. 7,52-fachen Leuchtkraft unsere Sonne.
Eta A weist eine visuelle Helligkeit von 4,846895 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,467 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 84,8 km/s.
Über seinen Begleiter Eta B ist nichts bekannt.
