1. Praecipua (46 Leo Minoris, HD 94264)
Praecipua ist ein orange-rot leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0III-IV in ca. 95 Lichtjahren Entfernung.
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 heutigen Spektralklasse 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.
Praecipua wird in der Spektralklasse K (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse K am Ende ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse K auch als „späte Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe K steht für orange-rot leuchtende Sterne.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühleren Sterne.
Praecipua wird mit der Zahl 0 als ein heißer Stern der eher kühlen Sterne der Spektralklasse K eingestuft.
Sterne der Spektralklasse K gelten mit Temperaturen zwischen 3.500 Kelvin bis 4.900 Kelvin allgemein als kühle Sterne. Die Oberflächentemperatur von Praecipua beträgt ca. 4.710 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
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 Ziffer heute nicht mehr die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Praecipua wird mit der Leuchtkraftklasse III als Riesenstern 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 Fusion 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 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. Das Neutrino verlässt die Sonne. 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. Dabei wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem 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.
Praecipua ist schon einen Schritt weiter. Nach dem Ende der Wasserstoff-Fusion hatte Praecipua einen entarteten Kern.
Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Das Gas im Inneren von Praecipua hatte nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe die Dichte und Temperatur hatte dann nach der Wasserstoff-Fusion im Kern das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet. Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden.
Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Praecipua besitzt die ca. 1,1-fache Masse, den ca. 9,37-fachen Radius und aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 39-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Sternenhülle von Praecipua ist aber in der Lage die schnelle Expansion 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.
Praecipua ist ein sogenannter „Red Clump Star“.
Die Red Clump Stars (Roten Klumpensterne) haben ihren Namen durch die Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Sie sind dort eine Ansammlung von Roten Riesen mit einer Temperatur im Bereich von 5.000 Kelvin und einer visuellen Helligkeit 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 treten sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Stars sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Praecipua dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,1 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung. Sein Alter wird auf etwa 2,7 Mrd. Jahre geschätzt.
Verschiedentlich wird er als variabler Stern eingeschätzt, der seine visuelle Helligkeit im Bereich von 3,79 mag bis 3,84 mag verändert. 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 Magnituden-Zahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. - 26,7 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Praecipua beträgt durchschnittlich ca. 1,45 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.
In einigen Sternenkatalogen wird Praecipua dem Sternhaufen „Wolf 630 Moving Group“ zugerechnet.
2. β – Beta Leonis Minoris (31 Leonis Minoris HD 90537)
Beta Leonis Minoris ist ein Doppelsternsystem in ca. 154 Lichtjahren Entfernung.
Beta A und Beta B haben eine Umlaufzeit von ca. 38,62 Jahren. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,61. Dadurch sind die beiden Sterne zwischen 5,4 und 27 AE von einander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,52 km/s.
Beta A ist ein Riesenstern der Spektralklasse G8III-VI. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Auch er ist ein sogenannter „Red Clump Star“.
Beta A besitzt die ca. 2,11-fache Masse und den ca. 7,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.075 Kelvin und er strahlt mit der ca. 36-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,5 km/s.
Beta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,4 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,83 mag auf.
Beta B ist wahrscheinlich ein Unterriese der Spektralklasse F8IV. Er wird wahrscheinlich in absehbarer Zeit die Kernwasserstofffusion beenden.
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. Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
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“.
Beta B besitzt die ca. 1,35-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.200 Kelvin und er strahlt mit der ca. 5,8-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta B Leonis Minoris weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,12 mag auf.
3. 21 Leonis Minoris (HD 87696, HIP 49593)
HD 87696 ist ein blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A7V in ca. 92,1 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
HD 87696 ist ein sogenannter „Delta-Scuti-Variable“.
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.
HD 87696 weist eine visuelle Helligkeit im Bereich von 4,47 bis 4,52 mag und eine durchschnittliche absolute Helligkeit von ca. auf 2,24 mag auf.
Der Grund der Pulsationen liegt im sogenannten Kappa-Mechanismus.
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 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 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 Sterninneren 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 Sterninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterninneren 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.
HD 87696 besitzt die ca. 1,7-fache Masse und den ca. 1,6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.839 Kelvin und er strahlt mit der ca. 10-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Bei HD 87696 wurde ein Überschuss an Infrarotstrahlung gemessen, was auf eine Trümmerscheibe aus Staub und Material hinweist. Aus diesen Scheiben kommt zusätzliche Infrarotstrahlung. Sie ist das Ergebnis von thermischer Strahlung, die von den Staubteilchen abgeben wird.
Die Staubteilchen wurden wiederum werden von der elektromagnetischen Strahlung des Sterns erwärmt. Die gefundenen Mineralien der Trümmerscheiben entsprechen den Kometen unseres äußeren Sonnensystems.
HD 87696 dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 155 km/s.
4. 30 Leonis Minoris (HD 90277, HIP 51056)
HD 90277 ist ein Stern der Spektralklasse kF0hF2mF2 in ca. 237 Lichtjahren Entfernung.
HD 90277 ist ein sogenannter „Am-Stern“.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, bei denen in der 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.
Bei HD 90277 wurden stark erhöhte Werte von Zirkonium, Barium und Ytterium gemessen. Ebenfalls wurden Titanium, Chrom, Mangan, Eisen und Nickel in der Atmosphäre nachgewiesen.
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 sind Teil eines Doppelsternsystems, in dem die Rotation der Sterne durch das sogenannte Gezeitenbremsen verlangsamt wurde. Dabei nimmt der Partnerstern Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit.
HD 90277 ist nach bisherigem Kenntnisstand ein Einzelstern mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 34 km.
Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-K-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt.
HD 90277 hat einen Spektraltyp von kF0hF2mF2 erhalten, was anzeigt, dass er ein F0-Stern ist, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird, er ist ein F2-Stern, wenn er nach seinen Wasserstofflinien beurteilt wird und ein F2-Stern, wenn er durch die Schwermetalllinien beurteilt wird.
Er besitzt die ca. 2,3-fache Masse und den ca. 4,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.274 Kelvin und er strahlt mit der ca. 56-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
HD 90277 weist eine visuelle Helligkeit von 4,72 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,45 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,7 km/s.
5. 10 Leonis Minoris (SU Minoris, HD 82635)
HD 82635 ist ein Riesenstern der Spektralklasse G8.5III in ca. 180 Lichtjahren Entfernung.
Obwohl HD 82635 ein Einzelstern ist, wird er als „RS Canum-Venaticorum-Stern“ (RS-CVn-Sterne) eingestuft.
Diese Sterne stellen eine bestimmte Klasse von Doppelsternensystemen dar. Bisher ist aber noch kein Begleiter von HD 82635 gefunden. Meistens ist der Begleiter nicht zu sehen, da er eine zu geringe Strahlung zeigt.
Der Grund für die Einstufung liegt an den Helligkeitsveränderungen von HD 82635. Diese liegt bei 0,02 mag.
Diese Helligkeitsveränderung wird wahrscheinlich durch die Rotation von Sternflecken 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).
HD 82635 weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 4,54 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,83 mag auf.
Er besitzt die ca. 2,54-fache Masse und den ca. 8,94-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.120 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 49,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
HD 82635 dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,7 km/s und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,94 km/s auf uns zu.
