1. Acubens (α – Alpha Cancri, 65 Cancri, HD 76756)
Acubens ist ein Vierfach-Sternensystem in ca. 164 Lichtjahren Entfernung.
Im Doppelsternsystem Alpha A sind die beiden Stern Alpha Aa und Ab ca. 5,3 AE von einander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km. Die Umlaufzeit von Alpha Aa und Alpha Ab beträgt dabei ca. 6,1 Jahre. Unsere Erde benötigt ein Jahr für einen Umlauf um die Sonne.
In einer Entfernung von etwa 600 AE befindet sich das Doppelsternsystem Alpha B, über das wenig bekannt ist. Über die Entfernung und Umlaufzeit der beiden Doppelsternsysteme ist nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem Alpha B benötigt rund 6.300 Jahre für eine Umkreisung von Alpha A.
Das Mehrfachsternensystem Acubens weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,20 mag auf. 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 Acubens beträgt ca. – 0,46 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.
Acubens kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,8 km/s auf uns zu.
Alpha A besteht wahrscheinlich aus zwei Sternen der Spektralklasse A5Vm.
Spektralklassen werden dazu verwendet um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu dem Stern getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der 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.
Alpha Aa und Alpha Ab werden in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe A steht für weiß-blau leuchtende Sterne.
Die Zahl 5 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse. Sterne der Spektralklasse A weisen Temperaturen in Bereich von 7.400 bis 9.990 Kelvin auf.
Alpha Aa und Ab werden mit der Zahl 5 als durchschnittliche Sterne, in Bezug auf die Temperatur, der Spektralklasse A eingestuft. Ihre Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.880 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 anzeigt.
Alpha Aa und Alpha Ab Aa werden in die Leuchtkraftklasse V eingeteilt. Die Sterne sind sogenannte Hauptreihensterne.
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 als Hauptreihenstern noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. In der Chemie und der Physik wird das Verbrennen eines Stoffs als Fusion bezeichnet.
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.
Alpha Aa und Alpha Ab besitzen jeweils die ca. 2-fache Masse und den ca. 3,43-fachen Radius unserer Sonne.
Durch den Buchstaben „m“ werden beide als metallisch eingestuft. Sie sind sogenannte „Am-Sterne“
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümliche 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.
Der Effekt tritt nur auf, wenn der Stern eine geringe Rotationsgeschwindigkeit besitzt. Normalerweise rotieren Sterne der Spektralklasse A schnell. Die meisten Am-Sterne sind jedoch Teil eines Doppelsternsystems, in dem die Rotation der Sterne durch das sogenannte Gezeitenbremsen verlangsamt wurde. Dabei nimmt der Partnerstern Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit.
Alpha Aa und Alpha Ab besitzen eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 75 km/s, was für einen Stern ihrer Spektralklasse eher im niedrigen Bereich liegt. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Über das Doppelsternsystem Alpha B ist wenig bekannt. Es weist eine visuelle Helligkeit von ca. 11,8 mag auf. Bei den beiden Sternen handelt es wahrscheinlich um Rote Zwerge der Spektralklasse M.
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. Das Doppelsternsystem strahlt mit etwa 11,9% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse wären die Doppelsterne Braune Zwerge und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande. Die Gesamtmasse des Doppelsternsystems beträgt ca. 38% 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).
2. Altarf (β – Beta Cancri, 17 Cancri, HD 69267)
Altarf ist ein Doppelsternsystem in ca. 295 Lichtjahren Entfernung.
Beta A und Beta B sind ca. 2.600 AE von einander entfernt. Die Umlaufzeit von Beta A und Beta B beträgt dabei ca. 76.000 Jahre.
Um Beta A kreist in einer Entfernung von ca. 1,7 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 605 Tagen der Planet Beta b Cancri.
Altarf entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23 km/s.
Beta A Cancri ist orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K4IIIBa1. Er ist ein sogenannter Barium-Stern.
Barium-Sterne werden im Regelfall der Leuchtkraftklasse der Riesensterne und den Spektralklassen G bis K zu geordnet. Alle Barium-Sterne kommen in sehr engen Doppelsternsystemen vor, bei denen ein Transfer von Masse stattfindet (wechselwirkendes Doppelsternsystem). Wir sehen heute nur noch das Ergebnis.
Bisher wurde aber noch kein solch enger Stern bei Beta A gefunden. Im Regelfall handelt es sich dabei um Weiße Zwerge. Diese sind sehr leuchtschwach. Daher kann es sein, dass er bis heute noch nicht entdeckt wurde.
Vor langer Zeit wurde auf den jetzigen Riesen-Barium-Stern Masse seines Partners übertragen, als sich der Barium-Stern noch in der Entwicklungsphase eines Hauptreihensterns befand.
Der heute kleinere Stern war der Spenderstern. Zu diesem Zeitpunkt war er ein Kohlenstoffstern, der im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) dem asymptotischen Riesenast (AGB: Asymptotic Giant Branch) zuzuordnen wäre.
In diesem Teil des HRD befinden sich die kühlen Riesensterne, die am Ende ihres Sternenlebens angelangt sind.
Bei diesen Riesensternen läuft im Regelfall auch der sogenannte „s-Prozess“ (s = slow, langsam) ab. Dieser findet bei einer niedrigen Neutronendichte und relativ niedrigen Temperaturen des Sterns statt. Sterne, die sich in diesem Stadium befinden, fusionieren alle uns bekannten Elemente bis zu einer Massenzahl von A = 210.
Der s-Prozess läuft hauptsächlich in Sternen ab, in deren Kern das Wasserstoff- und Helium-Brennen bereits zum Erliegen gekommen ist und in denen durch Schalenbrennen in einer Schale um den Kern Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird.
Barium-Sterne zeigen nun bei Messungen in ihrer Atmosphäre einen höheren Anteil an diesen „s-Prozess-Elementen“ sowie auch von Barium. Dabei handelt es sich um einfach ionisiertes Barium (Ba II), dass bei einer Wellenlänge von λ = 455,4 nm gefunden wird.
Diese Fusionsprodukte gelangten dann durch Konvektion in die oberen Bereiche der Atmosphäre. Konvektion bedeutet, dass im Rahmen von Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten im Stern die s-Prozess-Elemente langsam vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche vordringen.
Wie dann die Elemente und ein Großteil der Masse von einem Stern auf den anderen erfolgte, ist noch nicht ganz geklärt, da dieser Übertragungsprozess bei den Barium-Sternen noch nicht vollständig analysiert ist.
Am Ende des Prozesses hat sich dann der Partnerstern von einem Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt.
Die beiden Sterne stehen regelmäßig so nah beieinander, dass sie sich an der sogenannten „Roche-Grenze“ befinden (benannt nach Edouard Albert Roche). Bis zur Roche-Grenze hat ein Stern, der einen anderen Stern umkreist, eine innere Stabilität, die den Stern zusammenhält. Je näher sich zwei Sterne an dieser Grenze aufhalten, umso größer ist ihre gegenseitige Beeinflussung. Das kann bis dazu führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Bei uns ist das Doppelsternsystem in einen Zeitpunkt zu sehen, bei dem der Spenderstern schon lange ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern sich zu einem Roten Riesen entwickelt hat.
Beta A befindet sich im Fusionsprozess schon einen Schritt weiter als unsere Sonne. Er hat die Fusion von Wasserstoff zu Helium bereits abgeschlossen.
Am Ende der Kern-Wasserstofffusion hatte Delta A im Kern eine so hohe Dichte, dass dieser entartete. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur im Kern hatte nun das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dieser Fusion-Vorgang findet bei Beta A zur Zeit statt.
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 wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Die Hülle des Sterns 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.
Beta A besitzt die ca. 1,7-fache Masse und den ca. 45-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.239 Kelvin und er strahlt aufgrund der größeren Oberfläche mit der ca. 597-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Beta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 6,9 km/s.
Seine visuelle Helligkeit variiert in einem Bereich von 3,5 bis 3,58 mag. Seine absolute durchschnittliche Helligkeit beträgt ca. – 1,218 mag.
Im Orbit von Beta A befindet sich der Planet Beta b Cancri. Seine Umlaufzeit beträgt ca. 1,7 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 605 Tagen. Der Planet besitzt die ca. 7,8-fache Masse unseres Planeten Jupiters.
Beta B ist ein Roter Zwerg mit einer visuellen Helligkeit von ca. 14,3 mag.
Altarf entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 22,94 km/s und 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.
3. Asellus Australis (δ -Delta Cancri, 47 Cancri, HD 74442)
Asellus Australis ist ein Doppelsternsystem in ca. 132,4 Lichtjahren Entfernung.
Delta A ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem. In 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.
Wie weit Delta Aa und Delta Ab von einander entfernt sind ist nicht bekannt.
Delta Aa Cancri ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0IIIb. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Durch den Buchstabe „b“ wird Delta Aa als ein Riesenstern mit einer etwas schwächeren Leuchtkraft eingestuft.
Delta Aa 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 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.
Delta Aa besitzt die ca. 1,71-fache Masse und den ca. 11,6-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Delta Aa beträgt ca. 4.650 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberflächen-Temperatur mit der ca. 57-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 25 km/s und einer Rotationsdauer von ca. 240 Tagen.
Delta Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,94 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,824 mag auf.
Über Delta Ab ist trotz seiner visuellen Helligkeit von ca. 4,9 mag nichts bekannt.
Die beiden Sterne Delta B Cancri mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12,2 mag und Delta C (16,6 mag hell) sind mit dem Doppelsternsystem nicht verbunden.
Asellus Australis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,4 km/s von uns.
4. Asellus Borealis (γ - Gamma Cancri, 43 Cancri, HD 74198)
Asellus Borealis ist ein visuelles Mehrfachsternensystem in ca. 181 Lichtjahren Entfernung.
Gamma A besteht aus den beiden Sternen Gamma Aa und Gamma Ab. Bisher ist noch nicht geklärt, ob die beiden Sterne in einer Verbindung zu einander stehen oder nicht.
Gamma Aa ist ein Unterriese der Spektralklasse A1IV. Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
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.
Gamma Aa befindet sich wahrscheinlich noch in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 2,18-fache Masse und den ca. 2,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 36-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Gamma Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,65 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,1 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 86 km/s.
Über Gamma Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt. Er könnte auch nur ein Stern in visueller Nähe sein.
Asellus Borealis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 28,7 km/s.
Die Sterne Gamma B, C und D stehen nur visuell in der Nähe von Gamma Aa. Ihre visuelle Helligkeit beträgt ca. 10,2 mag (Gamma B), ca. 14,13 mag (Gamma C) und ca. 14,95 mag (Gamma D).
5. ι – Iota Cancri (48 Cancri, HD 74739 und HD 74738)
Iota Cancri ist wahrscheinlich ein Mehrfachsternensystem in ca. 325 Lichtjahren Entfernung.
Iota A und Iota B sind ca. 2.800 Lichtjahre von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 65.000 Jahren.
Iota A ist ein Stern der Spektralklasse G8IIIaB0,2 und gilt als ein sogenannter „Milder Bariumstern“. Diese sind sehr enge Doppelsternsysteme. Es wird angenommen, dass der Begleiter von Iota A ein Weißer Zwerg ist, der so leuchtschwach ist, dass er bisher noch nicht gefunden werden konnte. Iota Aa ist ein Riesenstern, der sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff befindet.
Iota Aa besitzt die ca. 3,43-fache Masse und den ca. 21-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.954 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 204-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,02 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,00 mag auf.
Iota B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A2V. Er besitzt etwa die Masse unserer Sonne und den ca. 1,1-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.818 Kelvin und er strahlt mit der ca. 14,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,57 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,9 mag auf.
