1. Wega (α – Alpha Lyrae, 3 Lyrae, HD 172167)
Wega ist ein bläulich-weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A0Va in ca. 25,3 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 dem Stern getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Wega wird in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihres Sternenlebens stehen. Daher wurde die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.
Sterne der Spektralklasse A stehen für blau-weiß leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf.
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie 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 warmen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse. Wega wird mit der Zahl 0 als ein heißer Stern der Spektralklasse A eingestuft. Seine Oberflächen beträgt an den Polen ca. 10.070 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Wega dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 274 km/s mit einer Umlaufzeit von ca. 12,5 Stunden. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Aufgrund der hohen Geschwindigkeit gleicht Weg von der Form eher einem Ei als einer Kugel. Der Polradius ist rund 23% kleiner als der Äquator-Radius. Dass hat auch Auswirkungen auf die Oberflächen-Temperatur des Sterns. Da die Pole näher am Sterneninneren liegen sind sie heißer. Der Oberflächen-Temperatur am Äquator beträgt ca. 8.910 Kelvin.
Aus diesem Grund ist bei Wega auch das Phänomen der Schwerkraftverdunklung zu sehen.
Als Schwerkraftverdunkelung wird eine optische Erscheinung bezeichnet, bei dem die Pole heller erscheinen als der Äquator.
Dieser Vorgang kann bei sehr schnell rotierenden Sternen beobachtet werden. Aufgrund der hohen Rotation sehen diese Sterne aus wie ein Ei, da der Stern an seinem Äquator einen größeren Radius als an seinen Polen besitzt.
Dadurch sind die Pole näher am Kern des Sterns. Aufgrund dessen haben die Pole eine höhere Oberflächengravitation, eine höhere Temperatur und einen höheren Druck.
Aus diesem Grund leuchten die Pole auch heller. Die Pole sind "gravitationserhellt" und der Äquator ist "gravitationsverdunkelt".
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 nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens anzeigt.
Wega wird in die Leuchtkraftklasse V eingestuft und ist damit ein Hauptreihenstern.
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 wie Wega 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.
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. 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.
Während bei den Sternen 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“.
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.
Da Wega einer der nächsten Sterne in unserer stellaren Nachbarschaft ist, wurde der Stern ausführlich untersucht.
Wega ist mit einem max. Alter von ca. 570 Mio. Jahre ein noch recht junger Stern. Er besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 2,73-fachen Radius unserer Sonne. Daher erfolgt die Wasserstoff-Fusion bei Wega im Rahmen des CNO-Zyklus.
Bei Sternen mit einer größeren Masse als unsere Sonne laufen die Fusionsprozesse sehr viel schneller ab. Als massereicher Stern wird Wega die Kernfusion des Wasserstoffs damit in rund 500 Mio. Jahren beendet haben.
Wega ist von einer Gas- und Staubscheibe umgeben. Hier wird jedoch angenommen, dass diese durch Kollisionen mit umkreisenden Objekten entstanden ist. Britische Astronomen vermuten u. a. hier eventuell einen Planeten in der Größe von Neptun. Nachgewiesen wurde ein Planet bis heute noch nicht.
Wegen seiner Strahlung wird die lebensfähige Zone von Wega bei ca. 7,1 AE angenommen. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km. Bei der Entfernung von 7,1 AE hätte ein Planet dann eine Umlaufzeit von ca. 10,9 Jahren.
Wega weist eine visuelle Helligkeit von ca. 0,03 mag auf. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,7 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.
Die absolute Helligkeit von Wega beträgt ca. 0,60 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 Lichtjahre sind 10 Parsec, eine andere astronomische Entfernungseinheit.
Bisher ist noch nicht abschließend geklärt, ob es sich bei Wega um einen variablen Stern handelt, der seine Helligkeit geringfügig ändert.
Da Wega seinen Wasserstoff schneller als unsere Sonne fusioniert und dadurch auch eine höhere Oberflächen-Temperatur besitzt, strahlt sie mit der ca. 37-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Im Jahre 2009 wurde von einem Team um den französischen Astronomen F. Lignieres ein Magnetfeld nachgewiesen.
Als Geburtsstätte von Wega wurde in früheren Jahren der Castor-Bewegungshaufens angesehen. Zwischenzeitlich wird aber angenommen, dass viele Sterne, die dem Castro-Bewegungshaufen zugerechnet werden, keinen gemeinsamen Ursprung haben.
Wer mehr über Wega wissen möchte, dem sei der englischsprachige Wikipedia-Eintrag sehr empfohlen.
2. ε - Epsilon Lyrae (4 + 5 Lyrae)
Epsilon Lyrae ist ein Mehrfachsternensystem in ca. 158 Lichtjahren Entfernung. Laut dem WDS-Katalog werden Epsilon Lyrae insgesamt 9 Doppelsternsysteme und Einzelsterne zugerechnet.
Nur die Sterne aus den Sternensystemen Epsilon Lyrae 1 und 2 stehen jedoch physikalisch beieinander. Die restlichen Sterne sind zum Teil sehr weit entfernte Hintergrundsterne.
Die beiden Sternsysteme Epsilon 1 und 2 bewegen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Die Systeme Epsilon 1 und Epsilon 2 sich ca. 10.000 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von ca. 500.000 Jahren.
Epsilon Lyrae 1 ist laut Wikipedia ein Doppelsternsystem mit einer Umlaufdauer von ca. 1.200 Jahren. Nach James B. Kaler folgt die Umlaufbahn keinem Kreis sondern eine Ellipse. Dabei sind die beiden Sterne zwischen ca. 73 AE und 400 AE voneinander entfernt.
Auch im Mehrfachsternensystem Epsilon Lyra 2 entspricht die Umlaufbahn des Doppelsternsystem Epsilon 2A und des Sterns 2B keinem Kreis sondern eine Ellipse. Dabei sind die 2A und AB zwischen ca. 95 und 195 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufdauer von ca. 720 Jahren.
Im erst im Jahr 2022 wurde Epsilon 2A als ein Doppelsternsystem bestätigt. In diesem sind die beiden Sterne rund 5 AE von einander entfernt.
2.1 Epsilon 1A Lyrae (HD 173582, WDS J18443+3940A)
Epsilon 1A Lyrae ist ein weiß-leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V, der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet. Er befindet sich in einer Entfernung von ca. 157,63 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von +/- 3,067 Lichtjahren.
Epsilon 1A besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 2,84-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.400 Kelvin und er strahlt mit der ca. 24-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Epsilon 1A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von rund 165 km/s.
Epsilon 1A weist eine visuelle Helligkeit von 4,999559 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 wie sie von der Raumsonde Gaia gemessen wird.
Die absolute Helligkeit von Epsilon 1A liegt im Bereich von ca. 1,58 mag.
Epsilon 1A wird in der SIMBAD-Datenbank als sogenannter “High Proper Motion Star“ aufgeführt.
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.
Epsilon 1A kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 31,0 km/s auf uns zu.
2.2 Epsilon 1B Lyrae (HD 173583, WDS J18443+3940B)
Epsilon 1B Lyrae ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse F0V in einer Entfernung von ca. 159,43 Lichtjahren mit einer Abweichung von +/- 0,24 Lichtjahren.
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 6.000 bis 7.400 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Während bei den Sternen 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“.
Epsilon 1B besitzt die ca. 1,5-fache Masse und den ca. 2,07-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.497 Kelvin und er strahlt mit der ca. 6,9-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 150 km/s.
Epsilon 1B weist eine visuelle Helligkeit von 6,041749 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,55 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 33,1 km/s auf uns zu und wird ebenfalls als ein High Proper Motion Star eingestuft.
2.3 Das Doppelsternsystem Epsilon 2A Lyrae
(HD 173607, WDS J18443+3940C)
Epsilon 2Aa ist ein Stern der Spektralklasse A6Vn in ca. 160,36 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von +/- 0,69 Lichtjahren.
Er besitzt die ca. 2,11-fache Masse, den ca. 3-fachen Radius und die ca. 29-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.167 Kelvin.
Der Buchstabe “n“ (nebulos) bedeutet, der Stern zeigt diffuse Spektrallinien. Das deutet im Regelfall auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hin. Diese beträgt bei Epsilon 2A ca. 212 km/s.
Epsilon 2A weist eine visuelle Helligkeit von 5,216918 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,76 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24,2 km/s auf uns zu.
Epsilon 2Ab wird als ein Stern der Spektralklasse F0V eingestuft. Bei ihm handelt es sich um einen veränderlichen Stern vom Typ “Gamma Doradus“.
Die Gamma Doradus Variable (GDV-Sterne) sind Sterne, die Helligkeitsveränderungen aufgrund von nicht radialen Pulsationen im g-Modus zeigen. Dabei kann die Rückstellkraft die Gravitation (g-Modus) sein.
Bei der Pulsation dehnt der Stern sich aus und zieht sich wieder zusammen. Die Rückstellkraft will die Masse eines Sterns wieder auf ihre Ausganglage, die Ruhelage zurückbringen. Die g-Modus-Pulsationen sind Schwingungen im Sterneninneren, die durch die Schwerkraft (Gravitation (g)) ausgelöst werden.
Bei den Schwerkraftmoden (g-Moden) und ist die Rückstellkraft für den Auftrieb von heißer Materie im Stern verantwortlich. Über sie ist die Struktur und auch die Dynamik des Kerns eines Sterns gut zu erkennen.
Die Helligkeitsveränderungen der GDV-Sterne liegen im Bereich von 0,1 mag innerhalb eines Tages.
Epsilon 2Ab weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,00 mag auf, die sich um 0,032 mag in einen Zeitraum von rund 10 Stunden verändert. Daneben gibt es noch eine Periode mit einem Zeitraum von ca. 11,2 Stunden.
2.4 Epsilon 2B Lyrae (HD 173608, WDS J18443+3940D)
Epsilon 2B Lyrae ist ebenfalls ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A2Vn in einer Entfernung von ca. 159,46 Lichtjahren mit einer Abweichung von 0,51 Lichtjahren.
Er besitzt die ca. 2,15-fache Masse und die ca. 32-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.860 Kelvin. Der Buchstabe “n“ deutet auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hin. Diese beträgt ca. 233 km/s.
Epsilon 2A weist eine visuelle Helligkeit von 5,400982 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,955 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 28 km/s auf uns zu
2.5 UCAC2 45687200 (WDS J18443+3940E)
UCAC2 45687200 ist wahrscheinlich ein Stern Spektralklasse K0 in einer Entfernung von etwa 6.370 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von +/- 205 Lichtjahren.
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 erkennen.
Die Spektralklasse K ist dadurch gekennzeichnet, dass sie starke Metalllinien zeigt.
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 weiter an Stärke, sind daher nicht mehr gut erkennbar.
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.
Bei UCAC2 45687200 ist wahrscheinlich die Kernwasserstoff-Fusion beendet bereits. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.900 Kelvin. Er besitzt den ca. 10,87-fachen Radius und die ca. 61,5-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC2 45687200 weist eine visuelle Helligkeit von 11,900666 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,447 mag auf.
2.6 UCAC3 260 – 142107 (WDS J18443+3940F)
UCAC3 260 – 142107 ist wahrscheinlich ebenfalls ein Stern der Spektralklasse K7 in einer Entfernung von 7.560 Lichtjahren mit einer Abweichung von +/- 158 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 12,15-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.760 Kelvin und er strahlt mit der ca. 68,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC3 260 – 142107 weist eine visuelle Helligkeit von 12,336795 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,51 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12 km/s auf uns zu.
2.7 UCAC3 260-142078 (WDS J18443+3940G)
UCAC3 260-142078 ist wahrscheinlich wie unsere Sonne ein Stern der Spektralklasse G in ca. 1.176 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von +/- 5,4 Lichtjahren.
Er besitzt ca. 69% des Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.177 Kelvin und er leuchtet mit rund 30% der Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC3 260 – 142078 weist eine visuelle Helligkeit von 13,823071 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,04 mag auf.
Er wird als ein High Proper Motion Star eingestuft.
2.8 UCAC2 45687184 (WDS J18443+3940H)
Über UCAC2 45687184 ist nur wenig bekannt. Seine visuelle Helligkeit beträgt 13,326504 mag. Mit einer Oberflächen-Temperatur von 4.065 Kelvin handelt sich wahrscheinlich um einen Stern der Spektralklasse K.
UCAC2 45687184 entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 84 km.
2.9 BD+ 39 3512 (WDS J18443+3940I)
BD +39 3512 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse K5 in ca. 1.860 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von +/- 12 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 9,86-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.560 Kelvin und er strahlt mit der ca. 38-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
BD +39 3512 weist eine visuelle Helligkeit von 9,777736 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,0 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,35 km/s auf uns zu.
Die Sterne des Parallelogramms
3. Sheliak (β – Beta Lyrae, 10 Lyrae)
Sheliak ist ein Mehrfachsternsystem.
Beta A Lyrae ist ein Doppelsternsystem und der Namensgeber der sogenannten “Beta Lyrae Variable“.
Die Beta Lyrae Variable (BLV) sind sehr enge Doppelsternsysteme. Sie verändern ihre Helligkeit, wenn der eine Stern vor dem anderen vorbeizieht (bedeckungsveränderliches Doppelsternsystem).
Der massereichere Stern ist von einer Gasscheibe umgeben, die ihr Material auf den kleineren Stern abgibt. Meistens ist die Gravitation des Riesensterns so schwach, dass dieser sehr leicht Masse an den Partnerstern abgibt.
BLV-Sterne stehen so nahe beieinander, dass sie die sogenannte Roche-Grenze erreichen können (benannt nach Edouard Albert Roche).
Bis zur Roche-Grenze besitzt 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. Im dramatischten Fall kann das dazu führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Der Helligkeit verändert sich aber nicht abrupt, da das Doppelsternsystem eine gemeinsame Atmosphäre bildet. Dadurch ist der Beginn und das Ende der Sonnenfinsternis des bedeckten Sterns anhand der Helligkeitsschwankungen nicht mehr eindeutig bestimmbar.
Die Helligkeitsveränderungen betragen im Regelfall weniger als 1 mag. Das Doppelsternsystem V480 Lyrae zeigt mit 2,3 mag die größte Variabilität.
Beta A Lyrae ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Beta Aa und Beta Ab sind ca. 0,25 AE voneinander entfernt und umkreisen sich mit einer Umlaufzeit von ca. 12,9 Tagen.
Der Heidelberger Astronom Ulrich Bastian konnte im Jahr anhand der GAIA-Daten nachweisen, das Beta A Lyrae zu einem Sternhaufen (Gaia 8) mit rund 100 Sternen gehört, der sich in einer Entfernung von 900 bis 1.000 Lichtjahren befindet (Astronomy& Astrophysics, 630, L8, 2019).
Schon seit längerem ist bekannt, dass der Stern Beta B zu dem Sternensystem gehört. Bisher ist aber noch nicht geklärt, ob Beta A und B einander auch umkreisen.
Laut dem WDS-Katalog werden zu Beta Lyrae noch vier weitere Sterne gerechnet. Die Sterne Beta C, D und E sind weit entfernte Hintergrundsterne. Da sich der Stern Beta F von der Entfernung in der Nähe von Beta A und B befindet, kann auch der dem gemeinsamen Sternhaufen zugerechnet werden.
3.1 Beta A Lyrae (HD 174638, WDS J18501+3322A)
Das Doppelsternsystem Beta A Lyrae befindet sich in einer Entfernung von ca. 906,5 Lichtjahren mit einer Abweichung von rund + / - 46 Lichtjahren.
Beta Ab ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse B6II-B8III mit einer Oberflächen-Temperatur von rund 12.000 Kelvin. Er besitzt die ca. 12,8-fache Masse und den 6-fachen Radius unserer Sonne.
Beta Aa wird ebenfalls als ein Stern der Spektralklasse B eingestuft. Er besitzt die ca. 2,8-fache Masse und den ca. 15-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 13.300 Kelvin
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 ihrer 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.
Da sich im Doppelsternsystem Beta A hier der kleinere Stern Beta Ab zu nahe an Beta Aa befindet, wird er von den Gezeitenkräften des großen Sterns verformt. Im Gegenzug gibt Beta Aa gibt im Jahr etwa 0,001% der Masse unserer Sonne an Beta Ab ab. Aber die Masse wird nicht direkt an Beta Ab abgeben. Sie fließt in eine Scheibe um Beta Ab und von dort wird dann die Masse an Beta Ab abgegeben.
Das Doppelsternsystem selbst liegt in einer Scheibe aus Gas und Staub mit einem Radius des 30-fachen unserer Sonne. Die Dicke der Scheibe wird auf den ca. 6-fachen Radius unserer Sonne geschätzt.
Diese Akkretionsscheibe sorgt für zusätzliche Veränderungen der visuellen Helligkeit. Diese finden nicht regelmäßig statt sondern in einem Zeitraum von ca. 282 Tagen.
Beim Sternensystem Beta A Lyrae liegt der Grund der Veränderlichkeit darin, dass der Stern Beta Ab sein Endstadium erreicht hat. Er bläht sich zum Riesenstern und gibt Gas und Material ab, das auf den Begleitstern überströmt, wobei die Helligkeit dieses Sterns abnimmt. Dadurch verändert sich die visuelle Helligkeit in einer Periode von 12,94 Tagen zwischen ca. 3,4 mag bis 4,6 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt durchschnittlich rund – 3,82 mag.
3.2 Beta B Lyrae (HD 174664, WDS J18501+3322B)
Beta Lyra B ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse A in einer Entfernung von 928,5 Lichtjahren mit einer Abweichung von + / - 23,75 Lichtjahren.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.700 Kelvin.
Beta B weist eine visuelle Helligkeit von 7,204838 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,067 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14 km/s auf uns zu
Da er visuell sehr nahe bei Beta A steht sind viele Angaben aber mit einer gewissen Vorsicht zu beachten.
3.3 Beta C Lyrae (HD 174639, WDS J18501+3322C)
Beta C Lyrae ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse K in ca. 11.300 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von rund + / - 400 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 14,65-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.686 Kelvin und er strahlt mit der ca. 93,3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta C weist eine visuelle Helligkeit von 13,056433 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,356 mag auf.
3.4 UCAC3 247-141831 (WDS J18501+3322D)
UCAC3 247-141831 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in ca. 3.860 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von + / - 47 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 1,25-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.343 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,145-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC3 247-141831 weist eine visuelle Helligkeit von 14,953962 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,59 mag auf.
3.5 BD+ 33 3222 (WDS J18501+3322E)
BD+33 3222 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse F0 in ca. 2.072,5 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 20 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 3,64-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.346 Kelvin und er strahlt mit der ca. 34,7-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
BD+33 3222 weist eine visuelle Helligkeit von 9,776872 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,76 mag auf.
Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1,4 km/s.
3.6 BD+ 33 3225 (WDS J18501+3322F)
BD+33 3225 ist wahrscheinlich ebenfalls ein Stern der Spektralklasse F0 in ca. 934,65 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von +/- 3,56 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 1,49-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.211 Kelvin und er strahlt mit der ca. 5,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
BD+33 3225 weist eine visuelle Helligkeit von 10,106988 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,82 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,83 km/s auf uns zu.
4. Sulafat (γ – Gamma Lyrae, 14 Lyrae, HD 176437)
Sulafat ist ein blau-weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B9III in ca. 548,70 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 38 Lichtjahren.
Sulfat hat wahrscheinlich die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet.
Während der Umwandlung von Wasserstoff zu Helium verringerten sich die Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig stieg aber die Atommasse von 0,5 auf 1,33 atomare Einheiten an.
Um das Temperatur- und Druckgleichgewicht weiterhin aufrecht zu erhalten, kam es einer Verdichtung der Masse. Damit ist die nukleare Energieproduktion weiter angestiegen. Durch den Vorgang hat die Gravitation gegenüber dem Gasdruck die Oberhand gewonnen.
Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtete sich der Kern noch mehr. Dadurch kam es zu einem weiteren Temperaturanstieg. Durch den Temperaturanstieg aufgrund der Verdichtung im Kern setzte in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. In der Hülle wird zur Zeit der dortige Wasserstoff zu Helium fusioniert.
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 vergrößert sich.
Sulafat besitzt die ca. 5,76-fache Masse und den ca. 15,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt wahrscheinlich 10.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 2.400-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 72 km/s.
Sulafat weist eine visuelle Helligkeit von 3,1307 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,0 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,2 km/s auf uns zu.
5. δ- Delta Lyrae
Delta Lyrae besteht aus dem visuellen Doppelsternsystem Delta1, dem Stern Delta2 sowie dem offenen Sternhaufen Delta Lyrae (der Delta Lyrae Cluster).
Delta Lyrae1 und 2 stehen nur visuell beieinander, sie sind jedoch mehr als 250 Lichtjahre voneinander entfernt
Delta2 Lyrae ist laut dem WDS-Katalog ein Mehrfachsternensystem, wobei die Sterne Delta2 B bis H Hintergrundsterne sind, die zum Teil dem Delta Lyrae Cluster zuzurechnen sind.
Laut der SIMBAD-Datenbank handelt es sich hier um Sterne des Bonner Durchmusterungskatalog (BD). Über die Sterne Delta2I bis K ist nichts bekannt.
Dem Delta-Lyrae Cluster werden laut der SIMBAD-Datenbank insgesamt 102 Sterne zugerechnet. Der Delta Lyrae Cluster befindet sich in einer Entfernung von wahrscheinlich mehr als 1.000 Lichtjahren während Delta2 Lyrae als Vordergrundstern max. rund 825 Lichtjahre entfernt ist.
5.1 Delta1 Lyrae (11 Lyrae, HD 175426)
Delta1 Lyrae ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von ca. 1.160 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 30 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.
Die Umlaufbahn des Doppelsternsystems Delta1 verläuft nicht kreisförmig sondern folgt einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,37. Dabei sind die beiden Sterne zwischen ca. 0,313 und 1,1 AE von einander entfernt mit einer Umlaufdauer von ca. 88 Tagen.
Delta 1a ist ein Stern der Spektralklasse B2.5V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Delta 1a besitzt die 6 bis 7-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 20.350 Kelvin und er strahlt mi der ca. 838-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine bolometrische Leuchtkraft beträgt das rund 3.620-fache unserer Sonne.
Die bolometrische Leuchtkraft beinhaltet die visuellen wie auch die für uns nicht sichtbaren Spektren, wie Radiowellen, Infrarotstrahlung, Ultraviolette Strahlung, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung.
Sie zeigt in der Astronomie damit die Gesamtleuchtkraft eines Himmelskörpers über das gesamte elektromagnetische Spektrum.
Delta Lyrae 1a dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 86 km/s.
Über Delta Lyrae 1b ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 5,551799 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2.202 mag auf.
Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,8 km/s auf uns zu.
Aufgrund der weiten Entfernung zum Sternensystem Delta1 ist über Delta 1B nichts bekannt.
5.2 Delta2 Lyrae (12 Lyrae, HD 175588)
Delta2 Lyrae ist ein Stern der Spektralklasse M4II in einer Entfernung von 770 Lichtjahren mit einer Abweichung von + / - 54 Lichtjahren.
Sterne der Spektralklasse M können sich in verschiedenen Entwicklungsstufen eines Sternenlebens befinden. Da sind auf der einen Seite die Roten Zwerge.
Sie sind die kleinsten Sterne am Nachthimmel, und aufgrund ihrer geringen Leuchtkraft ist keiner von ihnen mit dem bloßen Auge zu sehen, obwohl sie rund 75% aller Sterne in unserer Galaxis ausmachen. Sie stehen meist am Anfang ihres Sternenlebens, auch wenn sie schon sehr alt sind.
Auf der anderen Seite befinden sich aber auch die Riesen und Überriesen, die größten bekannten Sterne, in der Spektralklasse. Nur aufgrund ihrer Größe, die mehr als eine Astronomische Einheit betragen kann, sind sie dann meist sehr deutlich am Nachthimmel als helle und rötlich leuchtende Sterne zu erkennen.
Die Roten Riesen und Überriesen sind sterbende Sterne, die astronomisch gesehen kurz vor ihrem Ende stehen
Delta2 Lyrae ist ein Roter Riesenstern und wird den sogenannter “Long-period variable star“ zugeordnet.
Long-period variable stars (LPV) sind pulsierende Riesensterne oder Überriesen.
Die veränderlichen Sterne besitzen im Regelfall Perioden von etwa hundert Tagen. In einigen Fällen können diese Perioden bis zu mehr als tausend Tagen betragen. Aufgrund der großen Zeitspanne sind die Variationen zum Teil auch schwer zu erkennen, um sie als eine Periode zu identifizieren.
Die American Association of Variable Star Observer (AAVSO) ordnet den LPVs folgende variablen Sterne zu:
- Mira-Sterne,
- Semiregular Stars (SR),
- L-Sterne und die
- RV-Tauri-Variablen
Ebenso gehören SRc- und Lc-Sterne, die halbregelmäßige bzw. un-regelmäßige variable kühle Überriesen dazu.
Die meisten LPVs, einschließlich aller Mira-Variablen, sind sehr leuchtkräftige, thermisch pulsierende AGB-Sterne.
Die Pulsation der LPV-Sterne kann verschiedene Ursachen haben:
- Die Mira-Variablen pulsieren meist im Normalmodus, d. h. das Bewegungsmuster der Pulsation des Sterns ist gleichbleibend mit kaum messbaren Veränderungen.
- Die Semiregular und Irregular-AGB-Stars pulsieren im sogenannten ersten, zweiten oder dritten “overtone mode“.
Der Begriff overtone-mode stammt eigentlich aus der Musik und bezeichnet jede Frequenz, die höher als der Grundton ist. Bei den LPV wird damit eine komplexere Schwingung als die im Grundmodus bezeichnet.
Beim ersten overtone mode schwillt im Rahmen der radialen Pulsation die Materialhülle innerhalb des Sterns periodisch an und zieht sich zusammen.
Beim zweiten overtone mode pulsieren zwei Schalen eines Sterns (sie dehnen sich aus und ziehen sich wieder zusammen)
Der LBV-Stern Delta2 wird in die Unterklasse der „semiregulärer variable stars“ eingestuft.
Semiregular variable Stars sind Riesen oder Überriesen die regelmäßige verschiedene Helligkeitsveränderungen aufweisen, die wiederum von verschiedenen Unregelmäßigkeiten begleitet oder manchmal unterbrochen werden. Die Zeiträume können dabei in einem Bereich von mehr als 2.000 Tagen liegen.
Die Helligkeitsveränderungen können im Bereich von einigen Hundertstel bis mehrere Größenklassen liegen (üblicherweise 1-2 mag) und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.
Delta2 wird hier als semiregular variable star der Klasse C eingestuft (SRc-Star).
SRc-Stars sind Überriesen der späten Spektralklassen M, C oder S.
Delta2 weist eine visuelle Helligkeit zwischen ca. 4,22 und 4,3 mag auf, die sich mit einer Periode von ca. 4,8 Stunden verändert. Seine absolute Helligkeit beträgt durchschnittlich ca. – 2,565 mag.
Die Helligkeitsveränderungen kommen durch das Pulsieren des Sterns zustande. Delta2 gilt als pulsationsveränderlicher Stern.
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 (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 Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Delta2 ist ein Stern, der sich in der Nähe seines Lebensende befindet. Er hat die Kernwasserstoff-Fusion und die Kernhelium-Fusion bereits beendet.
Bei der Kernhelium-Fusion 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.
Nach dem Ende der Kernhelium-Fusion befindet sich im Zentrum von Delta2 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.
Delta2 ist ein „Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.
Ein AGB-Stern ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD-Diagramm). Dort gibt es eine Region, in der die Riesensterne vom Hauptstrahl, wie ein Ast (branch) bei einem Baum, abzweigen.
Im HRD-Diagramm sind dort die kühleren Riesensterne beheimatet. Nach der gängigen Theorie befinden sich alle Sterne, die eine Masse im Bereich von 0,6 bis 10 Sonnenmassen besitzen, einmal in ihrem Sternenleben im AGB-Zweig.
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.
Was dann mit dem Stern passiert, hängt davon ab wie viel Masse der Stern durch die Sternenwinde verliert.
Sinkt das Gewicht des Sterns auf weniger als acht Sonnenmassen herab, schrumpft der Stern zu einem weißen Zwerg.
Delta2 hat besitzt die ca. 7,3-fache Masse und den ca. die 200 bis 381-fachen Radius unserer Sonne, was eine maximalen Größe von 1,3 AE entspricht. Es wird angenommen, dass er noch größer, zu einen Roten Überriesen, wird.
Delta2 ist ein sogenannter MII4-MK-Standardstern. Der MK-Standard setzt sich aus Spektraltyp und Leuchtkraftklasse zusammen.
Er ist benannt nach William Wilson Morgan und Philip C. Keenan die das System entwickelt haben. Eine andere Bezeichnung ist die Yerkes-Klassifikation (nach dem Yerkes-Observatorium benannt, an dem beide arbeiteten).
Delta2 besitzt hat eine Oberflächentemperatur von ca. 3.600 Kelvin und die ca. 12.900 bis 23.100-fache Helligkeit unserer Sonne, je nachdem wie groß der Radius des Sterns ist
Delta2 Lyrae kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,55 km/s auf uns zu.
5.3 ES 2028B (WDS J18545-3654B)
ES 2028B ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in ca. 1.147 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von 4,96 Lichtjahren.
Er besitzt ca. 96% des Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.871 Kelvin und er strahlt mit derselben Leuchtkraft wie unsere Sonne.
ES 2028B weist eine visuelle Helligkeit von 12,361268 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,63 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 17,92 km/s auf uns zu.
ES 2028B ist ein Mitglied des Delta Lyrae Clusters.
5.4 ES 2028C (WDS J18545-3654C)
ES 2028C ist wahrscheinlich ebenfalls ein Stern der Spektralklasse G in einer Entfernung von 1.162 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 5.35 Lichtjahren Entfernung.
Er besitzt den ca. 1,13-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.512 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,07-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
ES 2028C weist eine visuelle Helligkeit von 12,437957 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,68 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 32,16 km/s auf uns zu und ist ebenfalls ein Mitglied des Delta Lyra Clusters.
ES 2028B und C befinden sich in ähnlichen Entfernungen. Aber sie bilden aller Wahrscheinlichkeit kein Doppelsternsystem.
5.5 BD+36 3317 (WDS J18545-3654C)
BD+36 3317 ist ein Doppelsternsystem in ca. 1.180 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von + / - 8,63 Lichtjahren.
BD+36 3317 ist ein sogenanntes „Eclipsing Binary“. Eclipsing Binary werden auch Algol-Sterne genannt.
Algol (Beta Persei) ist der Namensgeber der „Algol-Sterne“. Algol-Sterne sind im Regelfall Doppelsternsysteme, bei denen die beiden Sterne regelmäßig so eine visuellen Sichtlinie zu uns stehen, dass sich die beiden auf ihrer Umlaufbahn gegenseitig bedecken. Der Vorgang läuft genauso ab wie bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde.
Die Dauer der Helligkeitsveränderungen und die regelmäßigen Perioden lassen sich genau berechnen. Beim Doppelsternsystem Algol findet alle 2 Tage, 20 Stunden und 49 Minuten eine Bedeckung statt.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Algol-Sternen kann dabei mehrere Magnituden (mag) betragen.
Daneben kann es neben der Helligkeitsveränderung durch Bedeckung auch noch zu einer Übertragung von Masse von einem Stern auf den anderen geben, wenn die beiden Sterne sehr nahe beieinanderstehen.
Im Jahr 2016 wurde in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics der Artikel “The orbital elements and physical properties of the eclipsing binary BD+36 3317, a probable member of δ Lyrae cluster” veröffentlicht.
In diesem wird das Doppelsternsystem ausführlich beschrieben.
BD+36 3317A und B sind etwa 17,2 Sonnenradien von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von rund 4,302 Tagen.
BD+36 3317A ist ein Stern der Spektralklasse B. Er besitzt die ca. 2,24-fache Masse und den ca. 1,76-fachen Radius unser Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 10.450 Kelvin.
BD+36 3317B ist ein Stern der Spektralklasse A. Er besitzt die ca. 1,52-fache Masse und den ca. 1,46-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.620 Kelvin.
Das Doppelsternsystem BD+36 3317 weist eine visuelle Helligkeit von 8,772223 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,98 mag auf.
BD+36 3317 ist ebenfalls ein Mitglied des Delta-Lyra Clusters.
5.6 BD+36 3310 (WDS J18545-3654E)
BD+36 3310 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse F in einer Entfernung von ca. 1.123 Lichtjahre mit einer Abweichung von +/- 4,834 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 1,76-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.265 Kelvin und er strahlt mit der ca. 7,8-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
BD+36 3310 weist eine visuelle Helligkeit von 10,211491 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,527 mag auf.
Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 28 km/s auf uns zu.
BD+36 3310 wird bisher noch keinem Sternhaufen oder eine Assoziation zugeordnet.
5.7 BD+36 3312 (WDS J18545-3654F)
BD+36 3312 ist wahrscheinlich ein Stern Spektralklasse K0III in einer Entfernung von 1.282,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von +/- 7,16 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 10,8-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.832 Kelvin und er strahlt mit der ca. 57,16-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
BD+36 3312 weist eine visuelle Helligkeit von 10,211491 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,527 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 22,3 km/s auf uns zu.
5.8 BD+36 3313 (WDS J18545-3654G)
BD+36 3313 ist ein Stern der Spektralklasse A0 in einer Entfernung von ca. 1.174 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von +/- 6,47 Lichtjahren
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.442 Kelvin.
BD+36 3313 weist eine visuelle Helligkeit von 9,765883 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,985 mag auf.
BD+36 3313 ist ebenfalls ein Mitglied des Delta Lyra Clusters.
5.9 BD+36 3314 (WDS J18545-3654H)
BD+36 3314 ist ein Stern der Spektralklasse A0 in einer Entfernung von 1.211,3 Lichtjahren mit einer Abweichung von 14,35 Lichtjahren
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.105 Kelvin.
BD+36 3314 weist eine visuelle Helligkeit von 8,630100 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,781 mag auf.
6. ζ – Zeta Lyrae5. δ- Delta Lyrae
Zeta – Lyrae ist ebenfalls um ein Mehrfach-Sternensystem. Laut dem WDS-Katalog werden Zeta Lyrae insgesamt 6 Objekte zugerechnet.
Zeta1 Lyrae ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem. Zeta1Aa und Zeta1Ab sind ca. 0,07 AE entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 4,3 Tagen.
Zeta1 und Zeta2 sind rund 2.000 AE voneinander entfernt. Die Umlaufzeit beträgt ca. 47.000 Jahre.
Die Sterne Zeta B, C und E stehen nur visuell in einer Sichtlinie mit Zeta1 und Zeta2.
6.1 Zeta 1 Lyrae (HD 173648, WDS J18448+3736A)
Zeta1Aa Lyrae ist ein weißleuchtender Stern der Spektralklasse kA5hF0mF2 in einer Entfernung von ca. 154,6 Lichtjahren mit einer Abweichung von +/- 2,67 Lichtjahren.
Er ist ein sogenannter Metalllinienstern (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.
In der Atomsphäre von Zeta1Aa wurden mind. die 20-fachen höheren Werte von Ytterium, Zirkonium und Barium als bei unserer Sonne festgestellt. Der Eisengehalt ist ca. 5-mal höher
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.
Zeta1Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von 47 km/s, was für einen Stern seiner Spektralklasse niedrig ist.
Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-K-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt. Der Spektral-Klassifizierung kA5hF0mF2 von Zeta 1Aa besagt, dass ZetaAa1 die Calcium (k)-Linie eines Sternes der Spektralklasse A5 besitzt (kA5). Wenn er nach seinen Wasserstofflinien beurteilt wird, ist Zeta1Aa ein F0 Stern. Die metallischen Absorptionslinien (m) entsprechen denen eines F2-Sterns.
Zeta1Aa besitzt die ca. 2,36-fache Masse und den 2,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.320 Kelvin und er strahlt mit der ca. 33,2-fachen Leuchtkraft unser Sonne.
Über den Begleiter von Zeta1Aa ist nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 4,2433 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,865 mag auf.
6.2 Zeta2 Lyrae (HD 173649, WDS J18448+3736D)
Zeta2 Lyrae ist ein weiß leuchtender Unterriese der Spektralklasse F1IVnn in ca. 158 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von +/- 0,34 Lichtjahren. Er besitzt die ca. 1,7-fache Masse und den ca. 2,05-fachen Radius unserer Sonne.
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.
Die Oberflächen-Temperatur von Zeta2 beträgt ca. 7.100 Kelvin und er strahlt mit der ca. 9,6-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Zeta2 Lyrae hat wahrscheinlich die Kernfusion von Wasserstoff in seinem Kern beendet.
Der Buchstabe „nn“ zeigt die hohe Rotationsgeschwindigkeit von 212 km/s an mit einer Dauer von 9,6 Stunden pro Umdrehung. Zeta2 sieht nicht aus wie eine Kugel sondern eher wie ein Ei.
Durch die hohe Drehgeschwindigkeit ist der Radius des Äquators um ca. 29% größer als der Polradius. Wie bei Wega tritt bei Zeta2 auch der Effekt der Gravitationsverdunklung auf.
Zeta2 weist eine visuelle Helligkeit von 5,649828 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,22 mag auf.
Es gibt Vermutungen, dass es sich bei Zeta2 Lyrae ebenfalls um ein sehr enges Doppelsternsystem handeln könnte. Aber bisher fehlt noch der endgültige Nachweis.
6.3 UCAC4 639-059765 (WDS J18448+3736B)
UCAC4 639-059765 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in ca. 5.213 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von +/-184 Lichtjahren. Er besitzt den ca. 1,44-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.860 Kelvin und er strahlt mit der ca. 2.21-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC4 639-059765 weist eine visuelle Helligkeit von 15,021272 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,00 mag auf.
6.4 UCAC4 639-059751 (WDS J18448+3736C)
UCAC4 639-059751 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse K oder G in ca. 1.746 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von +/-15 Lichtjahren. Er besitzt ca. 83% des Sonnenradius.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.932 Kelvin und er strahlt mit ca. 36,7% der Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC4 639-059751 weist eine visuelle Helligkeit von 14,559465 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,92 mag auf.
6.5 UCAC4 639-059745 (WDS J18448+3736E)
UCAC4 639-059745 ist wahrscheinlich Stern der Spektralklasse G in ca. 11.260 Lichtjahren Entfernung mit einer Abweichung von +/-393 Lichtjahren. Er besitzt den ca. 10,23-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.086 Kelvin und er strahlt mit der ca. 63,1-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Damit könnte er ein gelber Riesenstern sein.
Gelbe Riesensterne sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G sowie ehemalige Hauptreihensterne. Die bekannten Gelben Riesensterne weisen eine Masse von mindestens dem dreifachen unserer Sonne auf. Die Größten von ihnen können die hundertfache Masse unserer Sonne besitzen.
Ihren Namen erwarben die Gelben Riesensterne durch ihr gelb-weiß strahlendes Licht, im bei uns sichtbaren Bereich. Die Gelben Riesen sind etwas kühler als die Blauen Riesen. Die verschiedenen Fusionsvorgänge finden bei ihnen im Regelfall innerhalb einiger zehn Millionen Jahren statt. Unsere Sonne wird dafür rund 13 Mrd. Jahre benötigen.
Die Gelben Riesen befinden im Regelfall sehr weit fortgeschritten in der Sternenentwicklung. Sie stehen in astronomischen Zeiträumen gemessen kurz vor der nächsten Stufe und werden dann zu einem Roten Riesen.
Bei vielen von ihnen handelt es sich um weiterentwickelte ehemalige Blaue Riesensterne oder Hauptreihensterne.
UCAC4 639-059745 weist eine visuelle Helligkeit von 15,241510 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,55 mag auf.
wird fortgesetzt ....
