1. Regulus (α - Alpha Leonis, 32 Leonis, HD 87901 + HD 87884)
Regulus besteht aus einem Vierfach-Sternensystem in ca. 79,3 Lichtjahren Entfernung. Die vier Sterne befinden sich in zwei Doppelsternsystemen.
Dabei wird das Doppelsternsystem Alpha A in ca. 4.205 AE von dem Doppelsternsystem Alpha BC mit einer Umlaufzeit von ca. 125.000 Jahren umrundet. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Die beiden Sterne Alpha B und C sind ca. 97 AE Lichtjahre voneinander entfernt und umkreisen einander alle 880 Jahre.
Im sehr engen Doppelstern-System Alpha A wird der Stern Alpha Aa in einer Entfernung von ca. 0,35 AE von Alpha Ab mit einer Umlaufzeit von ca. 40,11 Tagen umrundet. Alpha Ab wurde erst 2008 spektroskopisch nachgewiesen. Visuell konnte er bisher noch nicht beobachtet werden.
In einer Sichtlinie zum Sternensystem Regulus steht noch der Stern Alpha D. Bisher ist noch nicht geklärt, ob Alpha D zum Sternensystem Regulus gehört oder nur visuell in einer Sichtlinie zu dem System steht.
Das Sternensystem Regulus entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,9 km/s.
Alpha Aa ist ein blau-weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse B7V.
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 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.
Alpha Aa wird in der Spektralklasse B (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse B am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurden die Spektralklasse B auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe B steht damit für weiß-blau leuchtende Sterne.
Die Zahl 7 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne während die Zahl 10 für die etwas kühleren Sterne der Spektralklasse stehen.
Sterne der Spektralklasse werden einem Temperaturbereich von 9.900 bis 28.000 Kelvin zugeordnet. Alpha Aa wird mit der Zahl 7 Buchstaben als ein weniger heißer Stern seiner Spektralklasse eingestuft.
Die Oberflächen-Temperatur von Alpha Aa beträgt ca. 12.460 Kelvin und er strahlt mit der ca. 288-fache Leuchtkraft unserer Sonne. 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.
Alpha Aa 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.
Als Hauptreihensterne fusionieren Regulus Aa und unsere Sonne noch Wasserstoff zu Helium. Fusionieren bedeutet, sie verbrennen ihren Wasserstoff und als Endprodukt entsteht dabei Helium. Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Im ersten Schritt fusionieren zwei Protonen 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 der Wasserstoff zu Helium umgewandelt 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 den Stern. 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 entsteht aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Umwandlung wurde dabei 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.
Alpha Aa besitzt die ca. 3,8–fache Masse und den ca. 3,1-fachen Radius unsere Sonne.
Es wird angenommen, dass bei Regulus Aa der Wasserstoffvorrat bald aufgebraucht ist. Dann beginnt die Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Sterne der Spektralklasse B sind extrem heiß und fusionieren ihren Vorrat an Wasserstoff sehr viel schneller als unsere Sonne. Daher erreichen viele nur ein Alter von ca. 100 Mio. Jahre.
Sie sind zwar selten, aufgrund ihrer Leuchtkraft werden aber ein Drittel der hellsten Sterne am Nachthimmel der Spektralklasse B zugerechnet.
Alpha Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,40 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. – 26,74 mag.
Die absolute Helligkeit von Alpha Aa beträgt ca. - 0,57 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von nur 4,84 mag. 32,6 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Alpha Aa zeigt eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 347 km/Sekunde und benötigt ca. 15,9 Stunden für eine Umdrehung. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt für einen Umlauf ca. 25 Tage.
Durch die hohe Drehgeschwindigkeit sind die Pole von Alpha Aa gegenüber dem Äquator abgeplattet und daher näher am heißen Sterneninneren. Aus diesem Grund betragen die Oberflächen-Temperaturen bei Alpha Aa an den Polen ca. 15.400 Kelvin und etwa 10.200 Kelvin am Äquator.
Wenn Alpha Aa eine 15% höhere Rotationsgeschwindigkeit hätte würde seine Gravitationskraft nicht mehr ausreichen und der Stern würde auseinanderbrechen.
Der Begleiter Alpha Ab kann nur spektroskopisch nachgewiesen werden, da er zu nahe an Alpha Aa ist.
Bei Alpha Ab handelt es sich um einen Weißen Zwerg, der ca. 30% der Masse der Sonne besitzt.
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, bei dem keine Kernfusion mehr stattfindet. Er ist das Endstadium eines Sterns, der eine zu geringe Masse besaß um als Supernova-Ausbruch zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch zu enden.
Weiße Zwerge befanden sich am Ende ihres Sternenlebens unterhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (benannt nach dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar) mit einer Restmasse von weniger als 1,44 Sonnenmassen.
Im Regelfall bestehen Weiße Zwerge aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte. Diese wird von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre umhüllt.
Ein Weißer Zwerg, der die Masse unserer Sonne besitzt, weist nur die Größe des ein- bis zweifachen unserer Erde auf. Sie können eine Oberflächen-Temperatur von mehr als 50.000 Kelvin besitzen. Aufgrund ihrer geringen Größe sind sie jedoch sehr leuchtschwach.
Bei Regulus Ab wird angenommen, dass er vor langer Zeit ein Riesenstern war, der fast seine gesamte Masse an Regulus Aa verloren hat. Da er noch nicht visuell beobachtet wurde, gibt es über Regulus Ab keine weiteren Angaben.
Alpha B ist ein gelb leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse K2V. Sterne der Spektralklasse K gehören zu den kühleren Sternen. Alpha B zeigt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.770 Kelvin. Dank ihres geringen Energieverbrauchs können K-Hauptreihen-Sterne, mit über 50 Milliarden Jahre, sehr alt werden.
Sterne der Spektralklasse K kommen zwar sehr häufig vor, sie sind jedoch sehr schwer zu beobachten, weil ihre (absolute und) scheinbare Helligkeit infolge des geringen Brennstoffverbrauchs klein ist. Alpha B weist hat eine visuelle Helligkeit von ca. 8,13 mag auf und strahlt mit ca. 31% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Er besitzt ca. 80% der Masse und etwa 50% der Größe unserer Sonne.
Alpha C ist ein Roter Zwerg 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.
Alpha C hat eine visuelle Helligkeit von 13,5 mag. und ca. 0,31% der Leuchtkraft unserer der Sonne.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse, wäre Alpha C ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Alpha C besitzt ca. die 20% der Masse unserer Masse der Sonne. Er ist damit nur mit Großteleskopen beobachtbar.
Aufgrund der geringen Masse laufen die Fusions-Prozesse bei den Roten Zwergsternen wesentlich langsamer ab.
Bei den Roten Zwergen findet keine Energieabgabe durch Strahlung statt. Das gesamte heiße Plasma steigt vom Sterneninneren nach oben, kühlt dort ab und sinkt wieder nach unten.
Aufgrund der Lichtundurchlässigkeit des dichten Sterneninneren erreichen die durch die Kernfusion entstandene Photonen nicht die Oberfläche. Stattdessen wird die gesamte entstandene Energie durch Konvektion vom Kern zur Oberfläche weitergeleitet wird.
Das entstandene Helium befindet sich daher nicht im Kern. Das bedeutet als Folge davon, die Roten Zwerge können so mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie mit der Kern-Heliumfusion beginnen.
Alle diese einzelnen Teile sorgen dafür, daß Rote Zwergsterne mehrere 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren für die Kernwasserstoff-Fusion benötigen.
Da das Alter des Universums auf rund 13,5 Mrd. geschätzt wird hat bis heute noch kein Roter Zwerg die Hauptreihen-Phase verlassen.
Die Roten Zwerge besitzen eine Oberflächen-Temperatur, die zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin liegt.
In einer Sichtlinie steht noch Alpha D mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12 mag. Es wird aber angenommen, dass der Stern in keiner Verbindung mit dem Sternensystem steht.
2. Chertan (θ – Theta Leonis, 70 Leonis, HD 97633)
Chertan ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A2V in ca. 165 Lichtjahren Entfernung. Chertan ist am Ende der Fusion von Wasserstoff zu Helium angelangt.
Chertan wird als sogenannter „Am-Stern“ eingestuft.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümliche 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 Chertan sind die leichteren Elemente Kalzium und Scandium geringer vorhanden als bei einem Stern der Spektralklasse A üblich. Dafür ist der Eisenanteil ca. 20% größer als normal. Die Metalle Strontium und Barium wurden sogar in 5 bis 8-facher Konzentration 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.
Chertan dreht sich für einen Stern seiner Spektralklasse mit einer nur geringen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 23 km/s und einer Rotationsdauer zwischen 8 und 9 Tagen.
Bei Chertan wurde ein Begleiter bisher noch nicht nachgewiesen.
Als Stern der Spektralklasse A fusioniert Chertan seinen Wasserstoff sehr viel schneller als unsere Sonne. Dadurch sind diese Sterne heißer und heller. Die Oberflächen-Temperatur von Chertan beträgt ca. 9.350 Kelvin und er strahlt mit der ca. 141-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er besitzt die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 4,3-fachen Radius unserer Sonne.
Chertan weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,324 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,19 mag auf.
Sein Alter wird auf ca. 550 Mio. Jahre geschätzt. Chertan entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,6 km/s.
3. Denebola (β – Beta Leonis, 94 Leonis, HD 102647)
Denebola ist ein weiß-blau leuchtender Stern der Spektralklasse A3Va in ca. 35,88 Lichtjahren Entfernung.
Er befindet sich als Hauptreihenstern noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Wie Chertan ist Denebola ein Stern der Spektralklasse A. Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß-blau leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Bei diesen Sternen erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Aufgrund der hohen Temperaturen zeigen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden. Die Oberflächen-Temperatur von Denebola beträgt ca. 8.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 15-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er besitzt die ca. 1,75-fache Masse und den 1,73-fachen Radius unserer Sonne.
Denebola ist ein sogenannter „Delta Scuti Stern“.
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.
Bei Denebola wurden Veränderungen der Helligkeit von ca. 0,025 mag gemessen, die etwa 10 Mal am Tag auftreten.
Die Quelle der Pulsationen0 ist zum größten Teil der sogenannte 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 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 Sterneninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Bei Denebola wurde auch ein hoher Überschuss an infraroter Strahlung nachgewiesen, was auf eine Staub- und Materialscheibe hinweist. Diese befindet sich in einer Umlaufbahn von ca. 39 AE. Es wird vermutet, dass Denebola noch einen sehr engen Begleiter hat.
Denebola wird der „Argus Association“ zugeordnet.
Die Argusgruppe ist ein noch relativ junger Bewegungshaufen in der Nähe unseres Sonnensystems. Viele der Mitglieder des Bewegungshaufen werden auch dem offenen Sternhaufen IC 2391 zugerechnet.
Die normal hohe Rotationsgeschwindigkeit für einen Stern seiner Spektralklasse von ca. 128 km/s sorgt dafür, dass die Pole etwas abgeplattet sind.
Sein Alter wird auf weniger als 400 Mio. Jahre geschätzt.
Denebola kommt mit einer radialen Geschwindigkeit von ca. 0,2 km/s auf uns zu.
4. Zosma (δ - Delta Leonis, 68 Leonis, HD 97603)
Zosma ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A4V in einer Entfernung von ca. 58,4 Lichtjahren. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Zosma besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 2,14-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.296 Kelvin und er strahlt mit der ca. 15,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Zosma weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,56 mag und eine absolute Helligkeit ca. 1,29 mag auf.
Er dreht sich mit einer sehr hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 280 km/s am Äquator. Dadurch hat der Stern abgeplattete Pole. Der Radius der Pole beträgt nur 84% des Äquator-Radius.
Zosma ist vor ca. 500 Mio. Jahren in der Ursa-Major-Gruppe (im großen Wagen) entstanden ist. Die Ursa-Major-Gruppe ist eine sogenannter Bewegungshaufen, der seinen Ursprung im Sternbild der Großen Bärin hat.
Ein Bewegungshaufen ist eine lockere Ansammlung von Sternen, die eine gemeinsame Bewegungsrichtung besitzen. Daher sind die Sterne auch nicht so eng beieinander wie bei den Sternhaufen üblich. Die Ausdehnung des Bewegungshaufen der Ursa-Major-Gruppe wird auf ca. 30 Lichtjahre geschätzt.
Zosma kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,9 km/s auf uns zu.
5. Algieba (γ - Gamma Leonis, 41 Leonis, HD 89484 und HD 89485)
Algieba ist ein Doppelsternsystem in ca. 126 Lichtjahren Entfernung. Die Umlaufbahn der beiden Riesensterne Gamma A und Gamma B verläuft nicht als Kreis, sondern folgt einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität von 0,845. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 23 und 313 AE voneinander entfernt. Die Umlaufdauer beträgt ca. 510 Jahre.
Vermutlich besitzt Gamma A noch ein Planeten-System. Sofern die gemessenen Daten stimmen umrundet Planet Gamma Leonis b den Stern in einer Entfernung von ca. 1,19 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 429 Tagen. Er soll etwa die 8,8-fache Masse von Jupiter aufweisen. Der Planet befindet sich aber nicht in einer habitablen (für uns lebensfreundlichen) Zone.
Während der Planet b als inzwischen bestätigt gilt, sind bei Planet c die Untersuchungen noch nicht dahingehend abgeschlossen, ob es sich um einen Planeten oder Sonstiges handelt.
Nach den bisherigen Annahmen hält sich Gamma Leonis c um den Stern Gamma A in einer Umlaufbahn von ca. 2,6 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 1.340 Tagen auf. Seine Masse wird auf das 2,1-fach von Jupiter geschätzt.
Das Sternensystem Algieba entfernt sich von uns mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 36 km/s.
Gamma A ist ein orange-rot leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K1-IIIbCN-0,5.
Er hat in seinem Inneren die Fusion von Wasserstoff zu Helium schon vor einiger Zeit beendet und ist zur Zeit dabei Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff zu fusionieren. Damit ist er schon einen Schritt weiter als unsere Sonne.
Bei der Kern-Heliumfusion 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.
Am Ende der Kern-Wasserstofffusion war die Dichte im Kern so hoch, dass dieser entartete. Entartung bedeutet, dass sich die Dichte der Materie im Kern des Sterns nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist.
Sobald die Kerntemperatur während der Helium-Fusion genügend hoch ist, wird die „Entartung“ wieder aufgehoben. Das Ende der Entartung bedeutet, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist. Dadurch kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns und der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Gamma A besitzt die ca. 1,23-fache Masse und den ca. 31,88-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche zeigt er eine höhere Leuchtkraft. Gamma A strahlt mit der ca. 320-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Als Stern der Spektralklasse K ist die Oberflächen-Temperatur jedoch niedriger als bei unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.470 Kelvin.
Gamma A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,37 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -0,27 mag auf.
Die Spektralklasse K1-IIIbCN-0,5 besagt, dass Gamma A ein sogenannter „CN-Riesenstern“ ist.
Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K. Sie weisen eine geringere Leuchtkraft auf, als bei Riesensternen sonst üblich. Die CN-Sterne zeigen einen höheren Anteil an Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N) in ihrer Atmosphäre. Daher werden sie auch gerne als „Stickstoffsterne“ bezeichnet
Die CN-Sterne sind eine Untergruppe der sogenannten „Super-Metal-Rich-Stars“ (SMR-Stars). Die SMR-Stars sind Riesenstern, bei denen in der Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde als in der Sternen der Hyaden, einem offenen Sternhaufen im Sternbild Stier.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil der Metalle und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet. CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne im offenen Sternhaufen der Hyaden gerne als leichte CN-Sterne bezeichnet werden, da sie nur einen CN-Gehalt enthalten, der um 50% höher ist als bei unserer Sonne (CN0.5).
Auch Gamma A Leonis ist ein leichter CN-Stern. Zudem wurde bei ihm ein Eisengehalt gemessen, der um ca. 2/3 geringer als bei unserer Sonne ist.
Gamma B ist ein gelber Riesenstern der Spektralklasse G7IIICN-1. Auch befindet sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Bei Gamma B wurde ein 50% geringerer Anteil an CN gemessen als bei unserer Sonne (CN-1). Sein Spektrum zeigt auch einen geringeren Eisenanteil als bei unserer Sonne.
Er besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne.
Gamma B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,64 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,98 mag auf Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.980 Kelvin und er strahlt mit der ca. 40-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Alter von Gamma A und Gamma B wird auf ca. 2 Mrd. Jahren geschätzt.
In der Sichtlinie zu Algieba wurden noch zwei weitere Sterne entdeckt. Es wird aber bisher davon ausgegangen, dass sie mit dem Doppelsternsystem nicht in Verbindung stehen.
6. η – Eta Leonis (30 Leonis, HD 87737)
Eta Leonis ist eventuell ein Doppelsternsystem in ca. 1.300 Lichtjahren Entfernung.
Eta Leonis zeigt regelmäßige Helligkeitsveränderungen, die dafür sprechen, dass Eta Leonis eventuell ein Doppelsternsystem sein kann.
Da hier noch keine Bestätigung vorliegt, wird Eta Leonis bisher noch als ein weiß leuchtender Überriese der Spektralklasse A0Ib.
Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachhimmel.
Im sogenannten MK-System (benannt nach seinen Urhebern William Wilson Morgan und Philip C. Keenan vom Yerkes-Observatorium) werden die Riesensterne folgenden Leuchtkraftklassen zugeordnet:
Ib steht für die Überriesen,
Ia steht für leuchtende Überriesen und
0 oder Ia stehen für die Hyperriesen.
Ihre absolute Helligkeit liegt im Bereich zwischen -3 und –8 mag. Je nachdem in welchem Entwicklungsstadium der Stern sich befindet, beträgt die Oberflächen-Temperatur zwischen 3.400 Kelvin (bei sterbenden Sternen) und mehr als 20.000 Kelvin bei Sternen, die erst am Anfang ihres Sternenlebens stehen.
Eta Leonis A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,486 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 5,54 mag auf.
Als Stern der Spektralklasse A ist er ein sehr heißer Stern, bei dem die Fusionsprozesse wesentlich schneller durchlaufen werden, als bei unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 9.600 Kelvin und er strahlt mit der ca. 19.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das ist auch der Grund, warum wir ihn aus der Entfernung von ca. 1.300 Lichtjahren noch am Nachthimmel sehen können.
Aufgrund ihrer Größe besitzen die Überriesen meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente in der Atmosphäre.
Die Überriesen werden über ihre Entwicklungsgeschichte definiert.
Sterne, die mit mehr als 8 - 10 Sonnenmassen mit der Kern-Wasserstofffusion beginnen, fusionieren nach der Kern-Heliumfusion weitere schwerere Elemente, bis sie einen Eisenkern entwickeln. An diesem Punkt kollabiert der Kern und wird zu einer Supernova vom Typ 2. Sobald diese massereichen Sterne die Hauptreihenphase verlassen, blähen sich ihre Atmosphären auf und sie werden als Überriesen bezeichnet.
Sterne, die bereits am Beginn ihres Sternenlebens unterhalb von 10 Sonnenmasse liegen, bilden niemals einen Eisenkern und werden in ihrer Entwicklung nicht zu Überriesen, obwohl sie die tausendfache Helligkeit der Sonne erreichen können.
Eta Leonis besitzt die ca. 10-fache Masse und den ca. 47-fachen Radius unserer Sonne.
Eta Leonis dürfte wahrscheinlich die Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff bereits beendet haben.
In seinem Zentrum befindet sich nun ein entartet, 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 von Eta Leonis ist von einer helium-brennenden Schale umgeben, der sich an die äußere wasserstoff-brennende 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.
Nun ist der Stern ein „Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.
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).
Bei Eta Leonis wurde ein Mangel an Kohlenstoff, ein Überschuss an Stickstoff und ein normaler Wert an Sauerstoff gemessen. In seiner Atmosphäre konnten noch weitere Elemente nachgewiesen werden.
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 Sternwinde 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.
Eta Leonis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2 km/s.
Wenn Eta Leonis ein Doppelsternsystem wäre, hätten die beiden Sterne die ca. 7- und 5-fache Masse unserer Sonne. Es wird davon ausgegangen, dass sie beide Sterne dann Sterne der Spektralklasse A wären.
Aufgrund der Entfernung von 1.300 Lichtjahren kann über die Abmessungen eins nur spekuliert werden. Anhand von Berechnungen wären beide Sterne ca. 40 AE voneinander entfernt und würden für einen Umlauf ca. 65 Jahre benötigen.
Erst zukünftige Forschungen mit verbesserten Messgeräten können darüber Aufklärung bringen.
Eta Leonis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1,02 km/s.
7. Adhafera (ζ – Zeta Leonis, 36 Leonis, HD 89025)
Adhafera ist ein gelb-weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse F0III in einer Entfernung von ca. 274 Lichtjahren.
Ein Riesenstern der Spektralklasse F ist eine Seltenheit, da sich bei ihnen sehr schnell die einzelnen Sternenstufen vollziehen, was aber noch immer Millionen Jahre dauert.
Vor rund einer Million Jahre war Adhafera wahrscheinlich noch ein kleiner weiß-leuchtender Zwergstern der Klasse A oder B und befand sich noch mitten in der Kern-Wasserstofffusion zu Helium fusioniert. Jetzt ist Adhalfera bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
In dieser Zeit bis heute wurde er ein Riesenstern und in einer Million Jahre ist er dann ein orangener Riesenstern der Spektralklasse K. Von hier dauert es nochmals rund 100 Millionen Jahren und Adhafera wird zu einem Roten Riesenstern.
Adhafera besitzt die ca. 3-fache Masse und den ca. 6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.792 Kelvin und er strahlt mit der ca. 85-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Adhalfera weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,43 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,19 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 72,4 km/s und einer Umlaufdauer von ca. 3 Tagen.
Optisch im Vordergrund ist der Stern 35 Leo zu sehen. Jedoch ist dieser nur ca. 100 Lichtjahr von uns entfernt und hat damit keine Bindung zu Adhafera. Aufgrund seiner relativen Nähe wird er aber genauer untersucht.
8. Rasalas (μ - Mu Leonis, 24 Leonis, HD 85503)
Rasalas ist ein Riesenstern der Spektralklasse K2IIIb CN1Ca1 in ca. 124,1 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich am Beginn der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Rasalas ist ebenfalls ein CN-Riesenstern. Sein Eisengehalt wird auf bis zu 70% höher als bei unserer Sonne geschätzt. Er zeigt in seiner Athomsphäre zudem einen höheren Anteil von Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N). Auch der Kalziumgehalt (Ca) ist über dem, was für einen Stern seiner Spektralklasse normalerweise üblich ist. Um wieviel die Werte von dem unserer Sonne abweichen ist aber bisher noch nicht endgültig geklärt.
Rasalas besitzt die ca. 1,5-fache Masse und den ca. 14-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.436 Kelvin und er strahlt mit der ca. 63-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Rasalas weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,88 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,83 mag auf.
In einer Umlaufbahn von ca. 1,1 AE und einer Umlaufdauer von ca. 358 Tagen umrundet ein Planet Rasalas. Der Planet Mu b besitzt die ca. 2,4-fache Masse des Jupiters. Er liegt jedoch in einer nicht habitablen (nicht lebensfreundlichen) Zone.
Es wird davon ausgegangen, dass Rasalas noch größer wird und der Planet dies nicht überleben wird.
9. Algenubi (ε - Epsilon Leonis, 17 Leonis, HD 84441)
Algenubi ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G1II in ca. 247 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoff.
Algenubi gilt als ein seltener Stern, der astronomisch gesehen, sehr schnell von einem Hauptreihenstern zu einem Roten Riese wird. Er hat zwar erst ein Alter von ca. 162 Mio. Jahre erreicht, aber es wird angenommen, dass er ein ehemaliger Stern der Spektralklasse B war. Diese Sterne fusionieren ihren Wasserstoff sehr schnell und haben daher meist nur eine sehr kurze Lebenszeit.
Im Rahmen der Helium-Fusion hat sich der Stern noch mehr ausdehnt und seinen Umfang vergrößert. Algenubi hat zur Zeit die ca. 4,01-fache Masse und den ca. 21-fachen Radius unserer Sonne. Er hat die ca. 288-fache Leuchtkraft unserer Sonne und seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.248 Kelvin. Seine Rotationsgeschwindigkeit wird auf ca. 8,1 km/s geschätzt.
Algenubi hat eine visuelle Helligkeit von ca. 2,98 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,49 mag.
Durch die Heftigkeit der Ausdehnung von Algenubi werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können. Aufgrund des Verlustes von Gas und Staub, die den Stern einhüllen, verringert sich die visuelle Helligkeit von Algenubi um ca. 0,03 mag.
Algenubi entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,86 mag von uns.
