S t e r n e n f a b r i k
W a l d a c h t a l



Das Sternbild Nördliche Krone


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1. Gemma (α Alpha Coronae Borealis, 5 Corona Borealis, HD 139006)

Alpha Coronae Borealis ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von rund 75 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,5 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.

Alpha Coronae Borealis wird als ein sogenanntes “Eclipsing Binary“ bezeichnet. Dabei handelt es sich um bedeckungsveränderliche Sterne, die auch “Algol-Sterne“ genannt werden.

Algol (Beta Persei) ist der Namensgeber der „Algol-Sterne“. Algol-Sterne sind im Regelfall Doppelsternsysteme, bei denen die beiden Sterne regelmäßig so in einer 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.

Alpha A und Alpha B haben eine Umlaufzeit von 17,35946 Tagen. In diesem Zeitraum finden 2 Bedeckungen statt, wenn der eine Stern vor dem anderen Stern, in einer Sichtlinie zu uns, vorbeizieht.

Die Helligkeitsveränderungen bei den Algol-Sternen kann dabei mehrere Magnituden (mag) betragen.

Die Variabilität durch die Bedeckung der beiden Sterne beträgt max. 0,11 mag und ist daher bei uns mit dem Auge nicht erkennbar.

Neben der Helligkeitsveränderung durch Bedeckung kann es auch noch zu einer Übertragung von Masse von einem Stern auf den anderen geben, wenn die beiden Sterne sehr nahe beieinander stehen. Auch dadurch kann es zu Helligkeitsveränderungen kommen.

Das Doppelsternsystem Gemma weist eine visuelle Helligkeit in einem Bereich zwischen 2,21 und 2,32 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 6,0 mag 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 des Doppelsternsystems beträgt ca. 0,16 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von rund 4,84 mag. 32,6 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.

Alpha A und Alpha B umkreisen einander alle 17,36 Tage. Die Umlaufbahn folgt dabei nicht einem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,37.

Dabei sind die beiden Sterne zwischen 0,27 und 0,13 AE voneinander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.

Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1,7 km/s.

Alpha A ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A0V.

Spektralklassen werden dazu verwendet, um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu den Eigenschaften des Sterns getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.

Die Einteilung der Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.

Alpha A wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet.

Sterne der Spektralklasse A stehen für 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 Oberflächen-Temperatur von Alpha A beträgt ca. 9.700 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).

Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die wärmsten Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse.

Alpha A wird mit den Zahl 0 als ein sehr heißer Stern der Spektralklasse A eingestuft.

Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.

Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.

Alpha A wird als ein Hauptreihenstern der Leuchtkraftklasse V eingestuft.

Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V (Zwergstern) und damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern in unserem Teil der Galaxis mit einem Alter von ca. 4,5 Mrd. Jahren und einer voraussichtlichen Lebensdauer von nochmals rund 8 Mrd. Jahren.

Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Stern, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt. Unsere Sonne befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.

Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.

Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen.

Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.

Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.

Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen.

Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.

Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.

Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.

Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Fusionen wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.

Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.

Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.

Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.

Während bei den Sterne der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umwandeln wird, erfolgt dies bei den Sternen der Spektralklassen Klassen F und G (unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V) im Rahmen der vier Schritte durch die sogenannte „Proton-Proton-Reaktion“.

Alpha A besitzt etwa die 2,58-fache Masse und einen Radius, der im Bereich des 2,89 bis 3,04-fachen unserer Sonne liegt.

Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 138 km/s und etwas weniger als einem Tag. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt rund 25 Tage für eine Drehung.

Alpha B ist ein ebenfalls ein Hauptreihenstern, jedoch der Spektralklasse G5V, der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet. Er besitzt etwa 92% der Masse, rund 90% des Radius und ca. 81% der Helligkeit unserer Sonne.

Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 5.800 Kelvin.

Alpha B dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit im Bereich von 5 bis 10 km. Dadurch beträgt seine Rotationsdauer 7 bis 14 Tage.

Da Alpha A und Alpha B so nahe beieinanderstehen dürfte sich Alpha B wahrscheinlich in einer Scheibe aus Staub aufhalten.

In einer Entfernung von rund 50 AE wird das Doppelsternsystem von einer Trümmerscheibe umrundet.

Die Trümmerscheiben bestehen im Regelfall aus Staub und kleinerem Material. Aus diesen Scheiben kommt zusätzliche Infrarotstrahlung. Sie ist das Ergebnis von thermischer Strahlung, die von den Staubteilchen abgeben wird.

Die Staubteilchen werden wiederum von der elektromagnetischen Strahlung des Sterns erwärmt.

Die Trümmerscheiben besitzen meist eine Dicke von weniger als 0,1 AE. Sie können jedoch einen Durchmesser von bis 120 AE erreichen.

Die gefundenen Mineralien der Trümmerscheiben entsprechen den Kometen unseres äußeren Sonnensystems.

Die „warmen“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von einigen AE. Ihre Temperatur liegt zwischen 100 bis 150 Kelvin.

Die „kalten“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von 30 bis zu weit mehr als 200 AE. Sie zeigen zum Teil eine Temperatur im Bereich von 20 Kelvin. Das ist der Temperaturbereich des Staubs im Kuipergürtel.

Bei den kalten Trümmerscheiben gibt es keinen Zusammenhang mit den Spektraltyp des Stern, seines Alters oder seiner Metallizität.

Die Temperatur der Trümmerscheiben ist auch abhängig von der Leuchtkraft des Sterns um den sie kreisen.

Für Sterne ähnlich unserer Sonne oder ältere Sterne kann die Staub-Temperatur im Bereich von 30–50 Kelvin liegen, während sie bei den leuchtkräftigsten Sternen der Spektralklasse A sich auf 60–100 Kelvin erhöhen.

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2. Nusakan (β – Coronae Borealis, 3 Coronae Borealis, HD 137909)

Nusakan ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 116,8 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,06 Lichtjahren.

Die Umlaufbahn der beiden Sternen folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,524. Die beiden Sterne sind rund 10 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von etwa 10,5 Jahren.

Das Sternensystem bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 26,9 km/s auf uns zu. Sein Alter wird auf ca. 530 Mio. Jahre geschätzt.

Beta A ist ein sogenannter “Alpha2 Canum Venaticorum Variable“ (α2 CVn Variable) der Spektralklasse A9VpSrCrEu.

α2 CVn Variable sind chemisch andersartige Hauptreihensterne.

Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien. Die Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise 0,01 bis 0,1 mag in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.

Beta A weist eine visuelle Helligkeit von 3,604429 mag auf, die 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 beträgt ca. 0,834 mag.

Die Helligkeit verändert sich um 0,07 mag in einem Zeitraum von 16,2 Minuten. Beta A wird als ein sogenannter “Rapidly Oscillating Ap Star“ eingestuft, ein „schnell oszillierender Ap-Stern“ (RoAP-Stern).

Die RoAP-Stars und die α2 Canum Venaticorum-Variablen sind relativ ähnlich. Daher handelt es sich bei den RoAP-Stars auch oftmals um α2 CVn Variable. Die magnetisch-chemischen Sterne werden auch vielfach den Delta-Scuti-Sternen zugeordnet.

Im Gegensatz zu den meisten α2 CVn Variable drehen sich die RoAP-Sterne mit einer höheren Rotationsgeschwindigkeit von zum Teil weniger als eine Stunde.

Zur Zeit sind 70 RoAP-Sterne bekannt. Diese sind eine Unterklasse der Ap-Sterne mit Helligkeitsveränderungen, die im Bereich zwischen 5 und 23 Minuten liegen.

Die RoAp-Sterne (peciluar (p, anderartig) star der Spektralklasse A) zeigen in ihren Spektren erhöht Seltene Elemente wie Sr, Cr und Eu.

Der Grund der erhöhten Werte liegt in einem stabilen Magnetfeld mit Größenordnungen von einigen bis mehreren zehn kG (10 KiloGauß = 10.000 Gauß). Dieses stabile Magnetfeld ermöglicht die Bildung von Sonnenflecken, die sich an den Magnetpolen der RoAp-Sterne konzentrieren.

Die Erde besitzt eine Magnetfeldstärke von 0,5 G, die Sonne von rund 50 G.

Bei RoAp-Sternen garantiert das starke Magnetfeld, dass ein Teil der Wellenenergie in jedem Pulsationszyklus im Inneren des Sterns gehalten wird, und zwar für beliebig große Frequenzen.

Die magnetische Achse und die Pulsationsachse von RoAp-Sternen sind eng zueinander ausgerichtet. Sie stehen aber geneigt zur Rotationssachse des Sterns.

Die variablen Spektrallinien werden der unterschiedlichen Verteilung der Metalle in der Atmosphäre der α2 CVn Variable zugeschrieben. Dadurch wird die Oberflächen-Helligkeit der Sterne an unterschiedlichen Stellen heller oder dunkler.

Die Metalle Si, Mn, Cr, Sr und Eu kommen bei den α2 CVn Variable in sehr viel höherer Konzentration vor als in anderen Sternen. Durch diese stärkere Intensität verändert sich die Helligkeit und das führt zu Helligkeitsschwankungen.

Bei Beta A wurden die Elemente Strontium (Sr), Chrom (Cr) und Europhium (Eu) mit stark erhöhten Werten nachgewiesen, während Sauerstoff nur in geringem Maße vorkommt.

Ein weiteres Merkmal der α2 CVn Variablen sind Veränderungen in ihren Magnetfeldern. Dabei wird bisher angenommen, dass die Variabilität verschiedene Ursachen haben kann.

Bei den Magnetfeldern befindet sich Beta A in einem Übergangsbereich zwischen den fossilen und den dynamomagnetischen Feldern.

Bei der „fossile Feldtheorie“ wird davon ausgegangen, dass es sich bei diesen Magnetfeldern um ein Überbleibsel aus jenen Gaswolken handelt, aus denen sich Sterne bilden (die galaktischen Gaswolken, aus denen der Stern geboren wurde).

Die fossilen Magnetfelder können damit mehrere hunderte Millionen Jahre alt sein.

Das Oberflächen-Magnetfeld von Beta A ist sehr komplex.

Bei der magnetischen Topologie von Beta handelt es sich um eine Multipol-Entwicklung (Quadrupol) die aus einem Dipol hervorgeht.

Bei einem magnetischen Dipol gibt es so etwas wie einen Nordpol und einen Südpol. Bei einem Quadrupol gibt es 4 Pole. Diese können dann über dem gesamten Stern verteilt sein. Bei Beta A ist zudem ein Pol stärker ausgeprägt als die anderen drei.

Sterne wie Beta A mit einem fossilen Magnetfeld sind meist lange Zeit sehr stabile Sterne.

Was Beta A für die Forschung noch interessant macht, ist dass er einer der kühlsten Sterne ist, der sich am Übergang von fossilen zu dynamomagnetischen Feldern befindet.

Bei den dynamomagnetischen Feldern wird das Magnetfeld durch Konvektion im Kern erzeugt, ähnlich wie das Magnetfeld der Erde.

Ein weiterer Grund für die Helligkeitsveränderungen der α2 CVn Variable liegen in den Aktivitäten der Sterns. Seine Sonnenflecken, die Protuberanzen und Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie bei unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.

Bei Beta A sind die Magnetfelder in den Sonnenflecken doppelt so stark ausgeprägt wie bei unserer Sonne.

Die chemischen Anomalien der α2 CVn Variable sind auf einige Elemente zurückzuführen, die mehr Licht absorbieren. 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 aufweist. Normalerweise rotieren A-Sterne schnell. Beta A hat eine sehr langsame Rotation von etwa 18,5 Tagen für eine Umdrehung.

Beta A besitzt die ca. 2,09-fache Masse und den rund 2,63-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.980 Kelvin und er strahlt mit der etwa 25-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Verschiedentlich wird vermutet, dass Beta A noch einen Begleiter besitzt. Allerdings sind die bisher vorliegenden Daten noch nicht eindeutig.

Beta B ist ein Stern der Spektralklasse F2V, der sich ebenfalls noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet.

Die Sterne der Spektralklasse F stehen zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Sie stellen praktisch den Übergang zwischen den heißen zu den kühlen Sternen dar.

Anhand dieser Einteilung werden diese Sterne gerne als Durchschnittssterne angesehen.

Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 6.000 bis 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.

Die Oberflächentemperatur von Beta B beträgt ca. 6.750 Kelvin und er strahlt mit der rund 4,5-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt etwa die 1,4 Masse und den ca. 1,56-fachen Radius der Sonne.

Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne und werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.

Während bei den Sterne der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umwandeln wird, erfolgt dies bei den Sternen der Spektralklassen Klassen F und G (unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V) im Rahmen der vier Schritte durch die sogenannte „Proton-Proton-Reaktion“.

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3. γ – Gamma Coronae Borealis (8 Coronae Borealis, HD 140436)

Gamma Coronae Borealis ist ebenfalls ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 133,4 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,35 Lichtjahren.

Die Umlaufbahn von Gamma A und Gamma B folgt nicht einem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,48 und einer Umlaufdauer von etwa 91,2 Jahren.

Dadurch sind die beiden Sterne am nächsten Punkt rund 17 AE und am weitesten entfernten Punkt 49 AE voneinander entfernt. Im Jahr 2024 stehen die beiden Sterne wieder sehr nahe beieinander.

Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 4,015646 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,546 mag auf.

Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,1 km/s auf uns zu. Die beiden Sterne werden als sogenannte „High Proper Motion Stars“ eingestuft.

Die High Proper Motion Star 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.

Gamma A ist ein Stern der Spektralklasse B9V.

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.

Die Oberflächen-Temperatur von Gamma A beträgt ca. 9.550 Kelvin und er strahlt mit der rund 60-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt die ca. 2,50-fache Masse unserer Sonne und dreht sich mit Rotationsgeschwindigkeit von etwa 182 km/s.

Gamma A ist ein sogenannter “Delta-Scuti-Stern“.

Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist. Sie besitzen zwischen 1,5 bis 2,5 Sonnenmassen, die 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.

Gamma A zeigt in rund 43 Minuten eine Helligkeitsveränderung von 0,05 mag. Der Grund für die Variabilität liegt in den Pulsationskräften des Sterns. Die Kraftquelle der Pulsationen 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 erneut die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.

Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.

Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.

Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt.

Wegen der hohen Dichte im Sterneninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben κ (kappa) bezeichnet.

Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert.

Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:

1. Schritt:

Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d. h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.

2. Schritt:

Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.

3. Schritt:

Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.

4. Schritt:

Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem 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.

Was Gamma A als Forschungsobjekt interessant macht ist, das er neben den Merkmalen eines Delta-Scuti-Sterns auch die Merkmale der sogenannten “Slowly Pulsation B-Type-Stars“ (SPB-Star) aufweist.

Die SPB-Stars sind langsam pulsierende B-Sterne.

Sie sind Sterne in der Hauptreihenphase mit der bis zu 9-fachen Masse unsere Sonne. Ihre Helligkeitsveränderung beträgt oftmals weniger als 0,1 mag mit einer Pulsationsperiode von 0,5 bis 5 Tagen.

Bei Gamma wurden Helligkeitsveränderungen mit einer Periode von 0,9 Tagen beobachtet, die der Rotationsdauer des Sterns entspricht, sowie eine weitere Variabilität in einem Zeitraum von 0,45 Tagen entdeckt.

Die Pulsationen der SPB-Stars können dabei auch verschiedene Teile des Sterns betreffen.

Es wird angenommen, dass der Grund für die Pulsationen der SPB-Sterne sowohl in den tieferen inneren Schichten als auch in den äußeren Schichten eines Sterns liegen. Die Sterne stehen wahrscheinlich am Ende der Kern-Wasserstoff-Fusion.

Gamma A besitzt etwa die 2,6-fache Masse und den rund 1,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt etwa 11.000 Kelvin und er strahlt mit der rund 48-fachen Leuchtkraft unsere Sonne.

Gamma B wird als ein Stern der Spektralklasse A3V eingestuft. Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 5,6 mag. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8.800 Kelvin.

Er besitzt die ca. 9-fache Leuchtkraft, den ca. 1,3–fachen Radius und die rund 1,85-fache Masse unserer Sonne.

Anhand der theoretischen Modelle wird davon ausgegangen, dass beide Sterne noch sehr jung sind.

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4. δ - Delta Coronae Borealis (10 Coronae Borealis, HD 141714)

Delta Coronae Borealis ist ein gelber Riesenstern der Spektralklasse G3.5III-IV Fe-1 in einer Entfernung von 167,3 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,73 Lichtjahren.

Gelbe Riesensterne sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G sowie ehemalige Hauptreihensterne. Die bekannten Gelben Riesensterne weisen meistens eine Masse von mindestens dem dreifachen unserer Sonne auf. Die Größten von ihnen können die hundertfache Masse unserer Sonne besitzen.

Delta Coronae Borealis besitzt die ca. 2,4-fache Masse und den rund 7,1-fachen Radius unserer Sonne.

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 sich 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 Riesenstern oder Hauptreihensterne. Delta Coronae Borealis befindet sich wahrscheinlich in der sogenannten „Hertzsprung-Lücke“.

Sie ist nach Ejnar Hertzsprung benannt. Dieser bemerkte das Fehlen von Sternen im Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms zwischen den Spektraltypen A5 und G0 sowie den absoluten Sternenhelligkeiten in den Bereichen +1 mag bis −3 mag für Sterne von rund 1,5 Sonnenmassen.

Es wird davon ausgegangen, dass ein Stern der sich während seiner Entwicklung in der Hertzsprung-Lücke befindet die Kernwasserstoff-Fusion bereits beendet hat, aber noch nicht mit der Wasserstoff-Schalenverbrennung begonnen hat.

In dieser Lebensabschnittsphase befindet sich ein Stern nur sehr kurz (mehrere tausend Jahre) in seiner mehrere Milliarden Jahren Lebensdauer.

Delta Coronae Borealis wird als ein sogenannter “RS Canum-Venaticorum-Stern“ (RS-CVn-Stern) eingestuft. Bei diesen Sternen handelt es sich meistens um eine bestimmte Klasse von sehr engen Doppelsternsystemen.

Delta Coronae Borealis ist einer der wenigen Einzelsterne dieser Klasse. Er zeigt eine Helligkeitsveränderung von 0,12 mag in einem Zeitraum von 59 Tagen, was seiner Rotationsdauer entspricht.

Diese Helligkeitsveränderung wird wahrscheinlich durch die Rotation von Sternenflecken (Sonnenflecken) auf der Oberfläche der Sterne verursacht. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie durch die Beobachtungen von Flares (Strahlungsausbrüche und Sonneneruptionen).

Die Sternenflecken sind kühlere Bereiche auf dem Stern, die durch starke Magnetfelder an der Oberfläche des Sterns entstehen. Dadurch wird die Konvektion (Austausch der einzelnen Schichten) vorübergehend gehemmt.

Delta Coronae Borealis besitzt eine Oberflächen-Temperatur von etwa 5.349 Kelvin und strahlt mit der ca. 37,06-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Er weist eine visuelle Helligkeit von 4,378524 und eine absolute Helligkeit von ca. 0,83 mag auf.

Delta Coronae Borealis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,11 km/s auf uns zu.

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5. η - Eta Coronae Borealis (2 Coronae Borealis, HD137107)

Eta Coronae Borealis ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in rund 58,3 Lichtjahren Entfernung.

Das Doppelsternsystem Eta A und Eta B besteht aus zwei Sternen, die unserer Sonne sehr ähnlich sind. Die Umlaufbahn von Eta A und Eta B folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,277. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 11,1 und 19,79 AE voneinander entfernt.

Im Jahr 2016 waren Eta A und B wieder sehr nahe beieinander. Die Umlaufdauer beträgt etwa 41,63 Jahre.

Eta Coronae Borealis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,4 km/s auf uns zu.

Eta A wird als ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G1V eingestuft, der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet. Er besitzt die ca. 1,46-fache Masse und den rund 1,1-fachen Radius unserer Sonne.

Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 6.037 Kelvin (was ihn eher zu einem Stern der Spektralklasse F macht) und er strahlt mit der ca. 1,1-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Eta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit rund 3 km/s und benötigt für eine Drehung etwa 19 Tage.

Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,557 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,31 mag auf.

Eta B ist ein Stern der Spektralklasse G3V mit einer Oberflächentemperatur von ca. 5.949 Kelvin. Seine Leuchtkraft und seine Größe sind ähnlich unserer Sonne. Eta B dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von rund 3 km/s und benötigt für eine Drehung etwa 16 Tage.

Aufgrund der Ähnlichkeit der Sterne Eta A und Eta B mit unserer Sonne gilt das System als ein aussichtsreicher Kandidat mit Planeten, in einer lebensfreundlichen Zone. Nachgewiesen wurde bis heute noch keiner.

In einer Entfernung von rund 3.600 AE des Doppelsternsystems befindet sich Eta C, ein brauner Zwergstern.

Ein Brauner Zwerg ist eine Zwischenform zwischen einem Stern und einem Planeten.

Ein Stern ist ein Himmelskörper, bei dem durch Fusionsprozesse im Inneren ein Strahlungsdruck erzeugt wird. Dieser Strahlungsdruck drängt zur Oberfläche. Gleichzeitig wirkt gegen den Strahlungsdruck die Gravitationskraft und sorgt dafür, dass der Stern nicht auseinanderfällt.

Das Ergebnis lässt sich bei Eta A und B durch ihre Helligkeit am Nachthimmel sehen.

Eine Brauner Zwerg ist ein Himmelskörper, bei dem aufgrund einer zu geringen Masse keine Kernwasserstoff-Fusion stattfindet, aber er doch eine so große Masse besitzt, dass noch die Deuterium-Fusion stattfinden kann. Die Untergrenze für die Deuterium-Fusion liegt bei dem ca. 13-fachen des Jupiters.

Doch finden in den Braunen Zwergen ungeachtet dessen einige Fusionsprozesse statt. Denn es gibt einige Fusionsreaktionen, die bei niedrigeren Temperaturen als die Wasserstoff-Fusion ablaufen.

Dazu zählen die Lithium- und die Deuterium-Fusion.

Ein Brauner Zwerg ist im Regelfall ein Himmelskörper, der eine Masse zwischen dem 13-fachen und 75-fachen des Jupiters besitzt. Die Masse von Eta C beträgt rund die 63-fache Masse unseres Planeten Jupiters.

Ein Himmelkörper mit einer geringeren Masse als dem 13-fachen des Jupiters nennt man Planeten, sofern sie Begleiter von Sternen sind.

Eta C, ist wahrscheinlich ein Brauner Zwerg vom Spektraltyp L8V. Bei Objekten der Spektralklasse L ist es oft sehr schwer festzustellen, ob es sich um einen Stern oder um einen Braunen Zwerg handelt.

Eta C besitzt ca. 6% der Masse unserer Sonne, das entspricht etwa der 63-fachen Masse unseres Planeten Jupiters, des größten Himmelskörper neben der Sonne in unserem Sonnensystem

Lt. dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nummer WDS-J15232-3017 noch zwei weitere Sterne Eta zu gerechnet.

Der Washington Double Star Catalog (WDS) ist eine astronomische Datenbank mit mehr als 150.000 Sternensystemen von Sternen, die jedoch meist nur visuell sehr nahe beieinanderstehen.

Auch die beiden Sterne C und D stehen nur visuell in der Nähe des Doppelsternsystems.

WDS-J15232-3017C (GSC 02563-00670) ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in einer Entfernung von 2.118 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 16,4 Lichtjahren.

Er besitzt den ca. 1,19-fachen Radius und die rund 1,46-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.285 Kelvin.

GSC 02563-00670 weist eine visuelle Helligkeit von 13,393009 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,33 mag auf.

WDS-J15232-3017D (GSC 02563-00841) ist wahrscheinlich ebenfalls ein Stern der Spektralklasse G in einer Entfernung von 7.784 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / -180 Lichtjahren.

Er besitzt den ca. 9,87-fachen Radius und die rund 55,77-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.021 Kelvin.

GSC 02563-00841 weist eine visuelle Helligkeit von 12,5186 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,63 mag auf.

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6. θ - Theta Coronae Borealis (4 Coronae Borealis, HD 138749)

Theta Coronae Borealis ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 234,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 8,63 Lichtjahren.

Die beiden Sterne Theta A und Theta B sind voneinander ca. 86 AE entfernt mit einer Umlaufzeit von rund 300 Jahren.

Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 5,3488 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,062 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,7 km/s auf uns zu.

Theta A ist ein blau-weißer Stern der Spektralklasse B6Vnne und befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er ist ein sogenannter “Be-Star“.

Be-Stars sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse B in deren Spektrum Emissionen (e) der sogenannten „Balmer-Emissionslinien“ gemessen wurde.

Die Balmer-Emissionslinien sind eine bestimmte Folge von Spektrallinien des Wasserstoffs (H) im sichtbaren elektromagnetischen Spektrum. Die Emissionslinie mit der größten Wellenlänge wird als Hα (H Alpha) bezeichnet. Hβ, Hγ und Hδ sind dann jeweils mit einer kleineren Wellenlänge sichtbar.

Die Emissionslinien zeigen an, dass die Be-Sterne von einer Scheibe oder Hülle aus Staub und Material umgeben sind. Das Material stammt vom Stern selbst, dass dieser durch seine schnelle Rotation an die Umgebung abgibt.

Die Buchstaben nne bedeuten, dass der Stern sehr schnell rotiert (nn) und eine ausgedehnte Hülle besitzt, die sich durch die Emissionslinien bemerkbar macht (e).

Theta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von mind. 393 km/s. Seine Rotationsdauer beträgt rund 10 Stunden (die Daten unserer Sonne hierbei sind: 2km/s Rotationsgeschwindigkeit, 25 Tage Rotationsdauer).

Durch die Rotationsgeschwindigkeit ist der Stern keine Kugel sondern an den Polen abgeflacht. Seine Oberflächen-Temperatur am Äquator wird auf ca. 14.900 Kelvin geschätzt.

Heiße Wirbelstürme aus Gas in Aquatornähe erzeugen Energieabstrahlungen von der Menge eines Sterns der Spektralkasse B.

Theta A hat ein geschätztes Alter von ca. 85 Mio. Jahren. Aufgrund des hohen Energieverbrauchs wird er wohl noch 75 Mio. Jahren im jetzigen Zustand verbleiben, bevor er sich dann zu einem Roten Riesen aufbläht.

Theta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,13 mag auf. Im Jahr 1970 hat sich seine visuelle Helligkeit um ca. 50% verringert.

Es wird angenommen, dass Theta A eine größere Eruption hatte und der dabei entstandene Staub den Stern verdunkelte. Im Augenblick hat sich der Stern wieder beruhigt.

Theta A besitzt den ca. 4-fachen Radius und die ca. 6-fache Masse unserer Sonne.

Theta B ist ein weiß leuchtender Stern der Spektralklasse A2V. Auch er ist noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.

Er besitzt die rund 2,5-fache Masse unserer Sonne und eine visuelle Helligkeit von ca. 6,29 mag.

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7. ε Epsilon Coronae Borealis (13 Cor. Borealis)

Epsilon Coronae Borealis ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 241,74 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,83 Lichtjahren.

Epsilon A und Epsilon B sind etwa 135 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von rund 900 Jahren.

Epsilon A ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K2III während es sich bei Epsilon B um einen Roter Zwergstern der Spektralklasse K3V handelt.

Sterne der Spektralklasse K stehen für die orange-rot 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 wie Epsilon B, mit 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 wie Epsilon A. Sie sind für uns nur aufgrund der stark vergrößerten Oberfläche von meist weit mehr als 10 Sonnenradien zu sehen.

Epsilon A ist ein Riesenstern, der sich schon sehr viel weiter in der Entwicklung als unsere Sonne befindet.

Nach dem Epsilon A seinen Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert hatte begann in der bis dahin inaktiven Wasserstoffhülle die Kernfusion. Auch hier wurde der Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel).

Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wird immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch der Stern immer mehr und schneller verwandelte. Die Atommasse und der Gravitationsdruck nahmen immer stärker zu. Am Ende war die Dichte so hoch, dass der Kern zu einem Weißen Zwerg entartete (nur der Kern).

Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.

Durch die hohe Dichte und Temperatur begann dann bei Epsilon A das Helium-Brennen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet. Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden.

Sobald die Kerntemperatur genügend hoch war, wurde die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wurde und der herrschende Gasdruck wiederum temperaturabhängig ist, kam es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Epsilon A dehnte sich aus und sein Umfang wurde größer.

Epsilon A besitzt die ca. 1,7-fache Masse und den rund 21-fachen Radius unserer Sonne.

Die Spektralklasse K ist dadurch gekennzeichnet, dass sie starke Metalllinien zeigt. 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 und sind daher nicht mehr gut erkennbar, da bei Sternen der Spektralklasse K im Regelfall die Wasserstoff-Fusion beendet ist.

Bei sinkenden Temperaturen verlieren auch die Metalllinien zu Gunsten von Molekülbanden der Moleküle CH, CN und Titanoxid (TiO) an Stärke.

Die Oberflächen-Temperatur von Epsilon A beträgt ca. 4.406 Kelvin und er strahlt mit der ca. 151-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,4 km/s und einer Rotationsdauer von 442,7 Tagen.

Epsilon A weist eine visuelle Helligkeit von 3,756233 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,59 mag auf.

In einer Entfernung 1,3 AE wird Epsilon A von einem Planeten mit der ca. 6,7-fachen Masse des Planeten Jupiters umrundet. Die Umlaufdauer beträgt etwa 418 Tage. Die Umlaufbahn ist bei einer Exzentrizität von 0,11 nicht rund.

Epsilon B ist ein Zwergstern, für den die Spektralklasse K3 angegeben wird, mit einer visuellen Helligkeit von etwa 12,6 mag.

Das Sternensystem Epsilon kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 77,7 km/s auf uns zu. Die beide Sterne werden als High Proper Motion Stars eingestuft.

Laut dem WDS-Katalog wird Epsilon Coronae Borealis unter der WDS-Bezeichnung WDS J15576+2653C noch ein weiterer Stern zugerechnet.

WDS J15576+2653C ist wahrscheinlich ebenfalls ein Zwergstern der Spektralklasse K in einer Entfernung von 401,3 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,61 Lichtjahren.

Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.655 Kelvin, und er strahlt mit etwa 17,1% der Leuchtkraft unserer Sonne. Er besitzt rund 64% des Radius unserer Sonne.

WDS J15576+2653C weist eine visuelle Helligkeit von 12,262095 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,81 mag auf.

Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 42,015 km/s auf uns zu und wird als ein High Proper Motion Star eingestuft.

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Quellen-Angaben:

- Jim B. Kaler, Universitiy of Illinois
- Wikipedia
- Simbad

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