1. Mirfak (α - Alpha Persei, 33 Persei, HD 20902)
Mirfak ist ein weiß-gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse F5Ib in einer Entfernung von 510 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 10 Lichtjahren.
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.
Mirfak wird als ein Stern der Spektralklasse F eingestuft.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Sie stellen praktisch den Übergang von den heißen zu den kühlen Sternen dar.
Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar.
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 Oberflächen-Temperatur von Mirfak beträgt rund 6.350 Kelvin (+ / - 100 Kelvin). Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F wie Mirfak sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne und werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.
Die Zahl 5 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.
Mirfak wird mit den Zahl 5 als ein durchschnittlich heißer Stern der Spektralklasse F eingestuft.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Die Bezeichnung Ib ordnet Mirfak den Riesensternen (Überriesen) zu.
Überriesen sind die massereichsten und leuchtkräftigsten Sterne am Nachthimmel.
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 (wie Mirfak),
Ia steht für leuchtende Überriesen und
0 oder 0-Ia stehen für die Hyperriesen.
Im MK-System werden die Sterne nur aufgrund der Beobachtung ihrer Spektren den Leuchtkraftklassen zugeordnet.
Die absolute Helligkeit der Überriesen 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.
Aufgrund ihrer Größe besitzen sie meist eine geringere Oberflächen-Gravitation (Schwerkraft). Dadurch kommt es in der Atmosphäre bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elementen.
Daneben werden die Überriesen auch 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. Bei jedem Fusionsschritt bis zu Eisen wird Energie erzeugt, die den Stern als Strahlung wieder verlässt.
Ab der Fusion zu Eisen und weiteren schweren Elementen muss zusätzliche Energie zugeführt werden. Damit ist das endgültige Lebensende eines Sterns eingeläutet.
Ab einem gewissen Punkt kollabiert der Kern und wird sehr schnell 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.
Aufgrund ihrer Helligkeit werden Sie im MK-System trotzdem als Überriesen geführt.
Mirfak besitzt die rund 8,5-fache Masse und den ca. 68,3-fachen Radius unserer Sonne.
Unsere Sonne ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G und wird in den Temperaturbereich 2 eingestuft (G2V). Sie ist 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 Sternen der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umgewandelt 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“.
Mirfak ist ein Gelber Riesenstern.
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. Mirfak besitzt die ca. 8,5-fache Masse 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 Jahre 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 Riesensterne oder Hauptreihensterne.
Bei Riesensternen ab einer Sonnenmasse von 25 und mehr vollzieht sich dieser Vorgang noch viel schneller. Sie leben nur ein paar Millionen Jahre.
Die Sterne entwickeln sich von einem gelben Riesen zu einem blauen Riesen. Dabei werden sie noch heißer. Wenn Sie dann noch größer werden entwickeln Sie sich zu einem Roten Hyperriesen. Hier wird dann durch einen gewaltigen Sternenwind die Atomsphäre ins All geschleudert.
Der restliche Stern fällt unter seinem Gewicht zusammen. Er wird wieder heißer, heller und dann beginnt das Wechselspiel wieder von vorne (ein blauer Hyperriese, der sich zum gelben Hyperriesen und dann zum roten Riesen entwickelt). Das passiert solange bis die Sonnenmasse die kritischen Entwicklungspunkte unterschreitet.
Mirfak befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kern-Wasserstofffusion.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 20 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt ca. 25 Tage für eine Drehung.
Mirfak weist eine visuelle Helligkeit von 1,806 mag auf. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von – 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 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 Mirfak beträgt ca. – 5,1 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.
Wenn Mirfak 32,6 Lichtjahre von uns entfernt wäre, würde er heller als der Planet Venus leuchten.
Mirfak kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,04 km/s auf uns zu.
Ab dem Jahr 2010 wurde bisher davon ausgegangen, dass um Mirfak ein Planet kreist. Denn das bisherige Verhalten von Mirfak wäre am einfachsten zu erklären, wenn ihn ein Planet umkreisen würde. Mirfak zeigt eine Variabilität von 128 Tagen, die sich am besten mit einer Umlaufzeit eines Planeten erklären lässt.
Wenn ein Planet Mirfak umrunden würde besäße er etwa die 6,6-fache Masse des Planeten Jupiters und umrundet Mirfak mit einer Umlaufzeit von ca. 128 Tagen.
Jupiter ist der größte Planet in unserem Sonnensystem mit der rund 318-fachen Masse unserer Erde.
Allerdings gibt es einige Ungereimtheiten in Bezug der Planeten-Theorie bei Mirfak.
Wenn jedoch kein Planet um Mirfak kreisen würde, müsste der Grund für die Variabilität in neuen bisher noch nicht bekannten physikalischen Prozessen zu suchen sein.
Mirfak wird dem Alpha Persei Haufen zugerechnet. Dieser offene Sternenhaufen besteht aus Riesensternen der Spektralklasse B.
2. Misam (κ - Kappa Persei, 27 Persei, HD 19476)
Misam ist ein Mehrfachsternensystem in einer Entfernung von 113,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,63 Lichtjahren.
Kappa A ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem.
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.
Über die Entfernung und der Umlaufzeit der beiden Sterne Kappa Aa und Kappa Ab zueinander ist nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem Kappa A und der Stern Kappa B sind durchschnittlich rund 10 AE voneinander entfernt. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse.
Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km. Die Umlaufzeit von Kappa und Kappa B beträgt etwa 29 Jahre.
Das Doppelsternsystem Kappa A weist eine visuelle Helligkeit von 3,81 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,20 mag auf.
Das Sternensystem Misam entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 27,4 km/s. Das Sternensystem besitzt eine sehr hohe Eigenbewegung. Daher wird vermutet, dass Misam dem Hyaden-Plejaden Strom zuzurechnen ist.
Kappa Aa ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse G9.5IIIb.
Kappa Aa ist in seiner Entwicklung schon sehr viel weiter als unsere Sonne. Er hat die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und ist zurzeit im Kern bei der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff.
Er wird als ein sogenannter „Red Clump Star“ eingestuft.
Die Red Clump Stars (Roten Klumpensterne) haben ihren Namen durch die Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
Sie sind dort eine Ansammlung von Roten Riesen mit einer Temperatur im Bereich von 5.000 Kelvin und einer Helligkeit im Bereich von 0,5 mag (etwas mehr oder weniger).
Die Sterne treten an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach treten sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Stars sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Kappa Aa besitzt die ca. 1,5-fachen Masse und den rund 9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 4.860 Kelvin und er hat aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 40-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Kappa Aa beträgt ca. 3,0 km/s. Sein Alter wird auf etwa 4,6 Mrd. Jahre geschätzt.
Über Kappa Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Kappa B ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern mit einer visuellen Helligkeit von ca. 13,5 mag.
3. Algol (β - Beta Persei, 26 Persei, HD 19356)
Algol ist ein Mehrfachsternensystem in einer Entfernung von rund 90 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 3 Lichtjahren.
Das Doppelsternsystem Beta A 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.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Algol-Sternen kann dabei mehrere Magnituden (mag) betragen.
Bei Beta A sinkt die visuelle Helligkeit bei der Bedeckung von rund 2,1 mag auf etwa 3,4 mag ab.
Daneben kann es auch noch zu Helligkeitsveränderung durch Übertragung von Masse von einem Stern auf den anderen geben, wenn die beiden Sterne sehr nahe beieinanderstehen.
Im Doppelsternsystem Beta Persei A stehen die beiden Sterne Aa1 und Aa2 ca. 0,062 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von rund 2 Tagen, 20 Stunden und 49 Minuten.
Das Doppelsternsystem Beta Aa und der Stern Beta Ab (Algol C) sind ca. 2,69 AE voneinander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von rund 681 Tagen.
Zwischenzeitlich wurden 5 weitere Stern entdeckt, die dem Sternensystem Algol angehören.
Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,7 km/s.
Beta Persei Aa1 ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B8V.
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.
Die Oberflächen-Temperatur von Beta Aa1 beträgt etwa 13.000 Kelvin und er strahlt mit der rund 182-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta Aa1 besitzt die ca. 3,17-fache Masse und den ca. 2,73-fachen Radius unserer Sonne.
Beta Persei Aa2 ist ein Unterriese der Spektralklasse K0IV.
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.
Beta Persei Aa2 steht wahrscheinlich am Ende der Kern-Wasserstofffusion.
Er besitzt die ca. 0,7-fache Masse und den ca. 3,48-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 6,92-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Aufgrund der Nähe zueinander wird angenommen, dass die beiden Sterne Masse und Material austauschen. Das führt wahrscheinlich auch zum sogenannten „Algol-Paradoxon“.
Beta Persei Aa1 und Aa2 besitzen das gleiche Alter, da sie gemeinsam in einer Staubwolke zu Sternen wurden.
Normalerweise hätte Beta Aa1 als der massereichere Stern sich sehr viel schneller entwickeln müssen als Beta Aa2. Der Stern Aa2 ist jedoch in seiner Entwicklung weiter (Algol-Paradoxon).
Daher wird angenommen, dass Beta Aa2 in früheren Jahren der massereichere Stern war. Erst durch den Transfer von Masse und Material besitzt Beta Aa1 heute mehr Masse.
Die beiden Sterne stehen so nah beieinander, dass sie sich an der sogenannten „Roche-Grenze“ befinden (benannt nach Edouard Albert Roche). Bis zur Roche-Grenze hat ein Stern, der einen anderen Stern umkreist, eine innere Stabilität, die den Stern zusammenhält.
Je näher sich zwei Sterne an dieser Grenze aufhalten, umso größer ist ihre gegenseitige Beeinflussung. Im Extremfall kann es dazu führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Bis vor kurzem wurde angenommen, dass der Stern Persei Ab ein Stern der Spektralklasse A7m wäre, ein sogenannter „Am“-Star (Metalllinienstern).
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, in deren Atmosphäre Metalle (m) wie Zink, Strontium, Zirkonium und Barium in erhöhter Konzentration gemessen wurden. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
Dagegen zeigen die Am-Sterne einen Mangel von anderen Elementen, wie Calcium und Scandium.
Der Grund für die chemischen Anomalien ist auf einige Elemente zurückzuführen, die mehr Licht absorbieren, das heißt aufnehmen. Diese chemischen Elemente werden nach oben zur Oberfläche gedrückt wird, während andere unter der Schwerkraft absinken.
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. Der Partnerstern beeinflusst dadurch die Rotationsgeschwindigkeit des anderen Sterns.
Neue Untersuchungen gehen jedoch davon aus, dass es sich bei Algol C um einen „normalen“ Hauptreihenstern der Spektralklasse F1V handelt.
4. Gorgonea Tertia (ρ - Rho Persei, 25 Persei, HD 19058)
Rho Persei ist ein rot-orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse M4II in einer Entfernung von 308 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 7 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 wie Rho Persei, die größten bekannten Sterne, in der Spektralklasse.
Die Roten Überriesen sind kühle Sterne. 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.
Rho Persei wird aufgrund seiner Entwicklung im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HDR) den asymptotischen Riesenast (asymptotic giant branch (AGB) zugerechnet. Sterne, die dort aufgeführt sind, stehen am Ende ihres Sternenlebens.
Rho Persei besitzt wahrscheinlich einen verdichteten 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.
Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil aller bekannten Elemente entsteht. 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.
Rho Persei besitzt die rund 5-fache Masse und den etwa 150-fachen Radius unserer Sonne. Der ca. 215-fache Radius unserer Sonne entspricht einer astronomischen Einheit.
Rho Persei wird als ein „Semiregular Variable Star“ 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 im Bereich von 20 bis mehr als 2.000 Tagen liegen. Die Helligkeitsveränderungen können im Bereich von einigen Hundertstel bis mehreren Größenklassen liegen (üblicherweise 1-2 mag) und auch bei jedem Zyklus ziemlich unterschiedlich und variabel sein.
Rho Persei ist ein semiregular variable star der Klasse b (SRb-Star).
SRb-Star sind Sterne der Spektralklassen M,C und S mit schwer zu bestimmenden regelmäßigen Zeiträumen der Helligkeitsveränderungen.
Bei einigen SRb-Sternen kann der jeweilige Höhepunkt der Helligkeitsveränderung nicht bestimmt werden. Andere SRb-Sterne zeigen ihre periodischen Veränderungen nur durch langsame unregelmäßige Schwankungen der Helligkeit. Nur wenige Sterne besitzen eine konstante Änderung ihrer Helligkeit.
Bei Rho Persei verändert sich die visuelle Helligkeit zwischen 3,3 und 4,0 mag. Die Helligkeitsveränderungen kommen in Zeiträumen von rund 50, 120 und 250 Tagen zustande.
Seine durchschnittliche absolute Helligkeit beträgt ca. – 1,7 mag.
Rho Persei weist eine Oberflächen-Temperatur von rund 4.110 Kelvin auf und er strahlt mit der rund 2.290-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 11,2 km/s und er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 29,10 km/s auf uns zu.
5. γ - Gamma Persei (23 Persei, HD18925)
Gamma Persei ist ein Doppelsternsystem in ca. 243 Lichtjahren Entfernung.
Die Umlaufbahn der beiden Sterne folgt dabei aber keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Dabei sind Sterne Gamma A und Gamma B zwischen 2 und 18 AE von einander entfernt. Die Umlaufdauer beträgt dabei ca. 14,6 Jahre.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,5 km/s
Das Doppelsternsystem Gamma Persei ist ein sogenanntes “eclipsing binary”, ein Doppelsternsystem, bei dem der eine Sterne durch eine Bedeckung, wie bei einer Sonnenfinsternis, den anderen verdunkelt. Das bekannteste Doppelsternsystem ist dabei Algol, Beta Persei.
Während bei Algol die „Sonnenfinsternis“ alle 2 Tage, 20 Stunden und 49 Minuten stattfindet, dauert es bei Gamma Persei rund 14,6 Jahre bis eine Verfinsterung stattfindet. Diese dauert dann jedoch rund zwei Wochen. Dabei verändert sich die visuelle Helligkeit von Gamma A um ca. 0,5 mag.
Gamma A ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G9II. Er fusioniert in seinem Kern Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Gamma A besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den ca. 21-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.170 Kelvin und er strahlt mit der ca. 365-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Gamma A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 50 km/s und einer Dauer von ca. 5,35 Tagen.
Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 2,91 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,45 mag.
Gamma B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A2V und fusioniert in seinem Kern Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 1,65-fache Masse und den ca. 3,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.895 Kelvin.
Gamma B weist eine visuelle Helligkeit von 10,8 mag auf.
6. Miram (η - Eta Persei, 15 Persei, HD 17506 und HD 237009)
Miram ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K3Ib-IIa in einer Entfernung von 775,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 69 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 die Hauptreihensterne der Spektralklasse K mehr als 50 Mrd. Jahre alt werden.
Bei den Sternen der Spektralklasse K ist zwischen den kleinen Sternen und den großen Riesensternen zu unterscheiden.
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 auch am Teleskop nur sehr schwer zu beobachten.
Im Regelfall sind die für uns sichtbaren Sterne der Spektralklasse K wie Miram Riesensterne. Sie sind für uns nur aufgrund der stark vergrößerten Oberfläche von meist weit mehr als 10 Sonnenradien zu sehen.
Miram besitzt die 9- bis 11-fache Sonnenmasse und den ca. 104-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Miram beträgt etwa 4.366 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der rund 3.520-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Spektralklasse K ist dadurch gekennzeichnet, dass sie starke Metalllinien zeigt. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
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 bei Sternen wie Eta A weiter an Stärke, sind daher nicht mehr gut erkennbar. Bei den für uns sichtbaren Sternen der Spektralklasse K ist im Regelfall die Wasserstoff-Fusion beendet.
Auch die Metalllinien verlieren bei zunehmend sinkenden Temperaturen zu Gunsten von Molekülbanden der Moleküle CH, CN und Titanoxid (TiO) an Stärke.
Miram befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Als Stern befindet sich Miram in Bezug auf sein Lebensende in einem Grenzbereich. Er könnte mit einer Super-Nova vom Typ 2 enden. Bisher wird eher davon ausgegangen, dass er einer der größten Weißen Zwergsterne wird, mit ca. 1,4 Sonnenmassen.
Miram besitzt eine visuelle Helligkeit, die von ca. 3,79 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 3,09 mag.
Lange Zeit war nicht klar ob Eta A (Miram) und Eta B (HD 237009) ein Sternensystem bilden. Zwischenzeitlich ist klar, dass die beiden Sterne zu weit voneinander entfernt sind.
HD 237009 ist ein Stern der Spektralklasse B9V in einer Entfernung von 888 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 9,75 Lichtjahren.
HD 237009 ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B9V. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 8.550 Kelvin.
HD 237009 weist eine visuelle Helligkeit von 8,487524 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,31 mag auf.
7. δ - Delta Persei (39 Persei, HD 22928)
Delta Persei ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 368,2 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 19,6 Lichtjahren.
Das visuell nicht auflösbare Doppelsternsystem Delta Persei A besteht aus den beiden Sternen Aa und Ab. Über Stern Delta Persei Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt. Wie weit die beiden Sterne voneinander entfernt sind, konnte bisher ebenfalls noch nicht ermittelt werden.
Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4 km/s.
Delta Persei Aa ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse B5III.
Er wird als “Be-Star“ eingestuft.
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.
Delta Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 190 km/s.
Die Blauen Riesensterne sind keine ehemaligen Zwergsterne, sondern werden in einer Gaswolke schon als Riesen geboren.
Obwohl sie dabei schon die Größe von Roten Riesen erreichen können, stehen sie noch am Anfang ihres Sternenlebens. Aufgrund des hohen Drucks und der großen Masse dauert die Fusion von Wasserstoff zu Helium nur einige zehn Millionen Jahre (unsere Sonne benötigt dafür mehr als 9,5 Mrd. Jahre).
Das Alter von Delta Aa wird auf rund 50 Mio. Jahre geschätzt. Damit dürfte er wahrscheinlich am Ende der Kern-Fusion von Wasserstoff zu Helium stehen.
Die Blauen Riesen entstehen wie alle Sterne in den sogenannten Dunkelwolken. Dunkelwolken sind die kalten, dichten und dunklen interstellaren Gaswolken. Durch das staubige Material (eventuell auch gröbere Strukturen bis hin zu Kometen) wird das Licht der dahinter liegenden Sterne abgedunkelt.
Delta Aa besitzt die rund 7-fache Masse und den ca. 10,5-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 14.890 Kelvin und er strahlt mit der ca. 3.500-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta Aa ist ein sogenannter „Runaway Star“.
Diese Sterne zeigen eine sehr hohe Bewegungsgeschwindigkeit. Sie bewegen sich sehr viel schneller durch den Raum als sonst üblich.
Oftmals wurden diese Sterne aus einem Sternhaufen geschleudert. Dafür kann es mehrere Gründe geben:
- In Mehrfachsternensystem können die Gravitations-Wechselwirkungen, bei denen sich die Sterne gegenseitig anziehen oder abstoßen, dazu führen, dass ein Stern aus dem Sternensystem im wahrsten Sinne des Wortes rausfliegt.
- Ein weiterer Grund kann eine Kollision oder ein Beinahe-Zusammenstoß mit anderen Sternen sein.
- Auch eine Supernova-Explosion kann dazu führen, dass ein Stern durch die Druckwelle durch den Raum geschleudert wird.
Durch die hohe Geschwindigkeit wird die interstellare Materie stark verdichtet und erzeugt wie bei einem Schiff eine Bugwelle. Diese zeigt sich dann als leuchtender Nebel, der von dem Stern angestrahlt wird.
Auch bei Delta Persei A ist eine solche Bugwelle zu beobachten, der durch den Strahlungsdruck angetrieben wird.
Es wird zur Zeit angenommen, dass auch Delta Persei A dem „Alpha-Persei-Cluster“ angehört.
In einer Entfernung von mindestens 16.000 AE befindet sich Delta Persei B. Ob er mit dem Doppelsternsystem Delta Persei A physikalisch in Verbindung steht ist bisher noch nicht geklärt.
Bisher wird davon aus ausgegangen, dass die beiden Sterne nur in einer Sichtlinie stehen.
8. ε - Epsilon Persei (45 Persei, HD 24760)
Epsilon Persei ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 762,8 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 26,75 Lichtjahren.
Die beiden Sterne Epsilon A und B sind durchschnittlich rund 0,3 AE voneinander entfernt. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,55.
Dadurch kommen sich die beiden Sterne noch näher. Die Dauer für einen Umlauf beträgt etwa 14 Tage.
Das Sternensystem Epsilon Persei weist eine visuelle Helligkeit von 2,7964 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 4,05 mag auf.
Da die beiden Sterne im Doppelsternsystem Epsilon AB so nahe beieinander stehen ist es schwer genaue Daten für die einzelnen Sterne zu erhalten.
Epsilon A ist ein blau-weiß leuchtenden Blauer Riesenstern der Spektralklasse B0,5V. Er ist ein sogenannter „Beta-Cephei-Variable“ mit einer Pulsationsperiode von etwa 3 Stunden und 51 Minuten.
“Beta-Cephei-Variable“ (BCV) zeigen aufgrund von Pulsationen auf ihrer Sternenoberfläche kleine und schnelle Änderungen ihrer Helligkeit.
Es wird vermutet, das Eisen im Sterneninneren der BCV-Sterne in größeren Mengen vorhanden und bei Temperaturen von rund 200.000 Kelvin der Auslöser der Pulsationen ist.
Das Eisen erhöht die Opazität (Undurchlässigkeit) des Sterns. Das führt dazu, dass sich Druck im Stern ansammelt und nur durch eine Ausdehnung des Sterns nimmt der Druck wieder ab. Dadurch werden auch die Schichten des Sterns etwas durchlässiger.
Sobald der Druck nachlässt, zieht sich der Stern wieder zusammen. Ein Zyklus der sich innerhalb weniger Stunden wiederholt.
BCV Sterne sind Blaue Riesensterne der Spektralklasse B, mit Massen, die zwischen 7 und 20 Sonnenmassen liegen. Sie befinden sich noch in der Hauptreihenphase.
Epsilon A besitzt die ca. 12 bis 15,5-fache Masse und den rund 7,66-fachen Radius unserer Sonne.
Die BCV-Sterne sind benannt nach dem Prototyp Beta Cephei im Sternbild Kepheus. Der zeigt eine Helligkeitsveränderung von 3,16 bis 3,27 mag in einem Zeitraum von 4,57 Stunden. Der Stern leuchtet am hellsten, wenn er am kleinsten und heißesten ist.
Die Pulsationen der Beta-Cephei-Variablen werden durch den Kappa-Mechanismus und die P-Mode-Pulsation gesteuert.
Die P-Mode Pulsation wird als Hochfrequenz-Modus bezeichnet (p = pressure (Druck)).
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 Sterninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut.
Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben (kappa) bezeichnet.
In Sterneninneren, wo eine Temperatur von ca. 200.000 Kelvin erreicht wird, ist bei den BCV-Sternen Eisen in größeren Mengen vorhanden. Bei diesen Temperaturen erhöht sich Opazität (Undurchlässigkeit) von Eisen.
Die Undurchlässigkeit erhöht den Druck auf die höher liegenden Schichten und der Stern dehnt sich aus. Durch die Pulsation kann der Druck dann verringert werden und der Stern zieht sich wieder zusammen. Dieser Zyklus wiederholt sich bei den BCV-Sternen sehr schnell.
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.
Die durchschnittlich Oberflächen-Temperatur von Epsilon A beträgt rund 26.500 Kelvin und er strahlt mit der etwa 28.330-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 155 km/s.
Die Daten von Epsilon B beruhen auf Berechnungen anhand ähnlicher Sternensystemen. Er wird als ein Stern der Spektralklasse A6V bis K1V eingestuft.
Epsilon B besitzt eine Masse, die von 0,85 bis zu dem 1,77-fachen unserer Sonne geschätzt wird. Sein Radius kann bis zu dem 1,8-fachen unserer Sonne betragen. Die Rotationsgeschwindigkeit wird auf 270 bis 330 km/s geschätzt.
Epsilons C (BD +39 895C) ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse M in einer Entfernung von 3.634 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 67 Lichtjahren. Er besitzt den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Epsilon C beträgt ca. 3.747 Kelvin und er strahlt mit der rund 17,8-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
9. Menkib (ξ - Xi Persei, 46 Persei, HD 24912)
Menkib ist ein Blauer Riesenstern der Spektralklasse O7.5III(n)((f)) in einer Entfernung rund 1.585 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 186 Lichtjahren.
Die Sterne der Spektralklasse O gelten als die größten, heißesten und auch massereichsten Sterne. Die Oberflächentemperatur beträgt bei den O-Sternen mindestens 28.000 Kelvin.
Dadurch können sie Leuchtkraft des Millionenfachen unserer Sonne erreiche. Aufgrund der großen Masse und der heißen Temperaturen besitzen die O-Sterne aber eine nur sehr kurze Lebensdauer.
Bei den Sternen der Spektralklasse O tritt das Problem auf, dass es ohne die Emissionslinien nicht möglich ist eine vernünftige Klassifikation zu erreichen.
Sterne der Spektralklasse „Oe“ zeigen Wasserstoff-Emissionen, während Sterne der Spektralklasse „Of“ wie Menkib auf Emissionen des einfach ionisieren Heliums (He II) hinweisen. Wobei auch hier noch weitere Abstufungen vorgenommen werden.
Sehr gut wird die Einteilung der Spektralklassen im Standardbuch von James B. Kaler beschrieben („Sterne und ihre Spektren“).
Aufgrund der hohen Temperaturen und der sehr hohen Leuchtkraft haben sich die Wasserstoff-Linien als ungeeignet herausgestellt. Über diese Wellenlängen wird bei den anderen Sternen die Helligkeit und auch ihre Leuchtkraft bestimmt. Bei den heißen O-Sternen wird daher die Leuchtkraft über die He II-Linien bei einer Wellenlänge von 4686 gemessen.
Doch auch hier gibt nochmals drei Unterklassen der Leuchtkraft.
Die Bezeichnungen lautet hier „O((f))“, „O(f)“ und „Of“ wobei Of die hellste Leuchtkraft-Klasse darstellt.
Die Bezeichnung „((f))“ bei Menkib steht für Sterne mit Emissionen von zweifach-ionisiertem Stickstoff (NIII) und einer Absorption des einfach ionisierten Helium (He II), die bei der Wellenlänge 4686 sichtbar wird. Je höher die Temperatur eines Sternes wird, umso stärker werden He II-Linien sichtbar.
Sterne der Spektralklasse O sind sehr selten, da sie astronomisch gesehen eine sehr kurze Lebenszeit besitzen. Und doch sind sie für die Entwicklung von Galaxien sehr wichtig, da sie die Galaxien mit neuem interstellarem Gas versorgen, dass für eine neue Sternenbildung notwendig ist.
Es wird angenommen, dass es in unserer gesamten Galaxie nur ca. 10 Millionen O-Sterne gibt (bei einer geschätzten Gesamtzahl von 200 Milliarden).
Menkib befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt etwa die 26 bis 36-fache Masse und den rund 14-fachen Radius unserer Sonne.
Der hohe Druck, die hohe Dichte und die hohe Temperatur führen zu den hohen Massen der Materie im Sterneninneren. Durch die freigesetzte Energie an der Oberfläche gibt es hier Temperaturen bis zu 52.000 Kelvin (unsere Sonne: 5.750 Kelvin). Bei Menkip beträgt die Oberflächen-Temperatur etwa 35.900 Kelvin.
Er strahlt mit der ca. 12.700-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine bolometrische Gesamtleuchtkraft beträgt das rund 263.000-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 an.
Xi Persei besitzt eine visuelle Helligkeit von 3,8691 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 4,56 mag.
Aufgrund der großen Masse und dem hohen Druck dauert die Kernwasserstoff-Fusion nur einige zehn Millionen Jahre. Das Alter von Menkip wird auf ca. 7 Mio. Jahre geschätzt.
Xi-Persei wird wie Delta Persei als ein sogenannter „Runaway-Star“ eingestuft.
Er wird der Perseus OB2-Assoziation zu gerechnet. In der SIMBAD-Datenbank werden dieser zurzeit 7 Mitglieder zugerechnet.
10. ζ - Zeta Persei, 44 Persei, HD 24398)
Zeta Persei ist ein Überriese der Spektralklasse B1Ib in einer Entfernung von 1.305 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 210 Lichtjahren.
Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Sein Alter wird auf etwa 12,5 Mio. Jahre geschätzt.
Zeta Persei besitzt die 12,5 bis 16,5-fache Masse und den 26 bis 27-fachen Radius unserer Sonne.
Er besitzt den ca. 26-fachen Radius und die ca. 47.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 20.800 Kelvin und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 40 km/s.
Zeta Persei weist eine visuelle Helligkeit von 2,821989 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 5,19 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,6 km/s.
Eventuell ist Zeta Persei ein Doppelsternsystem. In einer Entfernung von ca. 4.000 AE befindet sich ein Stern der Spektralklasse B8 mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12,9 mag. Er hätte dann eine Umlaufzeit von mehr als 50.000 Jahre.
Zeta Persei wird ebenfalls der „Perseus OB2-Vereinigung“ (Per OB2) zurechnet.
