1. Alchiba (α -Alpha Corvi, 1 Corvi, HD 105452)
Alchiba ist ein gelb-weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse F1V in ca. 48,7 Lichtjahren Entfernung.
Spektralklassen werden dazu verwendet um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu dem Stern getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der Spektralklasse beruht bis heute auf der Basis, die im 19 Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Alpha wird in der Spektralklasse F (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse F in der Mitte ihrer Entwicklung stehen. Daher wurden die Spektralklasse F auch als „mittlere Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe F steht damit für weiß-gelb leuchtende Sterne.
Die Zahl 1 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 F werden einem Temperaturbereich von zwischen 6.000 Kelvin bis 7.400 Kelvin zugeordnet. Alchiba wird mit der Zahl 1 als ein sehr warmer Stern seiner Spektralklasse eingestuft.
Die Oberflächen-Temperatur von Alchiba beträgt ca. 7.041 Kelvin und er strahlt mit der ca. 4,91-fachen 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 nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Alchiba 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 Alchiba 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 in unserer Sonne 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 die Sonne. 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.
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“.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K M). Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar. Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Alchiba besitzt die ca. 1,39-fache Masse und den ca. 1,45-fachen Radius unserer Sonne.
Alchiba ist ein sogenannter „Gamma Doradus Variable“.
Die Gamma Doradus Variable (GDV-Sterne) sind Sterne die Helligkeitsveränderungen aufgrund von nicht radialen Pulsationen im g-Modus zeigen. Dabei kann die Rückstellkraft die Gravitation (g-Modus) sein. Die GDV-Sterne sind benannt nach dem Stern Gamma Doradus im Sternbild Schwertbild.
Bei der Pulsation dehnt ein Stern sich aus und zieht sich wieder zusammen. Die Rückstellkraft will dabei die Masse eines Stern wieder auf ihre Ausgangslage, die Ruhelage, zurückbringen. Die g-Modus-Pulsationen sind Schwingungen im Sterneninneren, die durch die Schwerkraft (Gravitation (g)) ausgelöst werden.
Bei den Schwerkraftmoden (g-Moden) ist die Rückstellkraft für den Auftrieb von heißer Materie im Stern verantwortlich. Über g-Moden ist die Struktur und auch die Dynamik des Kerns eines Sterns gut nachzuvollziehen.
Die Helligkeitsveränderungen der GDV-Sterne liegt im Bereich von 0,1 mag innerhalb eines Tages.
Alchiba zeigt Helligkeitsveränderungen, die sich über drei Tage hinziehen.
Seine durchschnittliche visuelle Helligkeit beträgt ca. 4,03 mag. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnituden-Zahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. - 26,7 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Alchiba beträgt ca. 3,25 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,84 mag. 32,6 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Alchiba dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 16,9 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Alchiba kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3 km/s auf uns zu.
2. Minkar (ε – Epsilon Corvi, 2 Corvi, HD 105707)
Minkar ist ein orange-rot leuchtender Roter Riese der Spektralklasse K2III in ca. 318 Lichtjahren Entfernung.
Minkar ist eine sogenannter Li-Rich-Giant und steht damit ganz Ende seines Sternenlebens.
Minkar ist damit schon sehr viel weiter als Alchibar und unsere Sonne.
Am Ende Kern-Wasserstofffusion hatte Minkar im Kern eine so hohe Dichte, dass dieser entartete. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur hat das Helium-Brennen begonnen. Dabei werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Bei diesem Fusionsprozess wird in erhöhter Konzentration Gammastrahlung ausgesendet.
Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Die Hülle des Sterns ist aber in der Lage den Ausbruch abzufangen. Es kommt zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Minkar hat wahrscheinlich auch die Kern-Heliumfusion bereits beendet. Darauf deutet seine Eigenschaft als Li-Rich-Giant hin.
Li-Rich-Giants (Li-Rich) wie Minkar sind Riesensterne, die einen hohen Anteil des Elements Lithiums zeigen.
Der Grund für den hohen Lithium-Anteil in den Li-Rich ist bisher noch nicht endgültig geklärt. Es gibt nur verschiedene Theorien für den hohen Anteil des Lithiums in den späten Riesensternen.
Eine Theorie besagt, dass es sich um ein atmosphärisches Oberflächen-Phänomen handelt, das durch eine hohe Aktivität in der Chromosphäre eines Stern verursacht wird.
Eine andere Theorie sieht hier das sogenannte „Hot Bottom Burning“ als den Impuls für den hohen Lithium-Anteil.
Das Hot Bottom Burning kann bei Sternen in einem späteren Entwicklungsstadien vorkommen. Dabei findet der Energie-Transport überwiegend durch Konvektion statt.
Konvektion bedeutet, dass das heiße Sternenplasma durch Austausch in verschiedenen Schichten aus dem Sterneninneren nach oben steigt. An der Oberfläche kühlt es ab und sinkt dann wieder nach unten. Bei den Li-Rich-Giants werden so verschiedene Elemente wie Lithium von der Nähe des Kerns eines Sterns bis in die Atmosphäre transportiert.
Normalerweise ist das Lithium in der Atmosphäre eines Sterns ein Anzeichen dafür, dass es sich um einen noch jungen Stern handelt, da Lithium noch vor Erreichen der Hauptreihenphase zerstört wird.
Bei den späten Riesensternen wurde das Lithium vom Stern selbst hergestellt und stammt aus dem Inneren des Sterns.
Minkar hat wahrscheinlich das Helium im Kern aufgebraucht.
In seinem Zentrum befindet sich dann ein entarteter, verdichteter Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff.
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.
Nun ist der Stern ein „Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.
Ein AGB-Stern ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD-Diagramm). Dort gibt es eine Region, in der die Riesensterne vom Hauptstrahl, wie ein Ast (branch) bei einem Baum, abzweigen. Im HRD-Diagramm sind dort die kühleren Riesensterne beheimatet.
Die Oberflächen-Temperatur von Minkar beträgt ca. 4.320 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 1.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Nach der gängigen Theorie befinden sich alle Sterne, die eine Masse im Bereich von 0,6 bis 10 Sonnenmassen besitzen einmal in ihrem Sternenleben im AGB-Zweig.
Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es bei den AGB-Sternen zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil aller bekannten Elemente (u. a. auch Lithium) entstehen. Diese Elemente werden im Rahmen der Konvektion an die Oberfläche des Sterns getragen.
Dort kühlt sich dann das Gas ab und aus den Elementen werden Moleküle. Dieses molekulare Gas kühlt sich dann weiter ab und wird dann zu kleinsten Staubteilchen. Diese nehmen das abgebende Licht des Sterns auf und werden dann durch den Sternenwind weggeblasen (Absorption des emittierenden Lichts des Sterns).
Durch die Ausdehnung von Minkar haben die äußeren Gasschichten nur eine sehr geringe Dichte. Damit sind die Gasschichten nur noch durch eine schwache Gravitation an den Stern gebunden.
Minkar besitzt die ca. 3,2-fache Masse und den ca. 52-fachen Radius unserer Sonne.
Durch Sternenwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Was am Ende mit dem Stern passiert, hängt davon ab wie viel Masse der Stern durch die Sternenwinde verliert. Da Minkar nur ca. 3,2 Sonnenmassen besitzt, wird er zu einem weißen Zwerg schrumpfen.
Minkar dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 1 km/s.
Minkar weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,0 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,82 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,9 km/s.
3. Gienah (γ – Gamma Corvi, 4 Corvi)
Gienah ist ein Doppelsternsystem in ca. 154 Lichtjahren Entfernung.
Dabei sind Gamma A und Gamma B ca. 50 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 158 Jahren. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,2 km/s auf uns zu.
Gamma A ist ein Blauer Riese der Spektralklasse B8III. Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kern-Wasserstofffusion zu Helium.
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 bei den Blauen Riesensternen nur einige zehn Millionen Jahre (unsere Sonne benötigt dafür mehr als 9,5 Mrd. Jahre).
Gamma A besitzt die ca. 4,2-fache Masse und den ca. 3,5-fachen Radius unserer Sonne.
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.
Gamma A ist ein sogenannter „Quecksilber-Mangan Stern“ (HgMn-Stern). Die HgMn-Sterne sind eine Unterklasse der sogenannten „CP-Sterne“.
CP-Sterne (chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne)) sind Hauptreihenstern, die eine ungewöhnliche Metallhäufigkeit zeigen.
Die HgMn-Sterne zeichnen sich dadurch aus, dass bei ihnen eine ungewöhnliche hohe Menge an schweren Elementen wie Quecksilber (Hg) und Mangan (Mn) gefunden zu wurde. Im Gegensatz zu den anderen CP-Sternen wurde bei den HgMn-Sternen noch kein oder nur ein sehr schwaches Magnetfeld gefunden.
HgMn-Sterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse A2 bis B5 und der Leuchtkraftklasse V bis IV. Ihre Temperaturen liegen in einem Bereich zwischen 10.000 und 16.000 Kelvin.
Die Oberflächen-Temperatur bei Gamma A beträgt ca. 12.360 Kelvin und er strahlt mit der ca. 330-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die chemischen Besonderheiten der Atmosphäre der HgMn-Sterne stehen im Zusammenhang mit der Temperatur und der Gravitationskraft des Sterns.
Bei Temperaturen unter 10.000 Kelvin ist Mangan schwer nachzuweisen. Bei Temperaturen über 16.000 Kelvin dagegen verlässt Mangan den Stern über erhöhte Strahlung. Bei Temperaturen von mehr als 18.000 Kelvin verhindert wiederum der Sternenwind, dass sich Mangan in den oberen Schichten eines Sterns halten kann.
HgMn-Sterne zeigen nur sehr geringfügige Pulsationen.
Nur wenn die Sterne ein schwaches Magnetfeld (das meistens nicht entdeckt wird) besitzen, ist es möglich, dass die schwereren Elemente als Flecken in erhöhter Konzentration auftreten können.
Gamma A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,58 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,79 mag auf.
Gamma B ist wahrscheinlich ein Zwergstern der Spektralklasse K5V-M5V mit ca. 80% der Masse unserer Sonne.
4. Algorab (δ- Delta Corvi, 7 Corvi, HD 108767)
Algorab ist ein Unterriese der Spektralklasse A0IV(n)kB9 in ca. 86,9 Lichtjahren Entfernung.
Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
Dadurch das der Wasserstoffanteil im Kern eines Hauptreihensterns immer geringer wird steigt die Kerntemperatur an. Damit leuchtet der Stern heller als während seiner Hauptreihen-Phase.
Algorab befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kern-Wasserstofffusion. Er besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 10.400 Kelvin und er strahlt mit der ca. 69-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Der Buchstabe „n“ (nebulous) besagt, dass Algorab diffuse Spektrallinien aufweist. Das deutet auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hin. Die Drehgeschwindigkeit von Algorab beträgt ca. 236 km/s.
Algorab weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,962 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,2 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9 km/s.
In einer Entfernung von ca. 650 AE befindet sich Delta B Corvi. Nach den bisherigen Erkenntnissen bildet er mit Algorab kein Doppelsternsystem, sondern er steht nur visuell in einer Linie mit Algorab.
Delta B Corvi ist ein sogenannter „Post-Tauri-Stern“. Post-Tauri-Sterne stehen ganz am Anfang ihres Sternenlebens und beginnen erst noch mit der Kernwasserstoff-Fusion.
5. Kraz (β – Beta Covri, 9 Corvi, HD 109379)
Kraz ist ein Riesenstern der Spektralklasse G5IIBa0.3 in ca. 163 Lichtjahren Entfernung.
Kraz ist ein sogenannter „Barium-Stern“.
Barium-Sterne werden im Regelfall der Leuchtkraftklasse der Riesensterne und den Spektralklassen G bis K zu geordnet. Alle Barium-Sterne kommen in sehr engen Doppelsternsystemen vor, bei denen ein Transfer von Masse stattfindet (wechselwirkendes Doppelsternsystem). Wir sehen heute nur noch das Ergebnis.
Bis heute wurde noch kein Begleiter von Kraz gefunden. Diese sind bei Barium-Sternen im Regelfall Weiße Zwerge.
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 nach einem Supernova-Ausbruch zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch zu enden.
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.
Daher kann es sein, dass der Begleiter von Kraz aufgrund der weiten Entfernung bisher noch nicht gefunden werden kann, weil er eine viel zu geringe Leuchtkraft besitzt.
Vor langer Zeit wurde auf den jetzigen Riesen-Barium-Stern Masse seines Partners übertragen, als sich der Barium-Stern noch in der Entwicklungsphase eines Hauptreihensterns befand.
Der heute kleinere Stern, der Weiße Zwerg, war der Spenderstern. Zu diesem Zeitpunkt war er ein Kohlenstoffstern, der im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HDR) dem asymptotischen Riesenast (AGB: Asymptotic Giant Branch) zuzuordnen wäre.
In diesem Teil des HDR befinden sich die kühlen Riesensterne, die am Ende ihres Sternenlebens angelangt sind.
Bei diesen Riesensternen läuft im Regelfall auch der sogenannte „s-Prozess“ (s = slow, langsam) ab. Dieser findet bei einer niedrigen Neutronendichte und relativ niedrigen Temperaturen des Sterns statt. Sterne, die sich in diesem Stadium befinden, fusionieren alle uns bekannten Elemente bis zu einer Massenzahl von A = 210.
Der s-Prozess läuft hauptsächlich in Sternen ab, in deren Kern das Wasserstoff- und Helium-Brennen bereits zum Erliegen gekommen ist und in denen, durch Schalenbrennen in einer Schale um den Kern, Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird.
Barium-Sterne zeigen nun bei Messungen in ihrer Atmosphäre einen höheren Anteil an diesen „s-Prozess-Elementen“ sowie auch von Barium. Dabei handelt es sich um einfach ionisiertes Barium (Ba II), dass bei einer Wellenlänge von λ = 455,4 nm gefunden wird.
Diese Fusionsprodukte gelangten dann von dem damaligen Riesenstern im Rahmen der Konvektion in die oberen Bereiche der Atmosphäre. Konvektion bedeutet, dass im Rahmen von Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten im Stern die s-Prozess-Elemente langsam vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche vordringen.
Wie dann die Elemente und ein Großteil der Masse von dem ehemaligen Riesenstern auf den damals noch kleinen Stern Kraz erfolgte, ist noch nicht ganz geklärt, da dieser Übertragungsprozess bei den Barium-Sternen noch nicht vollständig analysiert ist.
Am Ende des Prozesses hat sich dann der Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt.
Die beiden Sterne stehen wahrscheinlich so nah beieinander, dass sie sich an der sogenannten „Roche-Grenze“ befinden (benannt nach Edouard Albert Roche). Bis zur Roche-Grenze hat ein Stern, der einen anderen Stern umkreist, eine innere Stabilität, die den Stern zusammenhält. Je näher sich zwei Sterne an dieser Grenze aufhalten, umso größer ist ihre gegenseitige Beeinflussung. Das kann bis dazu führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Bei uns ist das Doppelsternsystem in einen Zeitpunkt zu sehen, bei dem der Spenderstern schon lange ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern Kraz sich zu einem Gelben Riesen entwickelt hat und sich dann zu einem Roten Riesen weiterentwickelt.
Kraz besitzt die ca. 3,7-fache Masse und den ca. 16-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.100 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 164-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Kraz dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 8 km/s.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,647 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,61 mag auf. Kraz entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,6 km/s.
