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W a l d a c h t a l



Das Sternbild Schlange


Schlange

Der Kopf der Schlange (Serpens Caput)


Schlange1
Im Kopf der Schlange sind drei Sternen zu sehen, die jeweils einen Entwicklungsstand eines Sternenlebens nachzeichnen.

Der Stern Gamma Serpentis befindet sich in etwa in der gleichen Entwicklungsstufe wie unsere Sonne. Er ist ein Hauptreihenstern.

Beta Serpenis ist eine Stufe weiter, in der Unterriesenphase

Noch weiter in der Entwicklung eines Sternenlebens ist Kappa Serpentis. Er befindet sich als Roter Riese in einer der letzten Entwicklungsstufen eines Sterns.

1. β - Beta Serpentis (28 Serpentis, HD 141003)

Beta Serpentis ist ein Doppel-Sternensystem in ca. 152,2 Lichtjahren Entfernung.

Beta A Serpentis und Beta B Serpentis sind ca. 1.500 AE voneinander entfernt und benötigen für einen Umlauf ca. 31.000 Lichtjahre. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.

Laut dem Washington Double Catalog werden Beta Serpentis insgesamt 4 Sterne zu gerechnet. Die beiden Sterne Beta C und D stehen jedoch nur visuell in der Nähe des Doppelsternsystems.

Beta A ist ein blau-weiß leuchtender Unterriese Spektralklasse A2IV.

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.

Beta A Serpentis wird in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihres Sternenlebens stehen. Daher wurde die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.

Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf.

Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.

Die Zahl 2 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die warmen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse. Beta A wird mit der Zahl 2 als ein kühler Stern der Spektralklasse A eingestuft. Seine Oberflächen beträgt ca. 7.458 Kelvin. 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 anzeigt.

Beta A wird in die Leuchtkraftklasse IV eingestuft und ist damit ein Unterriese.

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 mitten noch in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. In der Chemie und der Physik wird das Verbrennen eines Stoffs als Fusion bezeichnet.

Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.

Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen. Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren.

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

Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen. Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.

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

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

Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Dabei wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.

Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt.

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

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

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

Ab einer Masse des 1,4- bis 1,6-fachen unserer Sonne wird über den CNO-Zyklus der größte Teil der Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgen.

Beta A Serpentis besitzt die ca. 1,94-fache Masse und den ca. 4,7-fachen Radius unserer Sonne. Er zeigt die ca. 61,4-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Beta A ist ein Unterriese.

Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.

Dadurch dass der Wasserstoffanteil im Kern eines Hauptreihensterns immer geringer wird steigt die Kerntemperatur an. Aufgrund dessen leuchtete Beta A heller als während seiner Hauptreihen-Phase.

Dadurch das der Vorrat an Wasserstoff im Kern immer geringer wird gewinnt die Gravitation gegenüber dem Gasdruck die Oberhand. Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtet sich der Kern noch mehr. Aufgrund dieser kommt es zu einem Temperaturanstieg.

Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzt jetzt in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. Aus dem Wasserstoff wird Helium.

Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wird die Hülle des Sterns weiter nach außen getrieben und der Radius des Sterns wird größer.

Die Hülle von Beta A kühlt weiter aus, obwohl die Zentraltemperatur im Kern weiter ansteigt. Dadurch nimmt auch die Leuchtkraft des Sterns nicht zu. Durch die fallende Oberflächentemperatur des Sterns reicht die Wasserstoff-Konvektionszone immer tiefer in den Stern hinein. In der Konvektionszone steigt heiße Materie auf, kühlt sich dann ab und sinkt wieder zurück Richtung Kern.

Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wird immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch der Stern zukünftig immer mehr und schneller verwandelt. Durch die geringer werdenden Teilchen nimmt die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zu.

Beta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,68 mag. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, um so schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen.

Unsere Sonne zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,74 mag.

Die absolute Helligkeit von Beta A beträgt ca. 0,3 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.

Beta A hat dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 207 km/s. Er benötigt für einen Umlauf ca. 22 Stunden. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.

Das Alter von Beta A Serpentis wird auf ca. 267 Mio. Jahre geschätzt.

Beta B Serpentis ist ein Roter Zwerg der Spektralklasse K3V.

Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Rund drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie strahlen aber mit so geringer Energie, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.

Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse wäre Beta B ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.

Aufgrund der geringen Masse laufen die Fusions-Prozesse bei den Roten Zwergsternen wesentlich langsamer ab. Da die Fusion so langsam abläuft, haben selbst die ältesten Roten Zwerge die Hauptreihen-Phase noch nicht verlassen, auch wenn Sie so alt wie unser Universum wären (ca. 13,5 Mrd. Jahre).

Beta B besitzt ca. 73% des Radius unserer Sonne und ca. 26,6% der Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.853 Kelvin

Beta B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,7 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,3 mag auf.

Die beiden Sterne des Doppelsternsystem Beta Serpentis werden in der SIMBAD-Datenbank als sogenannte “High Proper Motion Stars“ aufgeführt.

Diese Sterne zeigen im Vergleich zu anderen Sternen in ihrer unmittelbaren visuellen Nähe eine größere Bewegung am Nachthimmel. Der Stern mit der größten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern mit einer Bewegung von 10,4 Bogensekunden pro Jahr. Seine Geschwindigkeit wird auf etwa 140 km/s geschätzt.

Das Sternensystem wird der Ursa Major Gruppe (der Bärenstrom) zugerechnet. Dieser Gruppe werden viele Sterne zu geordnet. Es wird angenommen, dass sich die Sterne in dem offenen Sternhaufen Colliander 285 gebildet haben, der vor rund 500 Millionen Jahren entstanden ist.

Vor rund 300 Millionen Jahren haben sich dort dann die ersten Sterne entwickelt. Der Sternhaufen Colliander 285 befindet sich im Sternbild der Großen Bärin.

Der Stern Beta C (UCAC2 37193538) ist ein Stern der Spektralklasse G in ca. 1.623 Lichtjahren Entfernung.

Er besitzt den ca. 4,3-fachen Radius und die ca. 10,1-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.957 Kelvin.

UCAC2 37193538 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 10,98 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,49 mag auf.

Über Beta D ist nichts bekannt.

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2. Ainalhai (γ - Gamma Serpentis, 41 Serpentis, HD 142860)

Ainalhai ist ein gelb-weiß leuchtend Hauptreihenstern der Spektralklasse F6V in ca. 36,5 Lichtjahren Entfernung.

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 zwischen 6.000 und 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.

Gamma Serpentis befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.

Er besitzt die ca. 1,3-fache Masse, den ca. 1,53-fachen Radius und die ca. 3,25-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.265 Kelvin.

Gamma Serpentis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,85 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,60 mag auf.

Er gilt als ein Stern ähnlich unserer Sonne mit einem Alter von ca. 3,5 Mrd. Jahren.

Aufgrund seiner Nähe zu uns wurde Gamma Serpentis genauer untersucht. Es wurden aber keine Planeten oder eine Scheibe aus Staub in der Umlaufbahn von Gamma Serpentis gefunden.

Er besitzt eine Rotations-Geschwindigkeit von ca. 10,2 km/s.

Ainalhai ist wie das Doppelsternsystem Beta Serpentis ein High Proper Motion Star. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,52 km/s von uns.

Laut dem WDS-Katalog werden Gamma Serpentis noch zwei weitere Sterne zugerechnet. Diese stehen aber nur visuell in der Nähe von Ainalhai.

Gamma B (TYC 1496-1100-1) ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in ca. 625 Lichtjahren Entfernung.

Er besitzt einen ähnlichen Radius wie unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.380 Kelvin und er strahlt mit ca. 81,7% der Leuchtkraft unserer Sonne.

TYC 1496-1100-1 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 11,53 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,11 mag auf.

Gamma C (UCAC3 212-127657) ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in einer Entfernung von ca. 1.940 Lichtjahren.

Er besitzt den ca. 1,46-facher Radius und die ca. 2,35-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.915 Kelvin.

UCAC3 212-127657 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 12,72 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,85 mag auf.

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3. Gudja (κ – Kappa Serpentis, 35 Serpentis, HD 141477)

Gudja ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse M0.5III in ca. 330 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein Stern, der am Ende seines Sternenlebens angekommen ist und sich damit in der Entwicklung sehr viel weiter befindet als unsere Sonne.

Er hat die Kern-Wasserstofffusion im Kern bereits schon langer Zeit beendet. Im Anschluss daran war der Kern entartet.

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 beginnt nun 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. 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.

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

Die Hülle des Sterns war 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.

Durch das Abstoßen der äußeren kühleren Schichten wurde der Stern wieder kleiner und an der Oberfläche wieder heißer.

Zwischenzeitlich wurde das Helium im Kern von Gudja ebenfalls aufgebraucht.

In seinem Zentrum befindet sich nun ein entarteter, verdichteter Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, das heißt die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt.

Der Kern ist von einer helium-brennenden Schale umgeben, der sich an die äußere wasserstoff-brennenden Schale anschließt.

Daran schließt sich dann eine sehr große Hülle mit Wasserstoff an. Diese Hülle wird vom Sterneninneren durch Konvektion (Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten) durchgemischt.

Gudja besitzt die ca. 3-fache Masse und den ca. 51,32-fachen Radius unserer Sonne.

Er ist ein sogenannter “Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.

Ein AGB-Stern ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD-Diagramm). Dort gibt es eine Region, in der die Riesensterne vom Hauptstrahl, wie ein Ast (branch) bei einem Baum, abzweigen. Im HRD-Diagramm sind dort die kühleren Riesensterne beheimatet. Nach der gängigen Theorie befinden sich alle Sterne, die eine Masse im Bereich von 0,6 bis 10 Sonnenmassen besitzen, einmal in ihrem Sternenleben im AGB-Zweig.

Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil aller bekannten Elemente entstehen. Diese Elemente werden im Rahmen der Konvektion an die Oberfläche des Sterns getragen.

Dort kühlt sich dann das Gas ab und aus den Elementen werden Moleküle. Dieses molekulare Gas kühlt sich dann weiter ab und wird dann zu kleinsten Staubteilchen. Diese nehmen das abgebende Licht des Sterns auf und werden dann durch den Sternenwind weggeblasen (Absorption des emittierenden Lichts des Sterns).

Die Oberflächentemperatur von Gudja beträgt ca. 4.033 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 628-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Gudja weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,09 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,935 mag auf. Er könnte ein variabler Stern sein, der seine Helligkeit verändert.

Gudja gilt wird wie die Sterne im Doppelsternsystem Beta Serpentis als ein High Proper Motion Star eingestuft. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 38,5 km/s auf uns zu.

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Der Hals der Schlange (Der westliche Teil des Schlangenkörpers)


4. Delta Serpentis (13 Serpentis, HD 138917 + 138918)

Delta Serpentis ist ein visuelles Mehrfach-Sternensystem. Anhand der Daten des GAIA-DR2-Katalog sind die einzelnen Sterne zu weit von einander entfernt, als dass sie physikalisch in Verbindung stehen.

Delta A ist ein Unterriese der Spektralklasse F0IV in ca. 209 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein sogenannter “Delta-Scuti-Stern“.

Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist.

Die Delta-Scuti-Sterne besitzen zwischen ca. 1,5 bis 2,5 Sonnenmassen, die ca. 10- bis 50–fache Leuchtkraft der Sonne und werden den Spektralklassen A2 bis F8 zugeordnet.

Delta A Serpentis besitzt die ca. 2,5-fache Masse und den ca. 6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.954 Kelvin und er strahlt mit der ca. 76-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

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.

Delta A weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 4,14 mag und eine absolute Helligkeit von 0,10 mag auf. Dabei zeigt Delta A eine Helligkeitsveränderung von 0,04 mag in einem Zeitraum von 0,134 Tagen (ca. 3 Stunden 15 Minuten).

Bei Delta-Scuti-Sternen wird als ein Grund der Helligkeitsveränderungen die Pulsationskräfte des Sternes angenommen. 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 wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder. Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.

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

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

Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt.

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

Delta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 77 km/s.

Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20,8 km/s auf uns zu.

Delta B Serpentis ist ein ebenfalls ein Unterriese der Spektralklasse F0IV in ca. 174,5 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 2,59-fachen Radius unserer Sonne.

Die Oberflächen-Temperatur von Delta B beträgt ca. 7.534 Kelvin und er strahlt mit der ca. 19,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Delta B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,13 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,49 mag auf. Delta B ist wie die beiden Sterne im Doppelsternsystem Beta Serpentis ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 37,9 km/s.

Delta C (UCAC4 503-061535) ist ein Stern in ca. 2.150 Lichtjahren Entfernung. Er besitzt den ca. 1,1-fachen Radius und die ca. 1,35-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.193 Kelvin. Er wäre damit ein Stern der Spektralklasse F

UCAC4 530-061535 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 13,44 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 absolute Helligkeit von UCAC4 530-061535 beträgt ca. 4.34 mag.

Delta D (UCAC4 503-061534) ist ca. 2.090 Lichtjahre von uns entfernt. Er besitzt ca. 94% des Radius und 78% der Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.580 Kelvin. Damit wäre er ein Stern der Spektralklasse G.

UCAC4 503-061534 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 14,00 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,97 mag auf.

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5. Unukalhai (α - Alpha Serpentis, 24 Serpentis, HD 140573)

Unukalhai ist ein Roter Riesenstern Spektralklasse K2IIIbCN1 in ca. 82,85 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.

Er ist ein sogenannter "CN-Riesenstern“

Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K. Sie weisen eine geringere Leuchtkraft auf als bei Riesensternen sonst üblich. Die CN-Sterne zeigen einen höheren Anteil an Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N) in ihrer Atmosphäre. Daher werden sie auch gerne als "Stickstoffsterne“ bezeichnet

Die CN-Sterne sind eine Untergruppe der sogenannten "Super-Metal-Rich-Stars“ (SMR-Stars). Die SMR-Stars sind Riesensterne, in deren Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde als in den Sternen der Hyaden, einem offenen Sternhaufen im Sternbild Stier.

Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil der Metalle und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet. CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne in den Hyaden gerne als leichte CN-Sterne bezeichnet werden, da sie nur einen CN-Gehalt enthalten, der um 50% höher ist als bei unserer Sonne (CN0.5).

Bei Unukalhai ist den CN-Anteil doppelt so hoch wie bei unserer Sonne (CN1).

Unukalhai besitzt den ca. 12-fachen Radius und die ca. 74-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.732 Kelvin. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,63 km/s.

Unukalhai weist eine visuelle Helligkeit von 2,63 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,61 mag auf.

Laut dem WDS-Katalog werden Alpha Serpentis noch zwei weitere Sterne zugeordnet. Diese stehen aber nur visuell in einer Linie mit Unukalhai.

Alpha B (UCAC2-33945390) befindet sich in einer Entfernung von rund 3.900 Lichtjahren.

Er besitzt den ca. 7,53-fachen Radius und die ca. 28,6-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.865 Kelvin. UCAC2-33945390 wäre damit ein Stern der Spektralklasse K.

Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 11,8 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,41 mag aufs.

UCAC2-33945390 kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,1 km/s auf uns zu.

Alpha C (UCAC3 193-126073) ist wahrscheinlich ein sonnenähnlicher Stern der Spektralklasse G in ca. 700 Lichtjahren Entfernung. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.740 Kelvin. Er besitzt etwa denselben Sonnenradius und gleiche Leuchtkraft unserer Sonne.

Alpha C weist eine visuelle Helligkeit von ca. 13,90 mag und eine absolute Helligkeit von 4,68 mag auf.

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6. ε – Epsilon Serpentis (37 Serpentis, HD 141795)

Epsilon Serpentis ist ein weiß-leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse kA2hA5mA7V in ca. 68 Lichtjahren Entfernung.

Epsilon Serpentis ist ein sogenannter „Am-Stern“.

Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, bei denen in der Atmosphäre Metalle (m) wie Zink, Strontium, Zirkonium und Barium in erhöhter Konzentration gemessen wurden. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.

Dagegen zeigen die Am-Sterne einen Mangel von anderen Elementen, wie Calcium und Scandium.

Der Grund für die chemischen Anomalien ist auf einige Elemente zurückzuführen, die mehr Licht absorbieren, das heißt aufnehmen. Diese chemischen Elemente werden nach oben zur Oberfläche gedrückt wird, während andere unter der Schwerkraft absinken.

Dieser Effekt tritt nur auf, wenn der Stern eine geringe Rotationsgeschwindigkeit besitzt. Normalerweise rotieren Sterne der Spektralklasse A schnell. Die meisten Am-Sterne sind Teil eines Doppelsternsystems, in dem die Rotation der Sterne durch das sogenannte Gezeitenbremsen verlangsamt wurde. Dabei nimmt der Partnerstern Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit.

Bei Epsilon Serpentis wurde bisher noch keiner entdeckt.

Epsilon Serpentis dreht sich mit der für einen Stern seiner Spektralklasse niedrigen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 33 km/s.

Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-K-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt.

Die Bezeichnung der Spektralklasse bei Epsilon Serpentis lautet kA2hA5mA7V, was anzeigt, dass er ein A2-Stern darstellt, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird, er als ein A5-Stern beurteilt wird, wenn er nach seinen Wasserstofflinien und Epsilon Serpentis als ein A7-Stern angesehen wird, wenn er aufgrund seiner Schwermetalllinien beurteilt wird.

In seiner Atmosphäre wurde überdurchschnittlich viel Eisen, Nickel, Zirconium, Barium und verschiedene Seltene Erden nachgewiesen. Trotzdem fusioniert er als Stern der Spektralklasse A in seinem Kern noch Wasserstoff zu Helium.

Epsilon Serpentis besitzt die ca. 1,82-fache Masse und den ca. 2,22-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 7.130 Kelvin und er strahlt mit der 11,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Epsilon Serpentis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,69 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,01 mag auf.

Epsilon Serpentis wird wie die Sterne im Doppelsternsystem Beta Serpentis als ein High Proper Motion Star eingestuft. Er bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,4 km/s auf uns zu.

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7 ψ- Psi Serpentis (23 Serpentis, HD 140538)

Psi-Serpentis ist ein Dreifach-Sternensystem in ca. 48,2 Lichtjahren Entfernung.

Psi A und das enge Doppelstern-System Psi B umkreisen sich in einer Entfernung von ca. 61,6 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 528,8 Jahren.

Erst 2015 wurde Psi-B als Doppelstern-System nachgewiesen. Die beiden Sterne Psi Ba und Psi Bb sind dabei ca. 3 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 6 Jahren.

Das Sternensystem Psi-Serpentis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18 km/s. Vor ungefähr 585.000 Jahren hatte das Sternensystem die nächste Annäherung an uns und war dabei nur ca. 23,3 Lichtjahre entfernt.

Psi A ist ein gelb-leuchtender Stern der Spektralklasse G5V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er wird als ein unserer Sonne ähnlicher Stern eingestuft.

Psi A besitzt etwa dieselbe Masse, (ca. 99,3%), denselben Radius und die gleiche Helligkeit (ca. 98% Leuchtkraft) wie unsere Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 5.683 Kelvin.

Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 11 km/s.

Während das Alter unserer Sonne auf etwa 4,5 Mrd. geschätzt wird, liegt das Alter von Psi A bei ca. 3,2 Mrd.

Psi A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,84 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,03 mag auf.

Aufgrund der relativen Nähe zu unserem Sonnensystem und seiner Ähnlichkeit mit unserer Sonne wird Psi A seit längerem genauer untersucht.

Im Beobachtungszeitrum von den Jahren 1997 bis 2000 wurde beim Stern Psi A beobachtet, dass er von einem „Minimum-Maunder-Zustand“ in einen Zyklus mit vermehrter magnetischer Aktivität übergeht.

Das Minimum-Maunder beschreibt einen Zyklus, in dem bei unserer Sonne wenig Aktivitäten wie Sonnenflecken und Protuberanzen auftreten.

Protuberanzen sind Materieströme, die von der Sonne weggeschleudert werden und wieder zur Sonnenoberfläche zurückkommen. Sie bilden dabei Bögen. Diese geringen Aktivitäten konnten bei auch Psi A zum Teil beobachtet werden.

Da sich Psi A in diesem Zeitraum am Ende des Minimums befand, konnte ab dem Jahr 2000 ein vierjähriger starker Aktivitäts-Zyklus beobachtet werden. Von 2004 bis 2008 war die Aktivität wieder geringer.

Unsere Sonne befindet sich Anfang 2021 am Ende des Mauder-Minimums.

Das Doppelsternsystem Psi B besteht wahrscheinlich aus zwei roten Zwergen der Spektralklasse M.

Die beiden Sterne Psi Ba und Psi Bb weisen eine visuelle Helligkeit von ca. 12 mag. Die Masse der beiden Sterne wird auf jeweils ca. 25% unserer Sonne geschätzt.

Laut dem WDS-Katalog werden Psi Serpentis insgesamt 6 Sterne zu gerechnet.

Psi C (HD 140527) ist ein Stern der Spektralklasse K2/3III in ca. 1.790 Lichtjahren Entfernung.

HD 140527 besitzt den ca. 25,6-fachen Radius und die ca. 153-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.012 Kelvin.

HD 140527 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,03 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,33 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 42 km/s auf uns zu.

Psi D (GSC 00355-00250) befindet sich in einer Entfernung von ca. 360 Lichtjahren.

GSC 00355-00250 besitzt ca. 91% des Radius und etwa 50% der Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.084 Kelvin.

GSC 00355-00250 weist eine visuelle Helligkeit von ca. 11,64 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,43 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 37 km/s auf uns zu.

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8. μ – Mu Serpentis (32 Serpentis, HD 141513)

Mu Serpentis ist ein Doppelsternsystem in ca. 170 Lichtjahren Entfernung.

Mu A und Mu B haben eine Umlaufzeit von ca. 36 Jahren. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,4.

Mu Serpentis ist ein sogenanntes “Astrometrisches Doppelsternsystem“

Astrometrische Doppelsternsystem bestehen aus zwei Sternen, wobei einer der beiden Komponenten visuell nicht gesehen werden kann.

Meist wird der visuell nicht sichtbare Begleitstern erst dadurch entdeckt, dass er über seine Gravitation Einfluss auf die Bewegung des sichtbaren Sterns nimmt.

Das Doppelsternsystem Mu Serpentis kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,4 km/s auf uns zu.

Mu A ist ein weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B9.5III. Über seinen Entwicklungstand ist nichts bekannt. Wahrscheinlich fusioniert er noch immer Wasserstoff zu Helium im Kern.

Mu A besitzt die ca. 2,4-fache Masse und den ca. 2,91-fachen Radius unserer Sonne.

Die Oberflächen-Temperatur von Mu A beträgt ca. 10.440 Kelvin und er strahlt mit der ca. 95-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 96 km/s.

Mu A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,54 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,04 mag auf.

Eine nähere Bestimmung von Mu B ist zur Zeit nicht möglich. Eventuell kann es sich bei Mu B auch um ein Doppelsternsystem mit zwei Zwergsternen handeln. Mu B wird auf eine Gesamtmasse von dem ca. 2,3-fachen der Sonne geschätzt.

In der Nähe des Sternensystems sieht man auch das „Great Rift“. Das Great Rift ist eine riesige molekular Staubwolke, die sich in mitten der Milchstraße befindet.

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Der Schwanz der Schlange


Schlange2

9. η - Eta Serpentis (58 Serpentis, HD 168723)

Eta Serpentis ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III-IV in ca. 58,2 Lichtjahren Entfernung.

Eta Serpentis befindet mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Auf seiner Oberfläche wurden zudem erhöhte Werte von Kohlenstoff-Stickstock und Cyan-Molekülen gefunden.

Im Rahmen der Erforschung von Riesensternen wurden Eta Serpentis und andere Rote Riesen mit astroseismischen Messungen genauer untersucht. Mit den astroseismischen Messungen können die Eigenschaften für weit entfernte Objekte mit einer sehr viel höheren Präzision ermittelt werden. Mit der Astroseismologie wird anhand des ausgesendeten Frequenzspektrum bei pulsierenden veränderlichen Sternen der innere Aufbau der Sterne erforscht.

Auch bei Eta Serpentis wurden u. a. astroseismische Oszillationen (Schwingungen) nachgewiesen. Sein Alter von Eta wird auf ca. 2,8 Mrd. Jahre geschätzt.

Eta Serpentis besitzt den die ca. 2-fache Masse und den ca. 7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.637 Kelvin und er strahlt mit der ca. 20,3-fachen Helligkeit unserer Sonne.

Eta Serpentis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,25 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,25 mag auf.

Er dreht sich mit einer Rotations-Geschwindigkeit von ca. 2,6 km/s

Eta Serpentis wird wie die beiden Sterne im Doppelsternsystem Beta Serpentis als ein sogenannter High Proper Motion Star eingestuft und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,38 km/s.

Laut dem WDS-Katalog wird Eta Serpentis noch ein weiterer Stern mit einer visuellen Helligkeit von ca. 10,87 mag zugerechnet.

Dabei dürfte es sich wahrscheinlich um der Stern BD-02 4598 handeln.

BD-02 4598 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G und befindet sich in einer Entfernung von ca. 633 Lichtjahren.

Er besitzt die ca. 1,27-fache Leuchtkraft und den ca. 1,09-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.875 Kelvin.

Eta Serpentis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 10,87 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,43 mag auf.

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10. Alya θ – Theta Serpentis (63 Serpentis, HD 175638, 175639, 175726)

Alya ist ein Doppel-Sternsystem in ca. 130,7 Lichtjahren Entfernung.

Die beiden Sterne Theta A und Theta B sind ca. 900 AE voneinander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von ca. 14.000 Jahren.

Das Doppelsternsystem befindet sich mitten in der Milchstraße. Durch interstellaren Staub unserer Heimatgalaxie wird bei beiden Sternen die visuelle Helligkeit um ca. 0,11 mag vermindert.

Das Doppel-Sternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 48,7 km/s auf uns zu und wäre in rund einer Million Jahren dann ca. 30 Lichtjahre von uns entfernt.

Der Stern Theta C (HD 175726) steht nur in einer Sichtlinie zu dem Doppelsternsystem.

Theta A ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A5V. Er befindet sich wahrscheinlich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Theta A besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 2,52-fachen Radius unserer Sonne.

Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.555 Kelvin und er strahlt mit der ca. 18,5-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Theta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,52 mag, die im G-Band des GAIA-Satelliten gemessen wurde, und eine absolute Helligkeit von ca. 1,51 mag auf.

Seine Rotationsgeschwindigkeit wird auf ca. 140 km/s geschätzt.

Der Stern Theta B ist ebenfalls ein weiß-blau leuchtender Stern der Spektralklasse A5Vn. Der Buchstabe n bedeutet, dass das Sternenspektrum diffuse, verwaschene und nicht eindeutige Spektrallinien zeigt. Der Grund liegt in der hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 217 km/s.

Auch Theta B befindet sich mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 2,1-fachen Radius unserer Sonne.

Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 7.623 Kelvin und er strahlt mit der ca. 13,4-fache Leuchtkraft unserer Sonne.

Theta B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,90 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,87 mag auf.

Theta C ist ein Stern der Spektralklasse F in ca. 87 Lichtjahren Entfernung. Auch er befindet sich wahrscheinlich in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.

Theta C besitzt die ca. 1,1-fache Masse und den ca. 1,02-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.039 Kelvin und er strahlt mit der ca. 1,24-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.

Es gibt Vermutungen, dass er einen Begleiter mit einer visuellen Helligkeit von weniger ca. 13,5 mag haben kann.

Im Oktober 2007 wurde Theta C an 27 Tagen auf messbare solarähnliche Oszillationen näher untersucht. Allerdings waren die Ergebnisse nicht eindeutig.

Theta C Serpentis weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,56 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,43 mag auf.

Die drei Sterne werden in der SIMBAD-Datenbank als sogenannte High Proper Motion Stars eingestuft.

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Quellen-Angaben:

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

Schlange