1. Deneb, (α - Alpha Cygni, 50 Cygni, HD197345)
Deneb ist ein blau-weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse A2Ia in einer Entfernung von 2.615 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 215 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.
Deneb wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen.
Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe A steht für weiß-blau leuchtende Sterne.
Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Die Oberflächen-Temperatur von Deneb liegt in einem Bereich von 8.450 bis 8.600 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen die Sterne der Spektralklasse A 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 wärmsten Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse.
Deneb wird mit den Zahl 2 als ein heißer Stern der warmen Spektralklasse A eingestuft.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Beta B wird als ein leuchtender Überriese in die Leuchtkraftklasse Ia eingestuft.
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,
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 bei den älteren Riesensternen immer wieder zu Änderungen der Elemente in ihrer Atmosphäre.
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 schweren Elementen muss zusätzliche Energie zugeführt werden. Damit ist das endgültige Lebensende eines Stern eingeläutet.
An diesem 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.
Deneb besitzt hat die ca. 19-fache Masse und den rund 203-fachen Radius unsere Sonne. Damit wird Deneb am sein Sternenleben als eine Supernova vom Typ 2 beenden.
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.
Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G wird jedoch als ein Hauptreihenstern in die Leuchtkraftklasse V und 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 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“.
Deneb ist ein Überriese, der sich gerade in einer Übergangsphase vom Blauen Riesen zum Roten Überriesen befindet und sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium steht. Schon in einigen Millionen Jahren könnte er in einer Supernova enden.
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).
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.
Deneb ist der Namensgeber einer Klasse von veränderlichen Sternen, den „Alpha-Cygni-Variablen“ (ACVG).
Alpha-Cygni-Variablen (ACVG) sind helligkeitsveränderliche Sterne, die Pulsationen aufweisen. Das bedeutet, dass sich einige Teile der Sternenoberfläche zusammenziehen, während sich andere Teile ausdehnen.
Die Pulsationen treten in einem verhältnismäßigen kleinen Oberflächen-Bereich auf, wobei ihr Zeitpunkt nicht vorherbestimmt werden kann.
Bei ACVGs handelt es sich um Überriesen der Spektraltypen B oder A. Die Helligkeitsschwankungen in der Größenordnung von 0,1 mag sind mit den Pulsationen verbunden, die aufgrund mehrerer Pulsationsperioden oft unregelmäßig erscheinen.
Die Pulsationen haben im Regelfall sehr kurze Perioden im Bereich von mehreren Tagen bis zu mehreren Wochen.
Der Namensgeber dieser Sternenklasse ist Deneb (Alpha Cygni). Er zeigt Helligkeitsschwankungen zwischen 1,21 und 1,29 mag.
Der Grund der Pulsationen von Alpha Cygni Variablen Sternen ist bisher noch vollständig geklärt. Sie sind nicht auf einen bestimmten Temperatur- und Helligkeitsbereich beschränkt, wie es die meisten pulsierenden Sterne tun.
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. Der Stern expandiert und vergrößert seinen Radius.
Wegen der sogenannten „Massenträgheit“ führt diese rücktreibende Kraft dazu, dass der Stern sich dabei über den Gleichgewichtspunkt hinaus ausdehnt. Sobald der Strahlungsdruck nachlässt dominiert wieder die Gravitation und der Stern schrumpf wieder.
Es entsteht also eine Oszillation (lat. für schwingen, schwanken, schaukeln). Der Stern dehnt sich aus und zieht sich wieder zusammen, er pulsiert.
Bei den meisten Sternen (wie z. B. auch der Sonne) sind diese Pulsationen allerdings sehr klein. Die Stärke der Pulsation hängt daher von der Art der rücktreibenden Kraft ab.
Der Kappa-Mechanismus erzeugt eine rücktreibende Kraft, die dazu führt, dass ein Stern pulsiert. Im Inneren eines Sterns wird durch Kernfusion Energie in Form von Gammastrahlung erzeugt.
Diese Energie wird allerdings nicht direkt vom Stern abgestrahlt.
Wegen der hohen Dichte im Sterneninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt.
Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert.
Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterneninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von Neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Aufgrund der weiten Entfernung zu uns gibt es über die Leuchtkraft von Deneb keine genauen Angaben. Sie liegt in einem Bereich zwischen dem 55.000- und 196.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Deneb besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 8.500 Kelvin. Unsere Sonne weist eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius) auf.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 20 km/s und er benötigt für eine Umdrehung ca. 80 Tage. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Aufgrund der Pulsationen weist Deneb eine visuelle durchschnittliche Helligkeit auf, die zwischen 1,21 und 1,29 mag liegt. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden.
Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Deneb dürfte etwa –8,38 mag betragen. 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.
Deneb kommt mit einer Radialgeschwindigkeit wird auf 4,95 km/s auf uns zu.
2. Sadr (γ – Gamma Cygni, 37 Cygni, HD 194093)
Sadr ist ein Gelber Riesenstern der Spektralklasse F8Ib in einer Entfernung von 1.833 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 280 Lichtjahren.
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 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Die Oberflächen-Temperatur von Sadr beträgt etwa 5.790 Kelvin mit einer Unsicherheit von + / - 100 Kelvin.
Viele leuchtkräftige große Sterne der Spektralklasse F sind Cepheiden. Die Cepheiden sind Standardsterne und werden zur Entfernungsbestimmung verwendet.
Während bei den Sterne der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umwandeln wird, erfolgt dies bei den Sternen der Spektralklassen Klassen F und G (unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V) im Rahmen der vier Schritte durch die sogenannte „Proton-Proton-Reaktion“.
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.
Sadr besitzt die 14,5-fache Masse (+ / - 1,1 Sonnenmassen) und den 150-fachen Radius unserer Sonne mit einer Unsicherheit von + / - 80 Radien, je nachdem wie weit Sadr von uns entfernt ist. Er strahlt mit der rund 33.000-fachen Leuchtkraft 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 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.
Wie bei Deneb ist auch bei Sadr bisher noch nicht klar in welchem Stadium der Sternenentwicklung er sich befindet.
Als gesichert gilt, dass Sadr die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet hat.
Sadr weist eine visuelle Helligkeit von 2,113725 mag und eine absolute Helligkeit, bei einer Entfernung von 1.830 Lichtjahren, von ca. – 6,635 mag auf.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nummer J20222+4015 neben Sadr noch weitere 3 Sterne geführt.
Der Washington Double Star Catalog (WDS) ist eine astronomische Datenbank mit mehr als 150.000 Sternensystemen bei denen die Sterne, die jedoch meist nur visuell sehr nahestehen.
Sadr befindet sich vor dem Nebel IC 1318, der sich in einer Entfernung von rund 4.900 Lichtjahren befindet.
3. η – Eta Cygni (21 Cygni, HD 188947)
Eta Cygni ist wahrscheinlich ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 138,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,65 Lichtjahren.
Eta A und Eta B sind rund 325 AE voneinander entfernt. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km. Sofern die beiden Sterne ein Doppelsternsystem bilden, hätte sie eine Umlaufzeit von ca. 3.500 Jahre.
Eta Cygni kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25,87 km/s auf uns zu.
Eta A ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III. Er befindet sich in der Entwicklung schon sehr viel weiter als unsere Sonne.
Am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium war die Atommasse im Kern von Eta A angestiegen, da Helium ein höheres Atomgewicht besitzt. Durch die Verdichtung der Masse stieg die nukleare Energieproduktion und die Leuchtkraft von Eta A an.
Durch den Temperaturanstieg aufgrund der Verdichtung im Kern setzte dann in der bis dahin inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. Der Wasserstoff wurde ebenfalls zu Helium fusioniert.
Das Verbrennen des Wasserstoffs vom Kern zur Hülle wird Wasserstoff-Schalenbrennen genannt (wie die Schalen einer Zwiebel). Dadurch wurde die Hülle von Eta A weiter nach außen getrieben.
Am Ende der Wasserstofffusion im Kern und der Hülle hatte Eta A einen sehr stark verdichteten Kern. Die Zentraldichte war so hoch, dass der Kern zu einem Weißen Zwerg entartete (nur der Kern).
Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe Dichte und Temperatur begann dann 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 bei einem Stern wie Eta A ab 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 war, wurde die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wurde und der herrschende Gasdruck wiederum temperaturabhängig ist, kam es zu einer heftigen Expansion von Eta A. Er dehnte sich aus und sein Umfang wurde größer.
Eta A besitzt etwa 90% der Masse und den ca. 11,50-facher Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 4.736 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der rund 60-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Eta A weist eine visuelle Helligkeit von 3,623402 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,48 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,2 km/s.
Sein Begleiter Eta B ist wahrscheinlich ein Roter Zwergstern der Spektralklasse M0.
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 Eta B ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Die visuelle Helligkeit von Eta B beträgt ca. 11 mag und es wird angenommen, dass er etwa 50% der Masse unserer Sonne besitzt.
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).
Die Roten Zwerge besitzen eine Oberflächen-Temperatur, die zwischen 2.200 und 3.800 Kelvin liegt.
Bei den Roten Zwergen findet keine Energieabgabe durch Strahlung statt. Das gesamte heiße Plasma steigt vom Sterneninneren nach oben, kühlt dort ab und sinkt wieder nach unten.
Aufgrund der Lichtundurchlässigkeit des dichten Sterneninneren erreichen die durch die Kernfusion entstandene Photonen nicht die Oberfläche. Stattdessen wird die gesamte entstandene Energie durch Konvektion vom Kern zur Oberfläche weitergeleitet wird.
Das entstandene Helium befindet sich daher nicht im Kern. Das bedeutet als Folge davon, die Roten Zwerge können mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie mit der Kern-Heliumfusion beginnen.
Alle diese einzelnen Teile sorgen dafür, dass Rote Zwergsterne mehrere 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren für die Kernwasserstoff-Fusion benötigen.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nummer J20222+4015 neben Eta Cygni noch weitere 5 Sterne geführt.
UCAC2 44190291 (J20222+4015C)
UCAC2 44190291 befindet sich in einer Entfernung von 3.318 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 59 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 2,27-fachen Radius und die rund 9,65-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 6.750 Kelvin. Wahrscheinlich handelt es sich bei ihm um einen Stern der Spektralklasse F.
UCAC2 44190291 weist eine visuelle Helligkeit von 12,443060 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,41 mag auf.
UCAC3 251-196431 (J20222+4015D)
UCAC3 251-196431 befindet sich in einer Entfernung von 3.940 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 56 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 12,12-fachen Radius und die rund 37,6-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 4.105 Kelvin. Wahrscheinlich handelt es sich bei ihm um einen Roten Riesen der Spektralklasse K oder M.
UCAC3 251-196431 weist eine visuelle Helligkeit von 11,701706 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,29 mag auf.
UCAC2 44190272 (J20222+4015E)
UCAC2 44190272 befindet sich in einer Entfernung von 5.980 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 140 Lichtjahren.
Er besitzt den ca. 4,67-fachen Radius und die rund 19-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 5.582 Kelvin. Wahrscheinlich handelt es sich bei ihm um einen Stern Spektralklasse G.
UCAC2 44190272 weist eine visuelle Helligkeit von 12,959112 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,64 mag auf.
In der visuellen Nähe von Eta Cygni befindet sich Cygnus X-1
Cygnus X-1
Cgynus X-1 ist ein Röntgen-Doppelsternsystem in einer Entfernung von rund 7.200 Lichtjahren.
Das Doppelsternsystem besteht aus einem Riesenstern der Spektralklasse O9.7Iab, der etwa die 40-fache Masse unserer Sonne (+ / - 16 Sonnenmassen) und den rund 22-fachen Radius besitzt.
Aufgrund seiner Temperatur von ca. 31.000 Kelvin besitzt er die rund 200.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das zweite Objekt ist entweder ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch, dass Material vom Riesenstern bei sich vereinnahmt.
4. φ – Phi Cygni (12 Cygni, HD 185734)
Phi Cygni ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 255,24 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 2,4 Lichtjahren.
In einem spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne so nahe beieinander, dass es nicht möglich ist diese im Teleskop als zwei Sterne aufzulösen. Nur durch ihre Spektrallinien (unterschiedliche Wellenlängen des sichtbaren Lichts) können sie getrennt werden.
Phi A und Phi B sind durchschnittlich 1,81 AE voneinander entfernt. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,56 und eine Umlaufdauer von 434,2 Tagen.
Das Doppelsternsystem besteht aus zwei Roten Riesensternen der Spektralklasse K0III. Beide Sterne befinden sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 4,400070 mag und eine absolute Helligkeit von – 0,0675 mag auf.
Phi Cygni entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,50 km/s.
Phi A besitzt die ca. 2,16-fache Masse und den rund 8,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 4.875 Kelvin und er leuchtet mit der rund 48,3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Phi A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,7 km/s.
Phi B besitzt die ca. 2,06-fache Masse, den rund 7,8-fachen Radius und die ca. 38,4-fache Leuchtkraft unserer Sonne auf. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 4.875 Kelvin. Er dreht sich einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,8 km/s.
5. Albireo (β – Beta Cygni, 6 Cygni, HD 183912)
Albireo ist ein Mehrfach-Sternensystem in einer Entfernung von 328 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 20 Lichtjahren.
Das Mehrfachsternensystem Beta A
Beta A wird zwischenzeitlich als ein Dreifach-Sternsystem angesehen in dessen Nähe sich eventuell ein Schwarzes Loch befinden könnte. Es wäre mit eine Entfernung von maximal 350 Lichtjahren das nächstgelegene Schwarze Loch.
Von den bekannten und bei uns sichtbaren Sternen ist das Mehrfachsystem Albireo aus wissenschaftlicher Sicht eine spannende Angelegenheit. Der Physiker und Astronom Ulrich Bastian hat darüber einige spannende Artikel in der Fachzeitschrift „Sterne und Weltraum“ veröffentlicht.
Beta Aa und Beta Ad haben eine Umlaufzeit von 371,2 Tagen mit einer Unsicherheit von + / - 5,6 Tagen. Die Umlaufbahn ist fast kreisrund mit einer sehr geringen Exzentrizität. Dabei sind die beiden Sterne maximal 1,9 AE voneinander entfernt.
Die beiden Sterne Beta Aa und Beta Ac sind rund 40 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von rund 214 Jahren.
Bisher ist noch geklärt, ob ein weiterer Begleiter von Beta Aa, das Objekt Ab, existiert. Allgemein wird bisher davon ausgegangen, dass es ein Objekt Ab wahrscheinlich nicht gibt.
Das Mehrfach-Sternensystem Beta A Cygni weist eine visuelle Helligkeit von 2,4327 und eine absolute Helligkeit von ca. -2,58 mag auf.
Bei Beta Aa handelt es sich um einen Roten Überriese (Red Supergiant) der Spektralklasse K2II.
Rote Überriesen (RSGs) sind die hellsten Sterne, die man im infraroten Wellenlängenbereich sieht. Sie sind junge und kalte Sterne mit einer typischen Leuchtkraft von mehr als dem 100-fachen unserer Sonne.
Von den rund 1.000 bekannten Roten Riesensternen der Leuchtkraftklasse I sind rund 400 RSGs. Der Nachweis der RSGs ist schwierig, da sie vom Temperaturniveau und der Helligkeit den AGB-Sternen (asymptotischen Riesensterne mit geringerer Masse) und den Super-AGB-Sternen (9 bis 10-fache Sonnenmasse) ähneln.
RSGs der Leuchtkraftklasse I sind massereiche Sterne mit der 9- bis 40-fachen Masse unserer Sonne und befinden sich in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen.
Beta Aa ist ein Red Supergiant der Leuchtkraftklasse II. Er besitzt die ca. 5,2-fache Masse und den rund 62-fachen Radius unser Sonne. Er befindet sich wahrscheinlich am Anfang der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.382 Kelvin und er strahlt mit der rund 1.260-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta Ac wird zurzeit noch als ist ein Stern der Spektralklasse B9.5V eingestuft. Er besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den rund 3-fachen Radius unserer Sonne. Beta Ac befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 10.000 Kelvin und er strahlt mit der ca. 79-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta Ad ist ein roter Zwergstern mit rund 8,5% der Masse unserer Sonne, dass entspricht der 89-fachen Masse des Planeten Jupiters.
Der Stern Beta B
Beta B ist ein sogenannter “Be-Star“ der Spektralklasse B8Ve mit der ca. 3,7-fachen Masse und dem rund 2,6-fachen Radius unserer Sonne. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
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.
Beta B dreht sich mit der hohen Rotationsgeschwindigkeit von 250 km/s und einer Drehdauer von 0,6 Tage.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 13.200 Kelvin und er strahlt mit der rund 229-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta B besitzt die rund 3,7-fache Masse und den ca. 2,59-fachen Radius unserer Sonne.
Nach dem neuesten Stand der Forschung wird davon ausgegangen, dass Beta A und Beta B eine physikalische Verbindung besitzen.
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Der Flügel im Osten der Milchstraße
6. Aljanah (ε Epsilon Cygni, 53 Cygni, HD 197989)
Aljanah ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 75,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,64 Lichtjahren.
Da die Umlaufbahn von Epsilon A und B einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität von 0,93 folgt sind die beiden Sterne zwischen 15,8 und 1,11 AE voneinander entfernt. Die Umlaufzeit beträgt etwa 55,1 Jahre.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 2,210965 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,387 mag auf.
Epsilon A ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III.
Er wird als ein sogenannter “Horizontal Branch Star“ eingestuft.
Der „Horizontal Branch“ (HB) ist eine Verzweigung im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD). Dort befinden sich die Sterne, die bereits den „Red Giant Branch“ (der Rote Riesenast) hinter sich gelassen haben.
Bei Sternen, die zwischen 0,5 und 2,3 Sonnenmassen besitzen, kommt es zum „Helium-Blitz“.
Der Radius des Sterns und die Temperatur sind davon abhängig wie groß die Masse in der Wasserstoffhülle (Schale) um den Heliumkern ist. Ein Stern mit einer größeren Wasserstoffhüllen ist nicht so heiß und nicht so leuchtkräftig.
Bei Sternen zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen sind die Heliumkerne größer und entarten erst gar nicht. Die Fusion im Kern erfolgt ruhiger und wird von den Plasmaschichten des Sterns absorbiert (aufgenommen). Sie sind damit nicht mehr nach außen hin sichtbar.
Epsilon A besitzt die rund 1,1-fache Masse und den ca. 11-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.805 Kelvin und er strahlt mit der etwa 57-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Epsilon B ist ein Roter Zwergstern mit rund 0,265 Sonnenmassen.
Epsilon A zeigt eine weitere Variabilität von 291 Tagen. Bisher ist noch nicht geklärt ob es sich dabei um einen Planeten der Größe des Planeten Jupiters handelt oder ob diese von Epsilon A stammt.
Laut dem WDS-Katalog werden Epsilon Cygni unter der WDS-Nummer J20462+3358 noch drei weitere Sterne zugerechnet, die jedoch nur visuell in der Nähe der Doppelsternsystems Epsilon AB stehen.
Epsilon Cygni C (WDS J20462+3358B)
Epsilon Cygni C ist ein Roter Zwergstern der Spektralklasse M3 einer Entfernung von 71,55 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von +/ - 0,025 Lichtjahren.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.667 Kelvin.
Epsilon C weist eine visuelle Helligkeit von 12,206367 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 10,5 mag auf.
UCAC4 620-107894 (WDS J20462+3358C)
UCAC4 620-107894 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G in einer Entfernung von 745 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,68 Lichtjahren. Er besitzt einen ähnlichen Radius wie unsere Sonne (98%).
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.135 Kelvin und er strahlt mit der rund 60-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC4 620-107894 weist eine visuelle Helligkeit von 12,02 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,23 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von 13,43 km/s auf uns zu.
7. ζ Zeta Cygni (64 Cygni, HD 202109)
Zeta Cygni ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 149,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,94 Lichtjahren.
Die Umlaufbahn von Zeta A und B folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,22. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 8 und 13 AE voneinander entfernt
Das Doppelsternsystem Zeta Cygni weist eine visuelle Helligkeit von 2,982149 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,324 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von 16,72 km/s.
Zeta Cygni ist ein Barium-Doppelsternsystem.
Barium-Sterne werden im Regelfall der Leuchtkraftklasse der Riesensterne und den Spektralklassen G bis K zu geordnet. Fast 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.
Zeta A Cygni ist ein Gelber Riesenstern der Spektralklasse G8IIIp und Zeta B ist ein Weißer Zwerg der Spektralklasse DA4.2.
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 kleiner Stern, Zeta B war der Spenderstern. Zu diesem Zeitpunkt war Zeta B 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 bei Zeta B 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 eine Großteil der Masse von Zeta B auf Zeta A übertragen wurde, ist noch nicht ganz geklärt, da dieser Übertragungsprozess bei den Barium-Sternen noch nicht vollständig analysiert ist.
Am Ende des Prozesses hat sich dann Zeta B von einem Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt.
Während des Massetransfers standen sich die beiden Sterne so nahe, dass sie sich an der sogenannten „Roche-Grenze“ befanden (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 (Zeta B) schon lange ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern (Zeta A) sich zu einem Roten Riesen entwickelt hat.
Zeta A wird als ein sogenannter „milder Barium-Stern“ bezeichnet und verfügt über den rund dreifach höheren Wert an Barium als unsere Sonne. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff
Bei Zeta A wurden noch weitere Elemente gefunden, was für einen Barium-Stern normal ist.
Zeta A besitzt die ca. 3,05-fache Masse und den rund 15-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.910 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der etwa 112-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 0,4 km/s.
Zeta B ist ein Weißer Zwerg der Spektralklasse DA4.2.
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 als Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch zu enden.
Weiße Zwerge befanden sich am Ende ihres Sternenlebens unterhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (benannt nach dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar) mit einer Restmasse von weniger als 1,44 Sonnenmassen.
Im Regelfall bestehen Weiße Zwerge aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte. Diese wird von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre umhüllt.
Ein Weißer Zwerg, der die Masse unserer Sonne besitzt, weist nur die Größe des ein bis zweifachen unserer Erde auf. Sie können eine Oberflächen-Temperatur von mehr als 50.000 Kelvin besitzen. Aufgrund ihrer geringen Größe sind sie jedoch sehr leuchtschwach.
Zeta besitzt etwa 60% der Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt mindestens 12.000 Kelvin.
Die Weißen Zwerge sind in der Klasse D (für Degeneriert) verortet, da in ihnen keine Kernfusionen mehr stattfinden und sie langsam abkühlen.
Die Klasse D wird weiter in den Spektraltypen DA, DB, DC, DO, DQ, DX und DZ unterteilt.
Die Spektralklasse DA bedeutet eine wasserstoffreiche Atmosphäre oder äußere Schicht mit starken Balmer-Wasserstoff- Spektrallinien.
Der Flügel im Westen der Milchstraße
8. Delta Cygni (18 Cygni, HD 186882)
Delta Cygni ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 167,2 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 6,87 Lichtjahren.
Delta A und Delta B sind durchschnittlich etwa 157 AE voneinander entfernt und haben dabei eine Umlaufzeit von ca. 780 Jahre. Da die Umlaufbahn keinem Kreis sondern einer Ellipse folgt, sind die beiden Sterne zwischen 84 und 240 AE voneinander entfernt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von rund 2,87 mag und eine absolute Helligkeit von ca. –0,68 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23,6 km/s auf uns zu.
Delta Cygni A ist ein weiß-blau leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B9III. Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Delta Cygni A besitzt die ca. 2,93-fache Masse und den ca. 5,13-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 10.150 Kelvin und er strahlt mit der etwa 155-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 135 km/s.
Delta B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F1V.
Er besitzt etwa die 1,5-fache Masse unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Delta B beträgt rund 7.300 Kelvin und er strahlt mit der ca. 6-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der Nummer WDS J19450+4508 insgesamt noch 5 weitere Sterne geführt, die aber nur visuelle in der Nähe des Doppelsternsystems stehen.
9. ι - Iota Cygni
Unter Iota Cygni sind die beiden Sterne Iota 1 und Iota 2 vermerkt. Die beiden Sternen stehen jedoch nur visuell nahe beieinander. Sie sind rund 250 Lichtjahre voneinander entfernt.
9.1 Iota 1 Cygni (7 Cygni, HD 183534)
Bei Iota 1 Cygni könnte es sich um ein Spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 371,15 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 3,83 Lichtjahren handeln. Über den möglichen Begleiter von Iota 1 ist jedoch nichts bekannt.
Iota 1 Cygni ist ein weiß leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A1V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Er besitzt die ca. 2,4-fache Masse und den etwa 3-fachen Radius unsere Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.650 Kelvin und er strahlt mit der rund 60-fache Helligkeit unserer Sonne.
Iota 1 dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 52 km/s und einer Umlaufdauer von ca. 2,9 Tagen.
Iota 1 weist eine visuelle Helligkeit von 5,727995 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,4475 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1,9 km/s.
9.2 Iota 2 Cygni (10 Cygni, HD 184006)
Iota 2 Cygni ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A9V in einer Entfernung von 122,45 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,78 Lichtjahren.
Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Iota 2 besitzt die rund 2-fache Masse und den ca. 3,83-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.148 Kelvin und er strahlt mit der rund 34,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne auf.
Iota 2 weist eine visuelle Helligkeit von 3,748195 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,87 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 19,5 km/s auf uns zu.
10. κ - Kappa Cygni (1 Cygni, HD 181276)
Kappa Cygni ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse G9III in 123,14 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von 0,5 Lichtjahren. Er ist der stellare Nachbar von Iota 2 Cygni.
Kappa Cygni befindet sich zur Zeit Mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoff.
Kappa Cygni besitzt die ca. 2,5-fache Masse und den rund 9,2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.993 Kelvin und er strahlt mit der ca. 47,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Kappa Cygni weist eine visuelle Helligkeit von 3,544013 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,66 mag auf.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 29,3 km/s auf uns zu.
Etwas nördlich von Kappa Cygni befindet sich der Kappa Cygni Meteoridenschauer.