1. α - Alpha Sextantis, (15 Sextantis, HD 87887)
Alpha Sextantis ist ein Stern der Spektralklasse A0III in einer Entfernung 425,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 20,8 Lichtjahren.
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 Spektralklassen beruht bis heute auf der Basis, die im 19. Jahrhundert gelegt wurde. Zwischenzeitlich wurde das System immer mehr verfeinert, so dass anhand der Spektralklasse schon eine grobe Zusammenfassung über einen Stern möglich ist.
Alpha Sextantis wird in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, daß sie aussenden. Der Buchstabe A steht damit für weiß-blau leuchtende Sterne.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühleren Sterne der jeweiligen Spektralklasse. Sterne der Spektralklasse A weisen Temperaturen in Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf.
Alpha Sextantis wird mit der Zahl 0 Buchstaben als ein heißer Stern der Spektralklasse A eingestuft. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.980 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 heute nicht mehr die Reihenfolge eines Sternenlebens anzeigt.
Alpha Sextantis wird in die Leuchtkraftklasse III eingestuft und ist damit ein Riesenstern.
Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V (Zwergstern) und damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern in unserem Teil der Galaxis mit einem Alter von ca. 4,5 Mrd. Jahren und einer voraussichtlichen Lebensdauer von nochmals rund 8 Mrd. Jahren.
Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Stern, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt. Unsere Sonne befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen.
Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, daß im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen.
Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Fusionen wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
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.
Alpha Sextantis gilt als ein “Envolved A-Type Star“. Bei diesen Sternen ist im Regelfall die Kern-Wasserstofffusion schon sehr weit fortgeschritten.
In welchem weiterentwickelten Entwicklungsstadium sich Alpha Sextantis genau befindet ist nicht bekannt.
Er besitzt die ca. 2,96-fache Masse, den etwa 4,5-fachen Radius und die rund 120-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Alpha Sextantis beträgt ca. 10 km/s. Diese ist für einen Stern seiner Spektralklasse ein sehr niedriger Wert. Sterne der Spektralklasse A haben regelmäßig Rotationsgeschwindigkeiten von 100 bis 180 km/s.
Daher wird angenommen, daß wir bei Alpha Sextantis auf einen seiner Pole schauen. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Alpha Sextantis weist eine visuelle Helligkeit von 4,427289 mag auf, die im sogenannten “G-Band“ des GAIA-Satelliten gemessen wurde.
Für den Astrometrie-Satelliten GAIA ist es schwierig Sterne mit einer größeren Helligkeit als 3 mag zu vermessen. Daher wurde die überwiegende Mehrheit der Sterne mit einer visuellen Helligkeit zwischen 10 und 15,5 mag im G-Band gemessen. GAIA benutzt dabei eine eigene Definition der “G-Band-Magnitude“.
Die G-Band-Magnitude ist eine scheinbare Helligkeit von Himmelsobjekten wie sie von der Raumsonde Gaia gemessen wird.
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 etwa 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 absolute Helligkeit von Alpha Sextantis beträgt ca. – 1,152 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.
Alpha Sextantis entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 21 km/s.
Bei einer Untersuchung in den Jahren 2000 bis 2001 wurden in seiner Atmosphäre verschiedene chemische Elemente in ungefähr der gleichen Menge gemessen, wie bei unserer Sonne. Diese Mengen kommen auch bei Sternen vor, die Alpha Sextantis ähneln.
2. β - Beta Sextantis (30 Sextantis, HD 90994)
Beta Sextantis ist ein Stern der Spektralklasse B5IV-V in einer Entfernung von 366,9 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 6,1 Lichtjahren.
Bei Beta Sextantis handelt es sich wahrscheinlich um einen sogenannten „Alpha² Canum Venaticorum Variable“ (oder α² CVn Variable).
α² CVn Variable sind chemisch andersartige Hauptreihensterne der Spektralklasse B8p bis A7p (das "p" steht für peculiar (eigenartig)).
Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien. Die Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise 0,01 bis 0,1 Größen (mag) in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Bei Beta Sextantis verändert sich die Helligkeit in einem Zeitraum von 15,4 Tagen um 0,1 mag.
Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigen sich bei den α² CVn Variable auch die Intensität der Spektrallinien und ihre Magnetfelder als variabel.
Die variablen Spektrallinien werden der unterschiedlichen Verteilung der Metalle in der Atmosphäre der α² CVn Variable zugeschrieben. Dadurch wird die Oberflächen-Helligkeit der Sterne an unterschiedlichen Stellen heller oder dunkler.
Die Metalle Si, Mn, Cr, Sr und Eu kommen in sehr viel höherer Konzentration vor als in anderen Sternen. Durch diese stärkere Intensität verändert sich die Helligkeit und führt zu Helligkeitsschwankungen.
Ein weiteres Merkmal der α² CVn Variablen sind Veränderungen in ihren Magnetfeldern. Dabei wird bisher angenommen, daß die Variabilität verschiedene Ursachen haben kann.
Zum einen zeigen α² CVn Variable eine schiefe Rotation des Sterns. Der Grund liegt darin, daß die Achse des Magnetfelds und die Rotationsachse des Sterns nicht übereinstimmen.
Ein weiterer Grund liegt in den Aktivitäten der α² CVn Variable. Ihre Sonnenflecken, die Protuberanzen und Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie bei unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.
Beta Sextantis besitzt etwa die 4-fache Masse und den rund 3,2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 14.570 Kelvin und er strahlt mit der ca. 184-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta Sextantis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 85 km/s. Diese Drehgeschwindigkeit steht jedoch für einen α² CVn Variable im Widerspruch zur Helligkeitsveränderung von 15,4 Tagen. Daher wird Beta Sextantis verschiedentlich auch sein α² CVn Variable-Status abgesprochen.
Beta Sextatis weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 5,036 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,22 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,6 km/s.
3. γ - Gamma Sextantis (8 Sextantis, HD 85558)
Gamma Sextantis ist ein Doppelsternsystem in rund 280 Lichtjahren Entfernung.
Gamma A und Gamma B weisen eine Umlaufzeit von ca. 77,55 Jahren auf. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,691. Wie weit die beiden Sterne von einander entfernt sind ist nicht bekannt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,05 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,43 mag auf.
Die beiden Sterne sind High Proper Motion Star und entfernen sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12 km/s. Das Alter des Sternensystem wird auf etwa 400 Mio. Jahre geschätzt.
Gamma A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A1V. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Gamma A besitzt die ca. 2,6-fache Masse und etwa den 2,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.825 Kelvin und er strahlt mit der rund 57-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,43 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,42 mag auf. Gamma A dreht sich mit einer Rotationgeschwindigkeit von ca. 135 km/s.
Gamma B ist ein ebenfalls ein Hauptreihenstern, jedoch der Spektralklasse A4V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 6,41 mag.
Mehr ist über ihn nicht bekannt.
Laut dem WDS-Katalog werden drei Sterne mit Gamma Sextantis in Verbindung gebracht.
Der Washington Double Star Catalog (WDS-Catalog) enthält mehr 150.000 Einträge von Mehrfach-Sternensystemen. Zumeist handelt es sich um Sternensysteme, bei denen die Sterne nur visuell beieinanderstehen.
Gamma C Sextantis (UCAC 410-050567) steht nur in einer Linie mit dem Doppelsternsystem Gamma AB. Er befindet sich in einer Entfernung von rund 898 Lichtjahren Entfernung.
UCAC 410-050567 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G mit einer Oberflächen-Temperatur von 5.357 Kelvin. Er besitzt in etwa den Radius (1,02) und etwa 78% der Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC 410-050567 weist eine visuelle Helligkeit, die im G-Modus gemessen wurde, von 12,108175 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,91 mag auf.
4. δ - Delta Sextantis (29 Sextantis, HD 90882)
Delta Sextantis ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B9.5V in einer Entfernung von 346,4 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 6,6 Lichtjahren. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Sterne der Spektralklasse B sind sehr heiße Sterne, da sie ihren Wasserstoff sehr schnell fusionieren. Sie sind zwar selten, aufgrund ihrer Leuchtkraft werden aber ein Drittel der hellsten Sterne am Nachthimmel der Spektralklasse B zugerechnet.
Delta Sextantis besitzt die ca. 2,58-fache Masse und den 2- bis 3-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 10.899 Kelvin und er strahlt mit der rund 82-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta Sextantis dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 152 km/s. Sein Alter wird auf etwa 140 Mio. Jahre geschätzt.
Delta Sextantis weist eine visuelle Helligkeit von 5,168239 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0, 0375 mag auf.
Auch Delta Sextantis ist ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 19 km/s.
