1. Aldebaran (α - Alpha Tauri, 87 Tauri, HD 29139)
Aldebaran ist ein orange-leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K5III in ca. 65,3 Lichtjahren Entfernung.
Spektralklassen werden dazu verwendet, um einen Stern in einer bestimmten Gruppe zusammenzufassen, wobei in der Bezeichnung auch schon eine relativ genaue Aussage zu 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.
Aldebaran wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse K (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse K am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse K auch als „späte Klasse“ bezeichnet.
Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden.
Sterne der Spektralklasse K stehen für die orange-rot leuchtenden Sterne in einem Temperaturbereich von 3.500 bis 4.900 Kelvin. Aufgrund der nicht sehr hohen Temperaturen können Hauptreihensterne der Spektralklasse K mehr als 50 Mrd. Jahre alt werden.
Die Oberflächentemperatur von Aldebaran beträgt ca. 3.910 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Bei den kleinen Sternen der Spektralklasse K, mit ca. 50 bis 80 % der Masse unserer Sonne, wird vermutet, dass sie eventuell eine für Planeten lebensfreundlich Umgebung bieten könnten.
Allerdings sind sie aufgrund ihres geringen Energieverbrauchs und der damit verbundenen geringen Leuchtkraft nur sehr schwer zu beobachten. Im Regelfall sind die für uns sichtbaren Sterne der Spektralklasse K wie Aldebaran Riesensterne. Sie sind für uns nur aufgrund der stark vergrößerten Oberfläche von meist weit mehr als 10 Sonnenradien zu sehen.
Die Spektralklasse K ist dadurch gekennzeichnet, dass sie starke Metalllinien zeigt. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
Die Spektren der Spektralklasse K zeichnen sich durch zahlreiche Absorptionslinien aus. Diese stammen meist von elementaren Metallen wie Kalzium (Ca I), Natrium (Na I) und Eisen (Fe I). Die Wasserstofflinien der Balmerserie verlieren weiter an Stärke, sind daher nicht mehr gut erkennbar. Bei Sternen der Spektralklasse K ist im Regelfall die Wasserstoff-Fusion beendet. Auch die Metalllinien verlieren bei zunehmend sinkender Temperaturen zu Gunsten von Molekülbanden der Moleküle CH, CN und Titanoxid (TiO) an Stärke
Die Zahl 5 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne, der jeweiligen Spektralklasse.
Aldebaran wird mit der Zahl 5 als ein durchschnittlich kühler Stern der Spektralklasse K 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 Ziffer heute nicht mehr die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Aldebaran 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.
Aldebaran ist schon sehr viel weiter als unsere Sonne.
Während seiner Hauptreihen-Phase verringerten sich aufgrund der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium die Teilchen im Kern des Sterns, gleichzeitig erhöhte sich die Atommasse von 0,5 auf 1,33 pro atomare Einheit.
Damit Aldebaran sein Temperatur- und Druckgleichgewicht aufrecht zu erhalten konnte, kam es zu einer Verdichtung der Masse. Dadurch gewann die Gravitation gegenüber dem Gasdruck die Oberhand.
Das bedeutet, durch die Massenanziehung (Gravitation) verdichtete sich der Kern noch mehr und es kam zu einem Temperaturanstieg.
Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzte in der bisher inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Fusionen ein. Auch hier wurde aus dem Wasserstoff 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 wächst an.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch Epsilon A immer mehr und schneller verwandelt. Durch die geringer werdenden Teilchen nahm die Atommasse und der Gravitationsdruck immer stärker zu.
Die Zentraldichte war schließlich so hoch, dass der Kern zu einem Weißen Zwergs entartet (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 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.
Zur Zeit befindet sich Aldebaran im Stadium der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck wieder temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Aldebaran besitzt die ca. 1,17-fache Masse, den ca. 44-fachen Radius und aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 425-fache Leuchtkraft der Sonne.
Die Sternenhülle von Aldebaran war aber in der Lage die schnelle Expansion abzufangen. Es kam 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.
Aldebaran verliert zur Zeit in einem Zeitraum von rund 300.000 Jahren eine Erd-Masse durch den Sternenwind an seine Umgebung. Der Grund dürfte in den schwachen Magnetfeldern in seiner unteren Atomsphäre liegen.
Aufgrund der relativen Nähe zu uns wurde Aldebaran mehrfach untersucht. In seiner Photosphäre wurden Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff nachgewiesen, was ein Hinweis ist, dass sich Aldebaran zu einem Roten Riesenstern entwickeln wird, ein normaler Weg im Rahmen der Sternenentwicklung.
An die Photosphäre eines Sterns schließt sich die Chromosphäre und die äußere Atmosphäre an. In einem Bereich in einer Entfernung von ca. 1,2 bis 2,8 Radien um den Stern können sich Gasmoleküle bilden, da die Temperaturen nur zwischen 1.000 und 2.000 Kelvin liegen.
Bei Aldebaran wurden dort auch Kohlenmonoxid, Wasser und Titanoxid nachgewiesen.
Der Sternenwind von Aldebaran wird sich noch auf bis zu rund 1.000 AE ausdehnen, dem Rand seiner Heliosphäre. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Die Heliosphäre ist die sogenannte Astrosphäre eines Sterns. Er bezeichnet den Bereich eines Sterns, indem noch die Sonnenwinde wirken.
Jeder Stern (auch unsere Sonne) bewegt sich mit einer bestimmten Geschwindigkeit durch den Raum unserer Galaxie, das sogenannte „interstellare Medium“. Dieses interstellare Medium besteht vorwiegend aus Staub, Magnetfeldern und einem nicht wahrnehmbaren Gas.
Unsere Sonne hat eine Geschwindigkeit von ca. 23 km/s. Dabei kommt sie aus der Richtung des Sternbildes Stier und fliegt in die Richtung des Sternbildes Skorpion.
Durch eine Art Flugwind, ist die Heliosphäre keine runde Blase sondern wahrscheinlich nach vorne hin etwas kleiner als nach hinten. Sie drückt in einer Art Bugwelle die Astrosphäre etwas zusammen. Wie und in welchem Ausmass das geschieht, wird noch erforscht.
Durch die Raumsonden Voyager 1 und 2 sind zum Teil die Entfernungen in unserem Sonnensystem bekannt.
Voyager 1 hat den Rand der Heliosphäre bereist erreicht, die sogenannte Randstoßwelle (eng. termination shock) in einer Entfernung von ca. 94 AE. Voyager 2 traf auf die termination shock bereits in einer Entfernung von ca. 84 AE.
Aldebaran dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 5,2 km/s und benötigt für eine Umdrehung rund 400 Tage. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Da Aldebaran eine sehr langsame Rotation aufweist, fehlt ihm der nötige Dynamo, um eine Corona zu erzeugen. Daher wurde in der oberen Atmosphäre bisher noch keine nennenswerte Röntgenstrahlung nachgewiesen.
Aldebaran ist ein Stern, der als „Slow Irregular Variable Star“ vom Typ „LB“ eingestuft wird.
Ein Slow Irregular Variable Star (SIV-Star) ist im Regelfall ein Riesenstern, der seine Helligkeit sehr langsam verändert. Diese Variabilität zeigt sich dabei in nur einem schwer zu ermittelndem Zeitraum. Manchmal kann auch keine Periode gemessen werden.
Die SIV-Stars werden im Allgemeinen Katalog der variablen Sterne (GCVS) in die Unterklassen L, LB und LC unterteilt.
Der Allgemeine Katalog variabler Sterne (GCVS) ist eine Liste variabler Sterne.
Bei den L- und LB-Sterne handelt es sich im Regelfall in der Entwicklung schon sehr weit fortgeschrittene Riesensterne der Spektralklassen K, M, C und S.
Aldebaran weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 0,86 mag auf. Seine Helligkeitsveränderungen liegen zwischen 0,75 und 0,95 mag. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden.
Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnituden-Zahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. - 26,7 mag.
Die durchschnittliche absolute Helligkeit von Aldebaran beträgt ca. 0,64 mag. Die absolute Helligkeit wird aus einer Entfernung von 32,6 Lichtjahren gemessen; unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von rund 4,84 mag. 32,6 Lichtjahren entsprechen 10 Parsec, eine weitere astronomische Entfernungseinheit.
Laut dem WDS-Katalog werden noch fünf weitere Sterne mit Aldebaran in Verbindung gebracht.
Der Washington Double Star Catalog (WDS-Catalog) enthält mehr 150.000 Einträge von Mehrfach-Sternensystemen. Zu meist handelt es sich um Sternensysteme, bei denen die Sterne nur visuell beieinander stehen.
Diese fünf Sternen stehen ebenfalls nur visuell in der Nähe von Aldebaran.
Aldebaran steht in einer Sichtline vor dem Sternhaufen Hyaden und wird diesem auch zugeordnet.
Einzig der Stern Alpha B Tauri könnte mit Aldebaran ein Doppelsternsystem bilden. Er befindet sich in einer Entfernung von 69,03 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 0,14 Lichtjahren.
Bisher gibt es hierfür jedoch keine Nachweise.
Im Jahr 2015 wurde ein Planet um Aldebaran nachgewiesen. Dieser, „Aldebaran b“ genannt besitzt eine Masse von ca. 6,5 Jupitermassen. Er benötigt für eine Umrundung ca. 6,29 Tagen und ist dabei ca. 1,47 AE entfernt.
Es gibt bisher noch keine Erkenntnisse wie sich ein kühler Riesenstern auf einen Planeten in seiner unmittelbaren Nähe auswirkt.
Im Jahr 2019 gab es jedoch eine Studie, die davon ausgeht, dass um Aldebaran kein Planet kreist, sondern die Schwankungen durch den Stern selbst hervorgerufen werden. Noch wird aber Aldebaran ein Planet zugeordnet.
Bei der näheren Untersuchung wurde eine weitere kleinere Unregelmäßigkeit gefunden, die alle 520 Tage auftritt. Bisher ist aber noch nicht der Grund dafür bekannt.
Bei den Sternen laut dem WDS-Katalog handelt es sich um:
Alpha Tauri B (WDS J04359+1631B)
Alpha Tauri B ist ein Roter Zwergstern der Spektralklasse M3V einer Entfernung von 69,03 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 0,14 Lichtjahren.
Rote Zwergsterne wie Alpha B 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.
Alpha B weist eine visuelle Helligkeit von 11,947625 mag auf, die von GAIA 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 G-Band-Magnitude ist eine scheinbare Helligkeit von Himmelsobjekten wie sie von der Raumsonde Gaia gemessen wird.
Die absolute Helligkeit von Alpha B liegt bei ca. 10,32 mag.
In einem 2018 veröffentlichten Artikel wurde die Entfernung von Aldebaran und Alpha B auf 573 AE geschätzt mit einer Unsicherheit von + / - 11 AE.
(Calibrating the metallicity of M dwarfs in wide physical binaries with F-, G-, and K- primaries – I: High-resolution spectroscopy with HERMES: stellar parameters, abundances, and kinematics D. Montes, R. González-Peinado, H. M. Tabernero, und andere).
Damit wäre Aldebaran noch rund 4 Lichtjahre weiter entfernt als bisher angenommen.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse wäre Alpha B ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Über die Masse und den Radius von Alpha B ist nichts bekannt.
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. Die Oberflächen-Temperatur von Alpha B beträgt ca. 3.600 Kelvin.
BD +16 630 (WDS J04359+1631C)
BD +16 630 ist ein Stern der Spektralklasse K4 in einer Entfernung von 177,68 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,5 Lichtjahren. Er besitzt rund 90% des Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 4.200 Kelvin und er strahlt mit 23% der Leuchtkraft unserer Sonne.
BD +16 630 weist eine visuelle Helligkeit von 10,310301 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 6,63 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 44,79 km/s.
BD +16 630 wird dem Offenen Sternhaufen Hyaden zugerechnet. Laut der SIMBAD-Datenbank umfassen die Hyaden mindestens 2.197 Sterne.
Bisher ist noch nicht geklärt ob BD +16 630 ein Doppel oder Mehrfachsternensystem ist.
2. Tianguan (ζ – Zeta-Tauri, 123 Tauri, HD 37202)
Tianguan ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 456 Lichtjahren Entfernung.
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.
Zeta A und Zeta B sind ca. 1,17 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 133 Tagen. Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 20 km/s von uns.
Im „General Catalogue of Variable Stars“ wird das Sternensystem Zeta Tauri als ein sogenannter „Gamma-Cassiopeiae-Variable“ eingestuft.
Diese Sterne sind benannt nach dem Prototyp Gamma Cassiopeiae. Bei diesen Sternen handelt sich um eine Unterklasse der sogenannten „Eruptiver Veränderlicher“.
Bei eruptiven veränderlichen Sternen ändert sich die Helligkeit nicht in einer bestimmten Periode, sondern unvermittelt (abrupt).
Die Gamma-Cass-Sterne sind wiederum eine Untergruppe der „Be“-Sterne.
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.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Eruptiv Veränderlichen können aus unterschiedliche Gründen erfolgen.
Die Gamma-Cas-Sterne sind sehr schnell rotierende Riesensterne. Sie zeigen dabei einen Materialabfluss durch Eruptionen, vergleichbar einem Vulkanausbruch bei uns auf der Erde. Dieses Material bildet um den Stern einen zirkumstellaren Ring aus Gas und Materie in Äquatornähe.
Gleichzeitig wird aus dem Ring wieder Material auf den Stern zurückgeführt. Es findet also eine Absorption (Aufnahme) und Reemission (Abgabe) von ausgestoßener Materie statt, was es schwierig macht die einzelnen Wellenlängen des Sterns zu bestimmen.
Zeta A ist ein Riesenstern der Spektralklasse B2IIIpe. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Zeta A ist ein sogenannter „Bp“-Stern.
Die Bp-Sterne sind chemisch eigenartige Sterne (das "p" steht für peculiar (eigenartig)) der Spektralklasse B.
Sie zeigen eine erhöhte Konzentration von Metallen wie Strontium, Chrom, Mangan und einiger Seltener Erden. Ihre Rotation ist langsamer als die normalerweise bei Sternen der Spektralklasse B üblich. Sie besitzen auch ein größeres Magnetfeld.
Der Buchstabe „e“ bedeutet, dass bei Zeta A Emissionslinien gefunden wurden, die auf eine ausgedehnte Hülle um den Stern herum deuten.
In dieser wurden verschiedene Elemente nachgewiesen. Außerdem zeigt Zeta A noch eine kleinere zyklische Variabilität, die alle 1.429 Tage auftritt.
Zeta A ist ein von einer spiralförmigen Scheibe, ähnlich wie beim Planeten Saturn, umgeben, in der sich eine Wölbung befindet. Es wird angenommen, dass es sich bei der Wölbung um seinen Begleiter Zeta B handelt, der sich aus der Scheibe aus Material und Staub abhebt. Die Scheibe weist einen Radius von ca. 0,2 bis 0,27 AE auf.
Zeta A besitzt die ca. 11,2-fache Masse und den ca. 5,5-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 15.500 Kelvin und er strahlt mit der ca. 4.169-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer für einen Stern seiner Spektralklasse normalen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 125 km/s.
Da Zeta B bisher noch nicht beobachtet werden konnte, ist über ihn fast nichts bekannt. Er besitzt wahrscheinlich 94% der Masse unserer Sonne.
Zeta wird der sogenannten „Taurion-OB-Association“ (Taurion) zugerechnet, einem neuentdeckten Sternhaufen. Dieser besteht laut der SIMBAD-Datenbank bisher aus 36 Mitgliedern. Bei denen handelt es sich um Sterne der Spektralklasse B.
Taurion befindet sich in einer Entfernung von ca. 150 parsec (rund 500 Lichtjahre). Die Sterne dürften sich in einem Alter von 10 bis 40 Mio. Jahre befinden.
Taurion befindet sich in rund 90 bis 160 Lichtjahre entfernt von der „Taurus Molecular Cloud“. Diese ist ein riesiges Sternen-Entstehungsgebiet im Sternbild Stier.
3. ϑ - Theta Tauri
Unter der Bezeichnung Theta Tauri sind zwei Sterne des offenen Sternhaufens Hyaden zu finden, die Sterne Theta 1 und Theta 2. Sie stehen visuell in einer Linie sind jedoch nicht physikalisch miteinander verbunden.
3.1 Theta 1 Tauri (77 Tauri, HD 28307)
Theta 1 Tauri ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in ca. 152,3 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 2,46 Lichtjahren.
Theta 1A und Theta 1B besitzen eine Umlaufzeit von ca. 16,3 Jahren. Die Umlaufbahn ist nicht rund sondern folgt einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Dabei die sind die beiden Sternen zwischen ca. 4,4 und 16 AE voneinander entfernt.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 38,8 km/s.
Theta 1A Tauri ist ein weiß-gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G9IIIFe-0,5. Er hat die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und befindet sich am Anfang der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Er hat wahrscheinlich erst vor kurzem die sogenannte „Hertzsprung-Lücke“ verlassen.
Das ist der Zeitraum, in dem ein Stern die Kern-Wasserstoff-Fusion beendet hat, aber noch nicht mit der Wasserstoff-Schalenbrennung begonnen hat.
Die Bezeichnung „Fe-0,5“ bei Theta 1A bedeutet, dass in seiner Atmosphäre rund 50% weniger Eisen als bei unserer Sonne gemessen wurde.
Er besitzt aufgrund der Ausdehnung den ca. 12,8-fachen Radius und die ca. 2,62-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.987 Kelvin und er strahlt mit der ca. 72-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Theta 1A weist eine visuelle Helligkeit von 3,4931 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,15 mag auf.
Theta 1B ist ein Hauptreihen der Spektralklasse F8.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K, M). Sie stellen praktisch den Übergang von den heißen zu den kühlen Sternen dar.
Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar.
Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 6.000 bis 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen haben sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
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“.
Theta 1B befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 1,2-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 6.200 Kelvin und er strahlt mit der ca. 2-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Theta 1B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 7 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,65 mag auf.
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3.2 Theta 2 Tauri (78 Tauri, HD 28319)
Theta 2 Tauri ist ebenfalls ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 149,53 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 2,56 Lichtjahren.
Die Umlaufzeit von Theta 2A und Theta 2B beträgt rund 141 Tage. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 0,23 und 1,3 AE voneinander entfernt.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von 3,377908 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,071 mag auf.
Theta 2A ist ein Stern der Spektralklasse A7III, der wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium steht.
Theta 2A ist ein sogenannter “Delta-Scuti-Stern”.
Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist. Sie besitzen 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-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.
Bei Theta 2A wurden zwölf verschiedene periodische Zeiträume festgestellt. Diese liegen zwischen 1,64 und 2,22 Stunden mit Helligkeitsveränderungen zwischen 0,03 und 0,0005 mag.
Bei Delta-Scuti-Sternen werden als 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 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 Sterninneren 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.
Theta 2A besitzt die ca. 2,86-fache Masse und den ca. 4,4-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 59-fachen Helligkeit unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 68 km/s.
Theta 2B Tauri ist wahrscheinlich ebenfalls ein Stern der Spektralklasse A.
Er besitzt die ca. 2,16-fache Masse und den ca. 2,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.800 Kelvin und er strahlt mit der rund 21-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Theta 2B Tauri dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 113 km/s.
4. Prima Hyadum (γ - Gamma Tauri, 54 Tauri, HD 27371)
Prima Hyadum ist eventuell ein Mehrfach-Sternensystem in einer Entfernung von 144,17 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 2,94 Lichtjahren und wird ebenfalls dem Offenen Sternhaufen der Hyaden zu gerechnet.
Bisher ist noch nicht geklärt, ob es sich bei Prima Hyadum um einen Einzelstern oder um ein Mehrfach-Sternensystem handelt.
Laut dem WDS-Katalog werden Prima Hyadum 2 Sterne zu geordnet. Über den oder die möglichen Begleiter von Prima Hyadum ist nichts bekannt.
Prima Hyadum ist ein orange-rot leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse G5IIIabCN0.5. Er befindet sich wahrscheinlich am Anfang der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff und 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 eine höherer Metallgehalt gemessen wurde als in der Sternen der Hyaden.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil an Metallen und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet.
CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne in den Hyaden wie Prima Hyadum 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).
Prima Hyadum ist von einem Magnetfeld umgeben, in dem hohe Eisen-, Sauerstoff- und Neonanteile gemessen werden. Das ist für einen Stern wie Prima Hyadum ungewöhnlich, da ein solches Magnetfeld im Regelfall bei einer hohen Rotationsgeschwindigkeit vorkommt. Er dreht sich dagegen mit einer Rotationsgeschwindigkeit von rund 2,1 km/s und benötigt für eine Umdrehung ca. 289 Tage.
Bei Prima Hyadum wurde wie bei vielen Sternen das sogenannte „Limb Darkening“ beobachtet.
Das Limb Darkening (Randverdunkelung) ist ein optischer Effekt, bei dem die Mitte eines Sterns heller erscheint als sein Rand.
Prima Hyadum wird als ein sogenannter „Red Clump Star“ eingestuft.
Die Red Clump Stars (Roten Klumpensterne) haben ihren Namen durch die Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
Sie sind dort eine Ansammlung von Roten Riesen mit einer Temperatur im Bereich von 5.000 Kelvin und einer Helligkeit im Bereich von 0,5 mag (etwas mehr oder weniger). Dabei treten Sie an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach treten sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Stars sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Prima Hyadum besitzt die ca. 2,62-fache Masse und den ca. 13,76-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.707 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 84,8-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Prima Hyadum weist eine visuelle Helligkeit von 3,654 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,22 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 38,5 km/s.
5. λ – Lambda Tauri (35 Tauri, HD 25204)
Lambda Tauri ist ein Mehrfach-Sternensystem in einer Entfernung von 396,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 25,7 Lichtjahren.
Im Doppelsternsystem AB sind die beiden Sterne Lambda A und Lambda B ca. 0,1 AE voneinander entfernt, mit einer Umlaufzeit von ca. 3,95 Tagen (3 Tage, 22 Stunden und 52 Minuten).
Das Doppelsternsystem Lambda AB wird in einer Entfernung von ca. 0,4 AE von Lambda C umrundet. Dieser benötigt für einen Umlauf ca. 33 Tage.
Das Mehrfachsternensystem Lambda Tauri weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 3,3872 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,04 mag auf.
Beim Doppelsternsystem Lambda AB handelt es sich um ein sogenanntes „Eclipsing Binary“ auch „Algol-Sterne“ genannt.
Algol (Beta Persei) ist der Namensgeber der „Algol-Sterne“. Algol-Sterne sind im Regelfall Doppelsternsysteme, bei denen die beiden Sterne regelmäßig so in einer visuellen Sichtlinie zu uns stehen, dass sich die beiden auf ihrer Umlaufbahn gegenseitig bedecken. Der Vorgang läuft genauso ab wie bei einer Sonnenfinsternis auf der Erde.
Die Dauer der Helligkeitsveränderungen und die regelmäßigen Perioden lassen sich genau berechnen. Beim Doppelsternsystem Algol findet alle 2 Tage, 20 Stunden und 49 Minuten eine Bedeckung statt.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Algol-Sternen kann dabei mehrere Magnituden (mag) betragen.
Durch die Bedeckungen liegt die visuelle Helligkeit des Doppelsternsystem Lambda Tauri im Bereich von 3,37 bis 3,91 mag.
Wenn Lambda A bedeckt wird, ändert sich die Helligkeit um ca. 0,435 mag, während sich bei einer Bedeckung von Lambda B die Helligkeit um ca. 0,09 mag verringert.
Neben der Bedeckung kann es auch noch zu Helligkeitsveränderungen bei einer Übertragung der Masse von einem Stern auf den anderen geben, wenn die beiden Sterne sehr nahe beieinander stehen.
Solche Doppelsternsystem können auch aus wechselwirkenden Sternen bestehen. Dann überträgt der eine Stern an den anderen Stern Masse. Das könnte auch bei dem Doppelsternsystem Lambda AB sein. Aufgrund der weiten Entfernung ist der Nachweis schwer zu führen.
Lambda A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse B3V.
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.
Den größten Teil ihrer Strahlung senden sie aufgrund ihrer hohen Temperatur im ultravioletten Bereich aus. Diese hochenergetische Strahlung reicht ab der Spektralklasse B2 (bei einer Oberflächen-Temperatur von mehr als 20.000 Kelvin) aus, um das Leuchten von Emissionsnebeln anzuregen.
Die Oberflächen-Temperatur von Lambda A beträgt ca. 18.700 Kelvin und er strahlt mit der ca. 5.800-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Im Vergleich zu den Hauptreihensternen, die ein Gewicht von 3 - 20 Sonnenmassen besitzen, sind Riesen der Spektralklasse B nur wenig grösser. Deshalb ist der Strang der Riesensterne im Hertzsprung-Russel-Diagramm nahe bei der Hauptreihe.
Lambda A besitzt die ca. 7,18-fache Masse und den ca. 6,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 85 km/s.
Als Hauptreihenstern zeigt Lambda A in seinem Spektrum einige Ungewöhnlichkeiten.
In seiner Atmosphäre wurden geringere Kohlenstoffwerte entdeckt als sonst üblich.
Normalerweise zeigen Hauptreihensternen, die eine Masse zwischen dem ca. 2,25 bis 9-fachen unserer Sonne besitzen regelmässig einen geringeren Kohlenstoffwerte in ihrer Atmosphäre. Die Kohlenstoffwerte verringern sich, während die Stickstoffwerte zunehmen und gleichzeitig die Sauerstoffwerte sich um 15% verringern.
Ein Vorgang, der sich über hundert Millionen Jahre hinzieht. Der Grund für die noch geringeren Kohlenstoffwerte bei Lambda A liegt in einem Temperaturabfall, in der den Stern umgebenden Korona.
Es wird angenommen, dass hierbei auch Masse über die Atmosphäre von Lambda A auf Lambda B übertragen wird.
Lambda B ist ein Unterriese des Spektralklasse A4IV.
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. Damit leuchtet der Stern heller als während seiner Hauptreihen-Phase.
Lambda B besitzt die ca. 1,89-fache Masse und den ca. 5,3-fachen Radius. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.405 Kelvin und er strahlt mit der ca. 128-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Aufgrund der räumlichen Nähe im Doppelsternsystem ist die Oberflächentemperatur von Lambda B auf der zu Lambda A zugewandten Seite um nochmals ca. 1.440 Kelvin höher.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 76 km/s.
Über Lambda C Tauri ist nicht viel bekannt. Er ist wahrscheinlich ein Zwergstern der Spektralklasse K mit ca. 70% der Masse unserer Sonne.
Für die Astrophysik ist das Dreifachen-Sternensystem ein wunderbares Forschungsobjekt.
Da ist einmal das Doppelsternsystem Lambda AB, dass von den theoretischen Modellen abweicht. Es beginnt damit, dass eigentlich Lambda A aufgrund der größeren Masse zuerst das Stadium eines Unterriesen erreichen sollte. Lambda A ist aber noch im Stadium eines Hauptreihensterns.
Daher wird davon ausgegangen, dass es sich bei dem Doppelsternsystem Lambda AB um eine „semidetached binary“ (sehr enges Doppelsternsystem) handelt, bei dem Lambda B sich nahe an der sogenannten „Roche-Grenze“ befindet.
Die Roche-Grenze (benannt nach Eduard Roche) wird in einem Doppelsternsystem als der Punkt bezeichnet, an dem ein Stern aufgrund der Gravitationskräfte des anderen Sterns massiv beeinflusst wird. Der Ausgangspunkt bei den Sternen ist ihre übliche geometrischen Form (Roche-Lobe). Befindet sich ein Stern innerhalb seines üblichen Aussehens gilt er als stabil.
Je näher sich zwei Sterne an dieser Grenze aufhalten, umso größer ist ihre gegenseitige Beeinflussung. Das kann bis dahin führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Normalerweise werden Körper, die innerhalb der Roche-Grenze einen Stern umkreisen von diesem Stern zerrissen, da die Gravitationskraft des kleineren Sterns nicht groß genug ist, um diesen zusammenzuhalten.
Bei Lambda B wird angenommen, dass er diesen Punkt schon knapp überschritten hat und seine geometrische Form nicht mehr eine Kugel ist, sondern er eine abgeplattete Form hat.
Die beiden Sterne liegen so nahe beieinander, dass eine Sternenmassentransfer von einem zum anderen stattfindet.
Doch die beiden Sterne beeinflussen sich nicht nur gegenseitig. Auch Lambda C wirkt aufgrund seiner Nähe auf die beiden Sterne ein.
Das Mehrfachsternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,8 km/s.
6. HD 21754 (5 Tauri)
HD 21754 ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von ca. 336,6 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 20,165 Lichtjahren.
HD 21754A und B haben eine Umlaufzeit von ca. 960 Tagen. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,397.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit 14,2 km/s.
Das Doppelsternsystem 5 Tauri weist eine visuelle Helligkeit von 3,836124 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,23 mag auf.
HD 21754A ist ein Riesenstern der Spektralklasse K0II-III. Er befindet sich wie Aldebaran mitten in der Kernfusion von Kohlenstoffen und Sauerstoff.
HD 21754A besitzt die ca. 4-fache Masse und den ca. 42,14-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.674 Kelvin und er strahlt mit der ca. 764-fachen Helligkeit unserer Sonne.
HD 21754 A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 10 km/s.
HD 21754 B besitzt die ca. 1,13-fache Masse unserer Sonne. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
7. ξ – Xi Tauri (2 Tauri, HD 21364)
Xi Tauri ist ein Vierfach-Sternensystem in ca. 194,2 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 8 Lichtjahren.
Beim Doppelsternsystem Xi AB handelt es sich wie bei Lambda Tauri AB um ein spektroskopisches Doppelsternsystem und um ein sogenanntes „Eclipsing Binary“. Die beiden Sterne sind ca. 0,13 AE voneinander entfernt mit einer Umlaufzeit rund 7,15 Tagen. Die Umlaufbahn ist dabei fast kreisrund.
Das Doppelsternsystem Xi AB wird in einer Entfernung von ca. 1,1 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 145 Tagen von Xi C umrundet.
Xi D wiederum als äußerster Stern des Mehrfachsternensystems zieht in einer Entfernung von ca. 50 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 224 Jahren seine Bahnen um die drei Sterne A, B und C.
Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2 km/s auf uns zu. Da die Messungen immer ein gewisse Fehler-Toleranz aufweisen, ist es auch möglich, dass sich das Sternensystem leicht von uns entfernt.
Das Sternensystem Xi Tauri weist eine visuelle Helligkeit von 3,701829 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,173 mag auf. Es strahlt mit der ca. 104,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Doppelsternsystem Xi AB besteht aus zwei Hauptreihenstern der Spektralklasse B8Vn, die sich beide noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befinden.
Die Bezeichnung „n“ bedeutet, dass diffuse und nicht eindeutig zu bestimmende Spektrallinien gefunden wurden, was im Regelfall auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hindeutet.
In Doppelsternsystemen ist die Rotationsgeschwindigkeit oftmals geringer, da sich die beiden Sterne im Rahmen des sogenannten Gezeitenbremsen gegenseitig beeinflussen. Die beiden Sterne Xi A und B drehen sich mit der sehr geringen Rotationsgeschwindigkeit im Bereich von 33 bis 34 km/s.
Algol-Sterne sind bedeckungsveränderliche Sterne, bei denen sich die Helligkeit dadurch verändert, dass der eine Stern vor dem anderen vorbeizieht und ihn bedeckt. Daher verändert sich die visuelle Helligkeit im Doppelsternsystem AB zwischen 3,70 und 3,79 mag.
Xi A besitzt die ca. 2,29-fache Masse und den ca. 2,0-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.400 Kelvin und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 33 km/s.
Xi B besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 1,5-fachen Radius unserer Sonne. Er hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 9.200 Kelvin und eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 34 km/s.
Xi C ist ebenfalls ein Stern der Spektralklasse B. Er besitzt die ca. 3,73-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur wird auf rund 15.100 Kelvin geschätzt und er dreht sich mit einer sehr hohen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 246 km/s.
Aufgrund seiner Entfernung zum Doppelsternsystem AB dreht er sich unbeeinflusst durch die beiden anderen Sterne.
Xi C weist eine visuelle Helligkeit von ca. 7,55 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 3,675 mag auf.
Xi D ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F5V. Er besitzt ca. 92% der Masse unserer Sonne und weist eine visuelle Helligkeit von ca. 8 mag auf.
8. ο - Omicron Tauri (1 Tauri, HD 21120)
Omicron Tauri ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 216,3 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,42 Lichtjahren.
Die beiden Sterne Omicron A und B haben eine Umlaufzeit von ca. 1.655 Tagen. Dabei folgt die Umlaufbahn keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,263. Auf Grund dessen sind die beiden Sterne Omicron A und Omicron B zwischen 3,1 und 5,4 AE voneinander entfernt.
Das Doppelsternsystem Omicron Tauri weist eine visuelle Helligkeit von 3,382374 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,726 mag auf. Es kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 21 km/s auf uns zu.
Omicron A ist ein Gelber Riesenstern der Spektralklasse G6III. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Bisher ist noch nicht geklärt ob er sich am Anfang der Kernfusion befindet oder diese schon seit längerer Zeit stattfindet.
Gelbe Riesensterne sind massereiche Sterne der Spektralklassen F und G sowie ehemalige Hauptreihensterne. Die bekannten Gelben Riesensterne weisen im Regelfall eine Masse von mindestens dem dreifachen unserer Sonne auf. Die Größten von ihnen können die hundertfache Masse unserer Sonne besitzen.
Omicron A besitzt die ca. 3-fache Masse und den ca. 18,1-fache Radius 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 Jahren statt. Unsere Sonne wird dafür rund 13 Mrd. Jahre benötigen.
Die Gelben Riesen befinden sich im Regelfall sehr weit fortgeschritten in der Sternenentwicklung. Sie stehen in astronomischen Zeiträumen gemessen kurz vor der nächsten Stufe und werden dann zu einem Roten Riesen.
Bei vielen von ihnen handelt es sich um weiterentwickelte ehemalige Blaue Riesensterne oder Hauptreihensterne.
Omicron A hat sich wahrscheinlich von einem Hauptreihenstern der Spektralklasse B zu einem Gelben Riesenstern entwickelt. Gelbe Riesensterne entwickeln sich erst kurz vor ihrem Ende zu einem Roten Riesen.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.180 Kelvin und er strahlt mit der ca. 149-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 25 km/s.
Das Alter von Omicron A wird auf etwa 380 Mio. Jahre geschätzt.
Über seinen Begleiter Omicron B ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
9. μ - Mu Tauri (49 Tauri, HD 26912)
Mu Tauri ist ein weiß-blau leuchtender Unterriese der Spektralklasse B3IV in einer Entfernung von 506 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 16,5 Lichtjahren.
Als Unterriese befindet er sich im Regelfall entweder am Ende der Wasserstoff-Fusion im Kern oder an Anfang der Helium-Fusion. Mu Tauri befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernwasserstoff-Fusion.
Aufgrund seiner Position in unserer Galaxie ist Mu Tauri ein ungewöhnlicher Stern. Er sollte eigentlich eher in der Nähe der Milchstraße zu finden sein. Da er noch als junger Stern gilt, muss er in der Nähe entstanden sein. Zudem befindet er sich in einer Wolke aus Staub und Gas, die die visuelle Helligkeit beeinflusst.
Eine Erklärung für seine Lage wäre, dass Mu Tauri dem „Cassiopeia-Taurus-Verbund“ zuzurechnen wäre. Wobei bisher noch nicht abschließend geklärt ist, ob es diese Sternegruppe, wie sie beschrieben wird, gibt. Denn das Alter der zugehörigen Sterne ist zu unterschiedlich.
Der Sternengruppe werden laut der SIMBAD-Datenbank 83 Sterne der Spektralklassen A oder B zu gerechnet. Sie soll sich über rund 4.000 Lichtjahre vom Sternbild Stier bis ins Sternbild Kassiopeia hinein erstrecken. Die Mitte des Sternenverbandes wird im Sternbild Perseus verortet, im Alpha-Persei-Cluster.
Der Alpha-Persei-Cluster ist ein offener Sternhaufen im Sternbild Perseus mit einem Alter von 50 bis 70 Mio. Jahren.
Mu Tauri besitzt die ca. 6,7-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 16.980 Kelvin. Durch den Staub und Nebel erscheint er bei uns nur mit einer Leuchtkraft des rund 462-fachen unserer Sonne. Die wirkliche Leuchtkraft wird auf das 1.960-fache geschätzt.
Er dreht sich mit einer für einen Stern seiner Spektralklasse niedrigen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 89 km/s. Daher wird davon ausgegangen, dass wir von oben auf Mu Tauri blicken.
Mu Tauri weist eine visuelle Helligkeit von 4,1826 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,77 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,3 km/s.
10. ν - Nu Tauri (38 Tauri, HD 25490)
Nu Tauri ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A0.5Va in einer Entfernung von 114,5 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von 1,5 Lichtjahren.
Nu Tauri besitzt die ca. 2,25-fache Masse und den ca. 2,87-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.836 Kelvin und er strahlt mit der ca. 28-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Klassifizierung „Va“ bedeutet: Nu Tauri wird als leuchtkräftiger („a“) Hauptreihenstern („V“) eingestuft. Er weist eine visuelle Helligkeit von 3,8112 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,08 mag auf.
Nu Tauri dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 83 km/s und kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,7 km/s auf uns zu.
Wenn Nu Tauri die Geschwindigkeit und Richtung beibehält wird er in ca. 5 Mio. Jahren nur noch rund 18,4 Lichtjahre von uns entfernt sein.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Katalog-Nr. J04032+0059 zwei Sterne aufgeführt. Der eine Begleiter von Nu Tauri ist TIC 407991627.
TIC 407991627 befindet sich einer Entfernung von 123 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,2 Lichtjahren.
Bei TIC 407991627 handelt es sich wahrscheinlich um einen Roten Zwergstern der Spektralklasse M mit einer Oberflächen-Temperatur von ca. 3.500 Kelvin.
TIC 407991627 weist eine visuelle Helligkeit von 12,968574 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 10,086 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6 km/s auf uns zu.
Über den anderen Begleiter ist nichts bekannt.
11. Delta Tauri
Dem Buchstaben Delta Tauri wurden im Sternbild Stier drei Sternensysteme zu geordnet. Alle drei Sternensysteme und die dazugehörigen Sterne werden dem Offenen Sternhaufen der Hyaden zugeordnet.
11.1 Hyadum II (δ1 - Delta1 Tauri, 61 Tauri, HD 27697)
Hyadum II ist der Name von Delta1 Tauri.
Bei Hyadum II handelt es um ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 160,6 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 1,8 Lichtjahren.
Im Doppelsternsystem Delta A haben die beiden Sterne Delta1 Aa und Delta1 Ab eine Umlaufzeit von ca. 529,8 Tagen. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis, sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,42. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 1,0 und 2,5 AE voneinander entfernt.
Delta1 Aa ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G9.5III CN0.5. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Durch die Kennzeichnung „CN0.5“ wird Delta1 Aa wie Teta Tauri 1 den CN-Riesensternen zugeordnet.
Wie die meisten Hyaden-Sterne gilt auch Delta1 Aa als metallreich. Sein Metallhalt ist um ca. 25% höher als bei unserer Sonne, was auch seinem Entwicklungsstand entspricht.
Delta1 Aa besitzt die ca. 2,8-fache Masse und den ca. 13,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.946 Kelvin und er strahlt mit der ca. 98,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta1 Aa weist eine visuelle Helligkeit von 3,516044 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,0545 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 4,2 km/s.
Delta1 Ab ist ein roter Zwergstern der Spektralklasse M mit einer visuellen Helligkeit von ca. 9,5 mag und der ca. 1,28-fachen Masse unserer Sonne. Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne bei denen im Kern die Wasserstofffusion stattfindet.
Zwar sind etwa 75% aller Sterne Rote Zwerge, da sie aber sehr lichtschwach sind, kann keiner von ihnen auf der Erde mit bloßem Auge gesehen werden. Da bei ihnen die Fusion von Wasserstoff zu Helium sehr langsam von statten geht, können Sie mehrere 10 Milliarden Jahre bis zu Billionen von Jahren als Hauptreihenstern Wasserstoff fusionieren.
Laut WDS-Katalog wird Delta 1 Tauri noch ein weiterer Stern zugerechnet: UCAC2 38018820
Bei UCAC2 38018820 handelt sich wahrscheinlich um einen Roten Riesenstern in einer Entfernung von 4.660 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 117 Lichtjahren. Er besitzt den ca. 10,67-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.960 Kelvin und er strahlt mit der ca. 25,3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC2 38018820 weist eine visuelle Helligkeit von 12,728879 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,95 mag auf.
11.2 δ2 Tauri (Delta2 Tauri, 64 Tauri, HD 27819)
Delta2 Tauri ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A2Vs in einer Entfernung von 150,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,7 Lichtjahren.
Er befindet sich noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Der Buchstabe „s“ bedeutet, dass in der Spektralanalyse des Sterns scharfe Absorptionslinien angezeigt werden.
In verschiedenen Sternkatalog wird Delta2 aufgrund der ungewöhnlich hohen Röntgenstrahlung als mögliches Doppelsternsystem geführt. Die Röntgenstrahlung kann vielfältige Gründe haben und u. a. auch von einer Abstrahlung eines bisher noch nicht bekannten Begleiter stammen.
Delta2 besitzt die ca. 1,96-fache Masse und den ca. 2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.174 Kelvin und strahlt mit der ca. 27-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta2 dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 42 km/s. Sein Alter wird auf etwa 450 Mio. Jahre geschätzt.
Delta2 Tauri weist eine visuelle Helligkeit von 4,755856 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,43 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 37,8 km/s.
11.3 δ3 – Tauri (Delta3 Tauri, 68 Tauri, HD 27962)
Delta3 Tauri ist ein Doppelsternsystem in ca. 154,68 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 1,01 Lichtjahren.
Über die Entfernung und die Umlaufzeit von Delta3A und Delta3B ist nichts bekannt.
Delta3A Tauri ist ein Stern der Spektralklasse A2IV-V und ein sogenannter „Blue Straggler“ (ein Blauer Nachzügler).
Blue Straggler sind Hauptreihensterne. Sie befinden sich meistens in einem Sternhaufen und sind Sterne, die heller (blauer) und leuchtkräftiger sind als Hauptreihensterne im Regelfall, die am Ende der Kernwasserstoff-Fusion angelangt sind. Sie besitzen die zwei- bis drei-fache Masse unserer Sonne.
Es gibt verschiedene Theorien über die Entstehung der Blue Straggler.
Da die Sterne in Sternhaufen oft nahe beieinanderstehen, können die Blue Straggler durch die Fusion von zwei Sternen oder durch Massetransfer zwischen den Sternen entstanden sein.
In verschiedenen Sternhaufen wurde beobachtet, dass beide Mechanismen vorkommen. Während es in der Mitte der Sternhaufen eher zu Fusionen von Sternen kommt, findet der Massetransfer zwischen den Sternen eher am Rande der Sternhaufen statt.
Zwischenzeitlich konnten die Blue Straggler auch im Bulge und Halo der Milchstraße und in anderen Galaxien nachgewiesen werden.
Delta3A ist auch ein sogenannter „Alpha 2 Canum Venaticorum-Stern“ (α2 CVn Variable).
α2 CVn Variable sind chemisch andersartige Hauptreihensterne der Spektralklasse B8p bis A7p. Sie besitzen starke Magnetfelder und starke Silizium-, Strontium- oder Chrom-Spektrallinien. Die Helligkeitsveränderungen betragen typischerweise 0,01 bis 0,1 mag in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigen sich 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.
Bei Delta3A wurde höhere Werte von verschiedenen Metallen sowie geringere Werte am Scandium gemessen.
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 der Magnetfelder und die Rotationsachse des Sterns nicht übereinstimmen.
Ein weiterer Grund liegt in den Aktivitäten des Sterns. Seine Sonnenflecken, die Protuberanzen und Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.
Delta3A Tauri besitzt die ca. 2,27-fache Masse und den ca. 2,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.947 Kelvin und er strahlt mit der ca. 35-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Delta3A weist eine visuelle Helligkeit von 4,295562 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,915 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 11,3 km/s.
Delta3B ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse G mit einer Oberflächen-Temperatur von ca. 5.650 auf. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 8,092681 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,71 auf.
Laut WDS Katalog werden unter der WDS-Nr. J04255+1756 insgesamt fünf Sterne aufgeführt. Über SIMBAD kann ein weiterer davon identifiziert werden:
WDS J04255+1756C, TIC 17409889
TIC 17409889 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse K in einer Entfernung von 152,08 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,12 Lichtjahren. Er besitzt ca. 71% der Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.190 Kelvin und er strahlt mit ca. 14% der Leuchtkraft unserer Sonne
TIC 17409889 weist eine visuelle Helligkeit von 8,092681 und eine absolute Helligkeit von ca. 4,75 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 38,5 km/s.
12. Ain (ε - Epsilon Tauri, 74 Tauri, HD 28305)
Ain ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G9.5IIICN0.5 in einer Entfernung von ca. 145,8 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,12 Lichtjahren.
Bei Ain handelt es sich wie bei Gamma Tauri um einen Kohlenstoffstern und Red Clump Star. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff und wird ebenfalls dem Offenen Sternhaufen der Hyaden zugerechnet.
Ain besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den ca. 16,64-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.670 Kelvin und er strahlt mit der ca. 118,7-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Ain weist eine visuelle Helligkeit von 3,280453 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,028 mag auf. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 3 km/s.
Ain war der erste Stern in einem offenen Sternhaufen, um den ein Planet entdeckt wurde.
Der Planet Amateru umrundet Ain in einer Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von ca. 0,15. Dabei ist der Planet zwischen 2,22 AE und 1,64 AE von dem Stern entfernt. Er benötigte ca. 645 Tage für einen Umlauf um Ain.
Amaertu besitzt die ca. 7,6-fache Masse und den ca. 1,18-fachen Radius des Jupiters, des größten Planeten in unserem Sonnensystem.
Im WDS-Katalog wird unter Nummer WDS J04286+1911 noch ein weiterer Stern aufgeführt.
UCAC2 38562433 (WDS J04286+1911B)
UCAC2 38562433 ist wahrscheinlich ein Riesenstern der Spektralklasse K in einer Entfernung von 2.066,65 Lichtjahre mit einer Unsicherheit von + / - 6,95 Lichtjahren. Er besitzt den ca. 9,7-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.068 Kelvin und er strahlt mit der ca. 23,2-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC2 38562433 weist eine visuelle Helligkeit von 10,806469 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,80 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 80,5 km/s.
13. ω - Omega Tauri
Unter Omega Tauri werden zwei Sterne aufgeführt, die nur visuell in einer Sichtlinie stehen.
13.1 Omega1 Tauri (43 Tauri, HD 26162)
Omega1 Tauri ist orange-leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K2III in einer Entfernung von 288,9 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 2 Lichtjahren.
Bei Omega1 handelt sich wie beim Stern Ain um einen sogenannter „Red Clump Star“. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Omega1 Tauri besitzt die ca. 1,53-fache Masse und den ca. 11,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.734 Kelvin und er strahlt mit der ca. 60,1-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,6 km/s.
Omega1 Tauri weist eine visuelle Helligkeit von 5,212071 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,475 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 25 km/s auf uns zu.
13.2 Omega2 Tauri (50 Tauri, HD 27045)
Omega2 Tauri ist ein weiß leuchtender Stern der Spektralklasse A3m in einer Entfernung von 92,975 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,255 Lichtjahren.
Omega2 ist ein sogenannter „Am-Stern“ der sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befindet.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne).
In der Atmosphäre der Am-Sterne wurden erhöhte Konzentrationen von Metalle (m) wie Zink, Strontium, Zirkonium und Barium gemessen.
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, dass 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 Omega2 beträgt Rotationsgeschwindigkeit ca. 70,1 km/s.
Omega2 ist ein Einzelstern, der jedoch von einer Trümmerscheibe umrundet.
Diese Trümmerscheiben bestehen im Regelfall aus Staub und kleinerem Material. Aus diesen Scheiben kommt zusätzliche Infrarotstrahlung. Sie ist das Ergebnis von thermischer Strahlung, die von den Staubteilchen abgeben wird.
Die Staubteilchen werden wiederum von der elektromagnetischen Strahlung des Sterns erwärmt.
Die Trümmerscheiben besitzen meist eine Dicke von weniger als 0,1 AE. Sie können jedoch einen Durchmesser von bis 120 AE erreichen.
Die gefundenen Mineralien der Trümmerscheiben entsprechen im Regelfall den Kometen unseres äußeren Sonnensystems.
Die „warmen“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von einigen AE. Ihre Temperatur liegt zwischen 100 bis 150 Kelvin.
Die „kalten“ Trümmerscheiben befinden sich in einem Abstand von etwa 30 bis 120 AE. Sie zeigen zum Teil eine Temperatur im Bereich von 20 Kelvin. Das ist der Temperaturbereich des Staubs im Kuipergürtel.
Die Temperatur der Trümmerscheibe um Omega2 beträgt rund 99 Kelvin.
Omega2 besitzt die ca. 1,9-fache Masse und den ca. 1,514-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.541 Kelvin und er strahlt mit der ca. 6,6-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Omega2 weist eine visuelle Helligkeit von 4,914 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,62 mag auf.
Omega2 ist ein sogenannter „High Proper Motion Star“.
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.
Omega2 entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 15 km/s. Er wird der „Octans Near Moving Group” zugeordnet.
Der Octans Near Moving Group werden insgesamt 24 Mitglieder zu geordnet.
14. 37 Tauri (HD 25604)
HD 25604 ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III-IIIb in ca. 175,4 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 3,11 Lichtjahren.
Er wird ebenfalls als ein sogenannter „Red Clump Star“ eingestuft und befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
HD 25604 besitzt die ca. 1,99-fache Masse und den ca. 12,32-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.680 Kelvin und er strahlt mit der ca. 65,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter wird auf rund ca. 1,4 Mrd. Jahre geschätzt. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 2,8 km/s.
HD 25604 weist eine visuelle Helligkeit von 3,9913 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,34 mag auf.
HD 25604 ist ebenfalls ein sogenannter High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,52 km/s.
15. κ - Kappa Tauri
Kappa Tauri ist visuelles Doppelsternsystem, dass ebenfalls zum Offenen Sternhaufen der Hyaden gehört.
Die beiden Sterne Kappa 1 und Kappa 2 bewegen sich gemeinsam durch den Raum, sie sind jedoch mehr als 3,5 Lichtjahre voneinander entfernt.
15.1 κ - Kappa1 Tauri (65 Tauri, HD 27934)
Kappa1 Tauri ist ein Stern der Spektralklasse A7IV-V in einer Entfernung von 151,8 Lichtjahren Entfernung mit einer Unsicherheit von + / - 2,57 Lichtjahren.
Er befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Kappa1 besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 3,31-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 7.850 Kelvin und er strahlt mit der ca. 37,3-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 94 km/s.
Kappa1 weist eine visuelle Helligkeit von 4,1131 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,77 mag auf.
Kappa1 wird als ein High Proper Motion Star eingestuft und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 37,3 km/s.
In einer Entfernung von ca. 67 AE wird er von einer Scheibe aus Staub und Material mit einer Temperatur im Bereich von 85 Kelvin umkreist.
15.2 κ -Kappa2 Tauri (67 Tauri, HD 27946)
Kappa2 Tauri ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F0V in einer Entfernung von 148,14 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,87 Lichtjahren.
Er befindet sich noch mitten in der Kern-Wasserstofffusion zu Helium.
Er besitzt den ca. 2,12-fachen Radius und die ca. 1,8-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 7.475 Kelvin und er strahlt mit der ca. 12,7-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 191 km/s.
Kappa2 wird aufgrund einer geringen Helligkeitsveränderung als Delta Scuti Star eingestuft. Diese liegt bei rund 0,03 mag über einen Zeitraum von mehreren Stunden.
Kappa2 weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 5,224731 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,94 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 32 km/s.
16. υ – Upsilon Tauri (69 Tauri)
Upsilon Tauri ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A8Vn in einer Entfernung von 146,42 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 3,27 Lichtjahren.
Upsilon Tauri ist ebenfalls Mitglied der Hyaden. Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Auch Upsilon wird den Delta-Scuti-Sternen zugeordnet. Er verändert seine Helligkeit in einem Zeitraum von 3,56 Stunden um 0,03 mag.
Upsilon weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 4,1479 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,89 mag auf.
Upsilon besitzt die ca. 1,55-fache Masse und den ca. 3,75-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 7.110 Kelvin und er strahlt mit der ca. 32,4-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Der Buchstabe „n“ deutet auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hin. Upsilon dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 243 km/s und einer Drehdauer von rund 10 Stunden.
Durch die hohe Drehgeschwindigkeit ist der Äquatorradius etwa 9% größer als der Polradius. Damit gleicht Upsilon eher einem Ei und nicht einer Kugel.
Sein Alter wird auf etwa 830 Mio. Jahre geschätzt und er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 32 km/s.
17. τ - Tau Tauri (94 Tauri, HD 29763)
Tau Tauri ist ein Mehrfach-Sternensystem.
Das Sternsystem Tau A befindet sich in einer Entfernung von 396,25 Lichtjahren mit einer Unsicherheit + / - 19,5 Lichtjahren. Es besteht aus drei Komponenten.
Da ist einmal Tau Aa1 und ein bisher noch unbekannter Begleiter in einer Entfernung von rund 0,015 AE mit einer Umlaufzeit von 2,96 Tagen.
Dann ist noch das Doppelsternensystem Tau Aa und der Stern Tau Ab zu betrachten. Tau Aa und Aab haben eine Umlaufzeit von 57,9 Jahren. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,36. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 22 und 47 AE voneinander entfernt.
Das Mehrfach-Sternensystem Tau weist eine visuelle Helligkeit von 4,321627 mag und ein absolute Helligkeit von ca. – 1,1 mag auf.
Neben dem Mehrfach-Sternensystem Tau A gibt es noch den Stern Tau B.
Tau B (HD 284659) ist ein Stern der Spektralklasse A2 in einer Entfernung von 399,2 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,55 Lichtjahren.
Wie Tau A und B miteinander in Verbindung stehen, kann aufgrund der weiten Entfernung noch nicht abschließend beurteilt werden.
Bisher wird davon ausgegangen, dass Tau A und B rund 7.000 AE voneinander entfernt sind mit einer Umlaufzeit von etwa 200.000 Jahren.
Das Sternensystem Tau Tauri kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,89 km/s auf uns zu.
In einem im Jahr 2022 veröffentlichten Artikel wurde das Doppelsternsystem TauAa genauer beschrieben (Identifying quiescent compact objects in massive Galactic single-lined spectroscopic binaries L. Mahy1, H. Sana, T. Shenar u. a.).
Das Doppelsternsystem Tau Aa mit einer Umlaufzeit von rund 2,96 Tagen und keiner nachweisbaren Exzentrizität besteht aus zwei Sternen.
Tau Aa1 dürfte wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse B5V mit der 5,5-fache Masse und dem 2,9-facher Radius unserer Sonne sein. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 16.600 Kelvin.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt max. 127 km/s.
Bei Tau Aa2 handelt es sich wahrscheinlich ebenfalls um einen Stern der Spektralklasse B mit der ca. 1,4-facher Masse und dem 1,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur wird auf 10.000 Kelvin geschätzt. Seine Rotationsgeschwindigkeit rund 25 km/s
Bei Sterne befinden sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium befinden.
Tau Ab ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A2V. Er besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 2,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 9.100 Kelvin und er strahlt mit der ca. 29-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Tau B ist ebenfalls ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A1V. Er besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 1,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 100 km/s.
Tau B weist eine visuelle Helligkeit von 7,151004 mag und eine absolute Helligkeit von 1,71 mag auf.
Das Sternensystem Tau Tauri wird ebenfalls dem „Cassiopeia-Taurus-Verbund“ zugerechnet wird.
18. Elnath (β - Beta Tauri, 112 Tauri, HD 35497)
Elnath ist ein Riesenstern der Spektralklasse B7III in rund 134 Lichtjahren Entfernung. Er wird sowohl dem Sternbild Stier als auch dem Sternbild Fuhrmann zugerechnet. Dort hat er die Bezeichnung Gamma Aurigae.
Elnath wird verschiedentlich als ist ein sogenannter „Quecksilber-Mangan-Stern“ (HgMn-Stern) eingestuft. Diese Sterne sind eine Unterklasse der „Chemical Peculiar Stars“ (CP-Sterne).
Die HgMn-Sterne zeigen einen hohen Anteil von Quecksilber (Hg) und Mangan (Mn). Im Gegensatz zu den anderen CP-Sternen fehlt bei den HgMn-Sternen ein Magnetfeld.
Sie zeigen keine hohe Rotationsgeschwindigkeit, keine übermäßige Pulsation und verfügen daher über eine relativ ruhige Atmosphäre. Die Rotationsgeschwindigkeit von Elnath beträgt ca. 59 km/s, was für einen Stern seiner Spektralklasse niedrig ist.
Die Oberflächen-Temperaturen der HgMn-Sterne liegen im Bereich von 10.000 bis 16.000 Kelvin. Die Oberflächen-Temperatur von Elnath beträgt rund 13.800 Kelvin.
Allerdings wurde bei Elnath eine typische Spezifikation der HgMn-Sterne nicht entdeckt, die erhöhten Quecksilber-Werte, dafür aber hohe Werte von Silizium und Chrom.
Daher wird er gelegentlich als ein „SrCrEu-Stern“ oder „Ap-Stern“ eingestuft.
Elnath besitzt die ca. 5-fache Masse und den ca. 4,2-fachen Radius unserer Sonne. Er strahlt mit der rund 700-fachen Leuchtkraft unserer Sonne und sein Alter wird auf etwa 100 Mio. Jahre geschätzt.
Elnath weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,65 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,42 mag auf.
Elnath ist ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 9,2 km/s.
Elnath hat einen visuellen Begleiter, den Stern BD + 28 795B, der jedoch in keiner physischen Verbindung mit ihm steht. Bei einer genaueren Suche wurden noch weitere Stern entdeckt, die jedoch sehr lichtschwach sind.
Über Elnath liegen bisher noch keine Daten des Satelliten GAIA vor.
