1. Zubenelgenubi (α - Alpha Librae, 8 + 9 Librae, HD 130819 + HD 130841)
Zubenelgenubi ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 74,9 Lichtjahren Entfernung.
Dabei umkreisen sich die beiden Doppelsternsysteme Alpha A und Alpha B in einer Entfernung von ca. 5.400 AE mit einer Umlaufdauer von mehr als 200.000 Jahren. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Das Doppelsternsystem Alpha A ist ein visuell nicht auflösbares Sternensystem. Die beiden Sterne sind im Durchschnitt ca. 0,51 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufdauer von ca. 70,34 Tagen.
Im Doppelsternsystem von Alpha B sind die beiden Sterne Alpha Ba und Alpha Bb ca. 10 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufdauer von ca. 5.870 Tagen.
In einiger Entfernung ist noch ein weiterer Stern (KU Librae) zu sehen, von dem aber bisher noch nicht geklärt ist, ob er mit dem Mehrfachsternensystem in Verbindung steht.
Das Mehrfach-Sternensystem Zubenelgenubi entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23,8 km/s.
Das sehr enge Doppelsternsystem Alpha A besteht wahrscheinlich aus zwei weiß leuchtenden Sternen der Spektralklasse A3IV-V.
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 beiden Sterne von Alpha Librae sind wie unsere Sonne Hauptreihensterne. Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Unterart eines Sterns, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt.
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 5,5 Mrd. Jahren. Unsere Sonne ist noch mitten in der Fusion noch Wasserstoff zu Helium. In der Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Im ersten Schritt fusionieren zwei Protonen zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen. Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck jedoch sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich das zwei Protonen miteinander fusionieren.
In der Chemie und der Physik wird das Verbrennen eines Stoffs 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 eines Sterns 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. 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 Gamma-Photon außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Bei der Fusion werden wieder zwei Protonen frei.
Damit entstand aus vier Protonen ein Helium-Kern. Bei diesem Vorgang 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.
Durch die Leuchtkraftklasse IV-V werden die beiden Sterne von Alpha A als Zwergsterne an der Schwelle zu Unterriesen eingestuft.
Während der Zeit als Hauptreihenstern führt die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium zu einem Anstieg der Leuchtkraft. Das Doppelsternsystem hat die ca. 36-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Da die beiden Sterne von Alpha A Librae zur Zeit nicht einzeln auflösbar sind, wird ihre mittlere Temperatur auf ca. 6.600 Kelvin geschätzt. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Das Doppelsternsystem Alpha A hat eine visuelle Helligkeit von ca. 2,75 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 Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen.
Die absolute Helligkeit beträgt ca. 0,92 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 Aa hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 180 km/s, während die Drehgeschwindigkeit von Alpha Ab langsamer geschätzt wird. Sterne der Spektralklasse A haben im Allgemeinen eine wesentlich höhere Rotationsgeschwindigkeit als unsere Sonne. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Alpha Aa hat die ca. 1,97-fache Masse unserer Sonne, während Alpha Ab die ca. 1,6-fache Masse besitzt.
Im zweiten Doppelsternsystem Alpha B ist der Stern Alpha Ba ein weiß leuchtender Zwergstern der Spektralklasse F3V. Er ist ebenfalls ein Hauptreihenstern, der ebenfalls noch seinen Wasserstoff zu Helium fusioniert.
Ein Stern der Spektralklasse F, wie Alpha Ba, ist ein Stern, der sich im stellaren Mittelfeld befindet. Sie repräsentieren einen Stern mit einer mittleren Temperatur, einer durchschnittlichen Leuchtkraft und einem mäßigen Energieverbrauch. Alpha Ba hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 6.653 Kelvin und die ca. 3,86-fache Helligkeit unserer Sonne.
Er besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 5,153 mag und eine absolute Helligkeit beträgt ca. 3,35 mag.
Alpha Ba hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 5,95 km/s und die ca. 1,5-fache Masse unserer Sonne.
Alpha Bb ist ein roter Zwergstern. Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Zentrum das Wasserstoff-Brennen (Kernfusion von Wasserstoff zu Helium) stattfindet.
Rote Zwerge erfüllen gerade noch die Voraussetzungen für einen Stern damit die Fusion von Wasserstoff zu Helium zustande kommt. Aufgrund der geringen Masse kommt die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium wesentlich langsamer in Gang. Daher haben sie auch meist nur maximal 5% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie leuchten so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann. Auch Alpha Bb ist mit einer visuellen Helligkeit von ca. 8,55 mag nur im Teleskop sichtbar.
Er hat ca. 50% bis 60% Masse unserer Sonne.
2. Zubeneschemali (β – Beta Librae, 27 Librae, HD 135742)
Zubeneschamali ist ein blau-weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B9V in ca. 185 Lichtjahre Entfernung.
Es gibt einige Anzeichen dafür, dass Beta Librae ein Doppelsternsystem sein könnte. Nachgewiesen wurde der Begleiter von Zubeneschamali bisher noch nicht.
Sterne der Spektralklasse B fusionieren ihren Wasserstoff so schnell, dass sie im Regelfall nur ein Alter von ca. 100 Mio. Jahren erreichen. Sie gelten als Sterne, die eigentlich selten zu finden sind. Aufgrund ihrer Helligkeit werden aber etwa ein Drittel der hundert hellsten Sterne der Spektralklasse B zugeordnet.
Das Alter von Zubeneschamali wird auf ca. 80 Mio. Jahren geschätzt und er fusioniert noch seinen Wasserstoff zu Helium.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 12.300 Kelvin und er besitzt aufgrund der hohen Temperatur die ca. 130-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er besitzt die ca. 3,5-fache Masse und den ca. 4,9-fachen Radius.
Zubeneschamali hat eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 250 km/s, die für Sterne seiner Spektralklasse üblich sind.
Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 2,61 mag und seine absolute Helligkeit ca. – 1,16 mag.
Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 35,2 km/s auf uns zu.
3. Zubenelhakrabi (γ – Gamma Librae, 38 Librae, HD 138905)
Zubenelhakrabi ist eventuell ein Doppelsternsystem in ca. 163,16 Lichtjahren Entfernung.
Die beiden Sterne Gamma A und Gamma B sind mind. ca. 2.100 AE voneinander entfernt und haben eine Umlaufzeit von mindestens 55.000 Jahren. Ob die beiden physikalisch ein Doppelsternsystem bilden ist bisher noch nicht endgültig geklärt.
Das Sternensystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 26,71 km/s auf uns zu.
Gamma A ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8.5III. Gamma A ist zur Zeit bei Fusion von Helium zu Kohlenstoff.
Durch die hohe Dichte und Temperatur im Kern, nach dem Ende der Wasserstoff-Fusion, hat das Helium-Brennen begonnen. Dabei werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt.
Dabei wird Gammastrahlung ausgesendet. Diese Kernfusion kann nur bei Temperaturen von über 100 Mio. Kelvin stattfinden. Der Vorgang wird auch als Drei-Alpha-Prozess bezeichnet. Durch den äußerst rasch aufschaukelnden Prozess wird die Temperatur sehr schnell sehr hoch. Die explosionsartige Fusion von Helium im Drei-Alpha-Prozess wird auch Helium-Blitz genannt.
Am Ende der Wasserstoff-Fusion war die Dichte im Kern so hoch, dass dieser „entartete“. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Es hat nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Sobald die Kerntemperatur während der Helium-Fusion genügend hoch ist, wird die Entartung des Kerns 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.
Gamma A hat die ca. 1,15–fache Masse und den ca. 11,14-fachen Radius unserer Sonne.
Die Hülle des Sterns ist aber in der Lage die heftige Expansion des Sterns abzufangen. Es kommt zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Gamma A besitzt zur Zeit eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.786 Kelvin und durch die größere Fläche die ca. 72-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er verfügt über eine visuelle Helligkeit von ca. 3,91 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,59 mag.
Der Stern Gamma B ist ein roter Zwergstern der Spektralklasse K7.
Etwa drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie leuchten so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann. Gamma B hat eine visuelle Helligkeit von ca. 11,2 mag.
Rote Zwergsterne habe keine Energieabgabe durch Strahlung. Bei ihnen steigt das gesamte heiße Plasmamaterial nach oben, kühlt dort ab und sinkt wieder nach unten. Die dabei entstandene Energie wird sehr langsam durch Konvektion an die Oberfläche weitergeleitet.
Konvektion bedeutet, dass sich die kälteren und wärmeren Schichten vermischen. Dadurch befindet sich im Kern kein Helium, wie sonst üblich bei Hauptreihensternen. Rote Zwerge können mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie die Hauptreihe verlassen und haben damit eine sehr lange Lebenszeit.
Rote Zwergsterne können mehreren 10 Milliarden bis zu Billionen von Jahren alt werden.
4. θ – Theta Librae, (46 Librae, HD 142198)
Theta Librae ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III in ca. 168,47 Lichtjahren Entfernung. Er wird als “Red Clump Star” eingestuft.
Die roten Klumpensterne verdanken ihren Namen der Position im Hertzsprung-Russel-Diagramm, bei der sie vermehrt auftreten. Sie besitzen meist eine Temperatur von ca. 5.000 Kelvin und eine absolute Helligkeit von ca. 0,5 mag.
Diese Roten Riesensterne sind entwickelte metallreiche Sterne, die bereits den Heliumblitz hinter sich haben und nun einen helium-brennenden Kern besitzen.
Als Metalle werden in der Astronomie alle Elemente außer Wasserstoff und Helium bezeichnet.
Theta Librae besitzt die ca. 1,84-fache Masse und den ca. 9,85-fachen Radius unserer Sonne. Er hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.700 Kelvin und aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 35-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 10 km/s.
Theta Librae verfügt über eine visuelle Helligkeit von ca. 4.136 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,56 mag. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,4 km/s.
5. 48 Librae (FX Librae, HD 142983)
FX Librae ist ein Stern der Spektralklasse B3Vsh in ca. 468 Lichtjahren Entfernung. Er wird als Schalenstern oder Hüllenstern (Shell-Star) eingestuft. Diese Sterne zeigen Merkmale einer zirkumstellaren Gasscheibe. Aufgrund der Abgabe von Materie und Gas an ihre Umgebung schwankt ihre Leuchtkraft. Zudem besitzen sie eine hohe Rotationsgeschwindigkeit.
Diese schnelle Rotation kann zwar einige Phänomene der Schalensterne erklären, doch sie geben noch immer viele Rätsel auf, die noch nicht erklärt werden können.
Die Hüllensterne sind eine Untergruppe der „Be-Stars“. Be-Sterne sind Sterne der Spektralklasse B die Emissionslinien (e) zeigen. Ein weiteres Merkmal der Be-Sterne ist ihre hohe Rotationsgeschwindigkeit die zwischen 200 und 500 km/s liegen kann.
Bei FX Librae beträgt die Rotationsgeschwindigkeit ca. 400 km/s. Dadurch hat besitzt einen abgeplatteten Pol. Der Stern gleicht einem Ei. Der Radius des Äquators ist ca. 43% größer als der Radius der Pole.
FX Librae ist noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Sterne der Spektralklasse B wie FX Librae sind extrem heiß und verbrennen somit ihren Vorrat an Wasserstoff so schnell, dass sie im Regelfall "nur" ein Alter von etwa 100 Millionen Jahre erreichen können.
Die Sterne der Spektralklasse B sind zwar Raritäten in der Milchstraße, da Sie aber derart hell werden, zählen etwa ein Drittel der hundert hellsten Sterne am Sternenhimmel zur Spektralklasse B.
FX Librae hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 7.612 Kelvin und die ca. 1.100 Leuchtkraft unserer Sonne.
FX Librae hat die ca. 6,07-fache Masse und den ca. 4,12-fachen Radius unserer Sonne. Die ihn umgebende Gasscheibe hat den ca. 15-fachen Radius unserer Sonne. Anhand des hohen Wasserstoff-Anteils und der sehr hohen Infrarotstrahlung wird davon ausgegangen, dass die Scheibe eine hohe Dichte besitzt.
Bei FX Librae wurden Aktivitätszyklen von 12 und 17 Jahren beobachtet. Wie weit diese miteinander zusammenhängen, muss noch weiter erforscht werden.
FX Librae hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,95 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,83 mag.
FX Librae kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,5 km/s auf uns zu.
6. Brachium (σ – Sigma Librae, 20 Librae, HD 133216)
Brachium ist ein Doppelsternsystem in ca. 288 Lichtjahren Entfernung.
Die Entfernung zwischen Sigma A und Sigma B und ihre Umlaufzeit ist nichts bekannt. Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,2 km/s auf uns zu.
Sigma A ist ein Riesenstern der Spektralklasse M2.5III. Er ist am Ende der Fusion von Helium zu Kohlenstoff angelangt.
In seinem Zentrum befindet sich nun ein entartet, verdichtet Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Entartet heißt, die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt.
Der Kern ist von einer helium-brennenden Schale umgeben, der sich an die äußere wasserstoff-brennenden Schale anschließt.
Daran schließt sich dann eine sehr große Hülle mit Wasserstoff an. Diese Hülle wird vom Sterneninneren durch Konvektion (Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten) durchgemischt. Nun ist der Stern ein „Asymoptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.
Durch die regelmäßige Durchmischung der einzelnen Regionen kommt es zu kernphysikalischen Prozessen, in denen ein Großteil alle bekannten Elemente entstehen. Diese Elemente werden im Rahmen der Konvektion an die Oberfläche des Sterns getragen.
Dort kühlt sich dann das Gas ab und aus den Elementen werden Moleküle. Dieses molekulare Gas kühlt sich dann weiter ab und wird dann zu kleinsten Staubteilchen. Diese nehmen das abgebende Licht des Sterns auf und werden dann durch den Sternenwind weggeblasen (Absorption des emittierenden Lichts des Sterns).
Durch die Ausdehnung haben die äußeren Gasschichten nur eine sehr geringe Dichte. Damit sind die Gasschichten nur noch durch eine schwache Gravitation an den Stern gebunden. Durch Sternwinde werden die äußeren Gasschichten abgestoßen und bilden für einige Zeit einen planetarischen Nebel um den Stern.
Sigma A Librae hat die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 108-fachen Radius unserer Sonne. Das sind ca. 0,52 AE.
Er wird als halbregelmäßiger veränderlicher Stern (semi-regular variable Star, SR-Star) eingestuft und dabei der Unterklasse B zugeordnet. Die SRB-Sterne sind Riesenstern am Ende ihres Sternenlebens. Sie können eine oder mehrere verschiedene Helligkeitsveränderungen vorweisen.
Bei Sigma A Librae wurden zwei Perioden entdeckt. Die erste Periode zeigt Helligkeitsveränderungen zwischen 0,10 und 0,15 mag in einem Zeitraum von 15 bis 20 Minuten. Die zweite Periode mit der gleichen Helligkeitsveränderung zeigt sich in einem Zeitraum von 2,5 bis 3,0 Stunde.
Er hat eine visuelle Helligkeit von ca. 3,20 bis 3,46 mag und eine absolute Helligkeit von ca. -1,5 mag.
Sigma A hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 3.596 Kelvin und aufgrund der vergrößerten Oberfläche die ca. 1.820-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Von Sigma B ist nicht viel bekannt. Er hat eine visuelle Helligkeit von ca. 16 mag. Wahrscheinlich handelt es sich bei Sigma B um einen roten Zwerg.
7. υ – Upsilon Librae (39 Librae, HD 139063)
Upsilon Librae ist ein Doppelsternsystem in ca. 223,7 Lichtjahren Entfernung.
Über die Entfernung zwischen Upsilon A und Upsilon B sowie ihre Umlaufzeit ist nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 24,9 km/s auf uns zu.
Upsilon A ist ein orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse K3III. Er ist mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Upsilon A besitzt die ca. 1,67-fache Masse und den ca. 31,5-fachen Radius unserer Sonne. Als kühler Riesenstern hat er eine Oberflächen-Temperatur von ca. 4.135 Kelvin und aufgrund der größeren Fläche die ca. 309-fache Helligkeit unserer Sonne.
Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 3,628 mag und seine absolute Helligkeit ca. -0,28 mag. Sein Alter wird auf ca. 3,14 Mrd. Jahre geschätzt.
Über Upsilon B ist nur seine visuelle Helligkeit von 10,8 mag bekannt. Er dürfte wahrscheinlich ein Roter Zwerg sein.
8. τ - Tau Librae (40 Librae, HD 139365)
Tau Librae ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 367 Lichtjahren Entfernung.
Die beiden Sterne Tau A und Tau B haben keine kreisförmige Umlaufbahn, sondern die einer Ellipse mit in einer Entfernung zwischen 0,13 AE und 0,07 AE und einer Umlaufdauer von ca. 3,3 Tagen umkreist.
Das Doppelsternsystem hat eine visuelle Helligkeit von ca. 3,68 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,59 mag. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von 33,3 km/s von uns.
Tau A ist ein weiß leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B2,5V. Sterne der Spektralklasse B sind extrem heiß und verbrennen somit ihren Vorrat an Wasserstoff so schnell, dass sie "nur" ein Alter von etwa 100 Millionen Jahre erreichen können. Das Alter von Tau A wird auf ein Alter von ca. 31 Mio. Jahre geschätzt.
Tau A hat eine Oberflächen-Temperatur von ca. 17.990 Kelvin und die ca. 2.705-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er besitzt die ca. 7,25-fache Masse und den ca. 3,2-fachen Radius unserer Sonne. Er hat eine für einen Stern der Spektralklasse B normal hohe Rotationsgeschwindigkeit von ca. 134 km/s.
Da die beiden Sterne des Doppelsternsystems sehr eng beieinander sind, können die Werte für Tau B nur im Rahmen der physikalischen Gesetze geschätzt werden.
Tau B ist wahrscheinlich ein Stern Spektralklasse B5 und hat die ca. 4,3-fache Masse unserer Sonne. Er hat die ca. 300-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
