1. Menkar (α - Alpha Ceti, 92 Ceti, HD 18884)
Menkar ist ein gelb-orange leuchtender Roter Riesenstern der Spektralklasse M1,5IIIa in ca. 249,2 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 dem Stern getroffen wird. Denn es werden weitere Unterteilungen vorgenommen.
Die Einteilung der heutigen Spektralklasse 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.
Menkar wird in der Spektralklasse M (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse M am Ende ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse M auch als „späte Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe M steht damit für orange-rot leuchtende Sterne.
Die Zahl 1,5 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die sich noch am Anfang ihrer Entwicklung befinden, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne, die sich am Ende ihres Sternenlebens befinden. Sterne der Spektralklasse M weisen Temperaturen in Bereich von 2.000 bis 4.000 Kelvin auf.
Menkar wird mit der Zahl 1,5 Buchstaben als ein heißer Stern der Spektralklasse M eingestuft. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.795 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffer heute nicht mehr die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Menkar wird in die Leuchtkraftklasse IIIa eingestuft und ist damit ein leuchtkräftiger 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 in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. In der Chemie und der Physik wird das Verbrennen eines Stoffs als Fusion bezeichnet.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen. Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich das zwei Protonen miteinander fusionieren.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen. Das Neutrino verlässt die Sonne. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Dabei wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium. Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
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.
Menkar ist schon sehr viel weiter als unsere Sonne.
Am Ende Wasserstoff-Fusion hatte Menkar im Kern eine so hohe Dichte, 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.
Durch die hohe Dichte und Temperatur hatte das Helium-Brennen begonnen. Dabei werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Bei diesem Fusionsprozess wird in erhöhter Konzentration 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.
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.
Die Hülle des Sterns ist aber in der Lage den Ausbruch abzufangen. Es kommt zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns werden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangen Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Da Menkar sein Helium im Kern bereits verbraucht hat, befindet er sich am Ende seines Sternenlebens.
Menkar ist ein „Asymptotic Giant Branch“ (AGB-Stern), ein Roter Riese.
Ein AGB-Stern ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD-Diagramm). Dort gibt es eine Region, in der die Riesensterne vom Hauptstrahl des Diagramms wie ein Ast (branch) bei einem Baum abzweigen. Im HRD-Diagramm sind dort die kühleren Riesensterne beheimatet. Nach der gängigen Theorie befinden sich alle Sterne, die eine Masse im Bereich von 0,6 bis 10 Sonnenmassen besitzen, einmal in ihrem Sternenleben im AGB-Zweig.
Im Zentrum von Menkar befindet sich nun ein entarteter, verdichteter Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, das heißt die Masse im Kern ist so dicht, dass sich der Zustand nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt. Menkar steht am Beginn der Kohlenstoff-Fusion.
Sein 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.
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.
Menkar hat zur Zeit die ca. 2,3-fache Masse und den ca. 89-fachen Radius unserer Sonne. Aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der ca. 1.455-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 6,9 km/s. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Menkar weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,54 mag auf. Je höher der Wert ist, der in Magnituden (mag) gemessen wird, umso schwieriger kann ein Stern von uns gesehen werden. Ab einer Magnitude von mehr als ca. 6,0 ist ein Stern nur noch im Teleskop sichtbar. Die Magnitudenzahl wurde in einem logarithmischen System entwickelt, um die Lichtschwäche eines Sterns darzustellen. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. -26,7 mag.
Die absolute Helligkeit von Menkar beträgt ca. – 3,2 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.
Menkar kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 26,08 km/s auf uns zu.
2. λ - Lambda Ceti (91 Ceti, HD 18604)
Lambda Ceti ist ein weiß blau leuchtender Riesenstern der Spektralklasse B6III in ca. 576,3 Lichtjahren Entfernung.
Die Blauen Riesensterne sind keine ehemaligen Zwergsterne, sondern werden in einer Gaswolke schon als Riesen geboren. Obwohl sie dabei schon die Größe von Roten Riesen erreichen können, stehen sie noch am Anfang ihres Sternenlebens.
Aufgrund des hohen Drucks und der großen Masse dauert die Fusion von Wasserstoff zu Helium nur einige zehn Millionen Jahre (unsere Sonne benötigt dafür mehr als 9,5 Mrd. Jahre).
Die blauen Riesen entstehen wie alle Sterne in den sogenannten Dunkelwolken. Dunkelwolken sind die kalten, dichten und dunklen interstellaren Gaswolken. Durch das staubige Material (eventuell auch gröbere Strukturen bis hin zu Kometen) wird das Licht der dahinter liegenden Sterne abgedunkelt.
Sterne der Spektralklasse B wie Lambda Ceti 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. Da die einzelnen Fusionsprozesse sehr viel schnell als bei unserer Sonne stattfinden erreichen viele von ihnen nur ein Alter von etwa 100 Mio. Jahre.
Lambda Ceti hat wahrscheinlich die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium bereits beendet und steht am Beginn der Kern-Heliumfusion. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 13.940 Kelvin und er strahlt mit der ca. 652-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Lambda Ceti besitzt die ca. 4,6-fache Masse und den ca. 5,4-fachen Radius unserer Sonne. Er dreht sich mit der für einen Stern seiner Spektralklasse normale Rotationsgeschwindigkeit von ca. 150 km/s.
Lamda Ceti weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,68 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 1,52 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,2 km/s.
3. μ - Mu Ceti (87 Ceti, HD 17094)
Mu-Ceti ist wahrscheinlich ein Sternensystem in ca. 84,1 Lichtjahren Entfernung.
Bei Mu Ceti ist vieles noch im Unklaren.
Die drei Begleiter von Mu A wurden entdeckt als Mu Ceti durch den Mond bedeckt wurde. Bei einer Mondbedeckung schiebt sich der Mond vor einen Stern oder einen Planeten. Diese können live verfolgt werden, da der Mond sich etwas schneller als der Sternenhimmel von uns ausgesehen bewegt.
Mu A wird dabei an rund 1.202 Tagen in einer Entfernung von etwas mehr als 3 AE von Mu B umrundet. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Bei späteren Bedeckungen von Mu A durch den Mond wurden zwei weitere Sterne entdeckt. Für diese beiden Begleiter gibt es jedoch seitdem keinen weiteren Nachweis über ihre Existenz, so dass bis heute noch nicht geklärt ist, ob die Messungen im Rahmen der Spektroskopie auch anders zu erklären sind.
Mu A ist ein weiß leuchtender Stern der Spektralklasse A9IIIp.
Der Buchstabe „p“ (peciluar) deutet auf Besonderheiten im Sternenspektrum hin. Er könnte ein sogenannter „Delta-Scuti-Stern“ sein.
Ein Delta-Scuti-Stern ist ein pulsationsveränderlicher Stern, der Schwankungen in seiner Leuchtkraft aufweist. Sie besitzen zwischen 1,5 und 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.
Andere Untersuchungen zeigen dagegen keinerlei Variabilität in der Helligkeit von Mu A.
Mu A befindet sich noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 1,6-fache Masse und den ca. 1,7-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.140 Kelvin und er strahlt mit der ca. 7,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 45 km/s.
Mu A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,27 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 2,17 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 30 km/s.
Über seine Begleiter ist nicht viel bekannt.
Mu B ist eventuell ein Zwergstern der Spektralklasse G2 mit einer visuellen Helligkeit von ca. 6,2 mag.
4. ξ2 – Xi2 Ceti (73 Ceti, HD 15318)
Der Name Xi Ceti wurde an zwei Sterne in unmittelbarer visueller Nähe vergeben. Nur der Stern Xi2-Ceti ist ein Stern des Sternbildes.
Xi2-Ceti ist ein Stern der Spektralklasse B9III in ca. 197 Lichtjahren Entfernung und befindet sich noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Spektralklasse III verweist Xi2-Ceti in die Leuchtklasse der Riesensterne. Er besitzt die ca. 4-fache Masse und den ca. 2,6-fachen Radius unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse B haben hohe Temperaturen und eine hohe Leuchtkraft. Xi2-Ceti weist eine Oberflächen-Temperatur von ca. 10.630 Kelvin auf und strahlt mit der ca. 74-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Er dreht sich mit der für einen Stern der Spektralklasse B geringen Rotationsgeschwindigkeit von ca. 57 km/s und benötigt für einen Umlauf ca. 2,6 Tage.
Xi2-Ceti weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,28 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,639 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,9 km/s.
5. ν - Nu Ceti (78 Ceti, HD 16161)
Nu Ceti ist ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 340 Lichtjahren Entfernung.
Nu Aa Ceti und Nu Ab Ceti besitzen eine Umlaufzeit von rund 714,5 Tagen. Über die Entfernung der beiden Sterne ist nichts bekannt.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,81 km/s und hat eine visuelle Helligkeit von ca. 4,83 mag.
Nu Aa ist ein weiß-gelb leuchtenden Riesenstern der Spektralklasse G8III. Er steht wahrscheinlich am Beginn der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Nu Aa besitzt die ca. 1,1-fache Masse und den ca. 15-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 128-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 3,7 km/s.
Nu Aa Ceti weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,97 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,22 mag auf.
Über Nu Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Visuell in einer Sichtlinie steht der Stern Nu B. Er ist ein Zwergstern der Spektralklasse F7V mit einer visuellen Helligkeit von ca. 9,08 mag. Er ist mit dem Doppelsternsystem Nu A aber nicht verbunden.
6. Kaffaljidhma (γ - Gamma Ceti, 86 Ceti, HD 16970)
Kaffaljidhma ist ein Dreifach-Sternensystem in ca. 79,6 Lichtjahren Entfernung.
Gamma A wird von Gamma B in ca. 70 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 320 Jahren umrundet. Gamma C umkreist Gamma A in einer Entfernung von ca. 21.000 AE mit einer Umlaufzeit von ca. 1,5 Millionen Jahren.
Kaffaljidhma kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,1 km/s auf uns zu.
Gamma A ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V.
Er besitzt den ca. 1,9-fachen Radius und die ca. 2-fache Masse unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse A stehen für weiß leuchtende Sterne. Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Bei diesen Sternen erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Sie besitzen im Regelfall auch eine Rotationsgeschwindigkeit von mehr als 100 km/s.
Die Oberflächen-Temperatur von Gamma A beträgt ca. 8.673 Kelvin und er strahlt mit der ca. 21-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 186 km/s.
Gamma A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,47 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,53 mag auf.
Gamma B ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F4V. Auch er befindet sich noch mitten in der Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Sterne der Spektralklasse F befinden sich zwischen den heißen Sternen (Spektralklassen O, B, A) und den kühleren Sternen (Spektralklasse G, K M). Anhand dieser Einteilung stellen diese Sterne einen Durchschnittsstern dar. Ihre durchschnittliche Temperatur soll im Bereich von rund 7.000 Kelvin liegen. Dadurch zeigen sie keinen allzu hohen Energieverbrauch ihres Sternenmaterials. Das wiederum führt dann zu einer durchschnittlichen Leuchtkraft.
Während bei den Sterne der Klassen O, B und A im Rahmen des 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“.
Gamma B besitzt die ca. 1,3-fache Masse unserer Sonne. Er strahlt mit der ca. 1,3-fache Leuchtkraft unserer Sonne und weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,25 mag auf.
Gamma C ist Roter Zwergstern der Spektralklasse K5V. Er hat auch die Bezeichnung BD + 02 418. Rote Zwergsterne sind die kleinsten Sterne, bei denen die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Sie besitzen 7,5% bis 60% der Masse unserer Sonne. Wären die Roten Zwerge kleiner wäre eine Wasserstoff-Fusion nicht möglich und es würde sich um einen braunen Zwerg handeln.
Gamma C besitzt ca. 60% der Masse unserer Sonne.
Durch ihre geringere Masse verläuft bei den Roten Zwergen die Kernfusion wesentlich langsamer als bei unserer Sonne. Da Rote Zwerge keine Energieabgabe durch Strahlung haben, dauert es auch viel längerer bis sie die Hauptreihen-Phase eines Sterns verlassen. Sie können bis zu Billionen von Jahren alt werden.
Zwar stellen die Roten Zwerge drei Viertel aller Sterne, sie sind jedoch so lichtschwach, dass kein einziger von der Erde mit bloßem Auge zu sehen ist. Gamma C weist eine visuelle Helligkeit von ca. 10,1 mag auf.
7. δ - Delta Ceti (82 Ceti, HD 16582)
Delta Ceti ist ein blau-weiß leuchtender Unterriese der Spektralklasse B2IV in ca. 650 Lichtjahren Entfernung.
Delta Ceti ist ein „Delta-Cephei-Stern“ (Cepheiden). Diese Sterne zeigen Helligkeitsveränderungen in einem sehr genauen Rhythmus. Cepheiden sind Sterne, die Helligkeitsveränderungen zwischen einem und 130 Tagen mit bis zu 2 mag zeigen. Die Helligkeitsveränderung kommt durch die Pulsation des Sterns zustande. Dieser Pulsationsprozess wird auch als Kappa-Mechanismus bezeichnet.
Der Kappa-Mechanismus ist ein Pulsationsprozess, der die Helligkeitsänderungen von pulsationsveränderlichen Sternen (Veränderliche Sterne) beschreibt. Dieser Mechanismus kann dann in Kraft treten, wenn die Opazität (kappa) in der Sternenatmosphäre mit zunehmender Temperatur ansteigt.
Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, die Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht (und der Stern sich dadurch zusammenzieht), wird ausgeglichen durch den Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht und nach außen drückt. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht aus Gravitation und Druck.
Abweichungen von diesem Gleichgewicht können dazu führen, dass der Stern pulsiert. Ist zum Beispiel der Radius des Sterns kleiner, als es dem Gleichgewichtszustand entsprechen würde, überwiegt der Strahlungsdruck 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 Sterninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut. Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben κ (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert. Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterneninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich qualitativ gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Delta Ceti ist ein Beta-Cephei-Variabler Stern mit mehreren Helligkeitsveränderungen. Die auffälligste visuelle Helligkeitsveränderung geschieht in einem Zeitraum von ca. 3 Stunden und 52 Minuten (0,16144 Tagen) mit 0,05 mag.
Daneben wurden noch vier weitere kleinere Helligkeitsveränderungen gefunden, die im Abstand von 1,934 Stunden, 6,422 Stunden, 6,534 Stunden und 3,14 Tagen stattfinden.
Delta Ceti weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 4,06 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 2,41 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,7 km/s.
Delta Ceti besitzt die ca. 8,4-fache Masse und den ca. 4,6-fachen Radius unserer Sonne.
Sterne der Spektralklasse B gelten als extrem heiß, da sie ihren Vorrat an Wasserstoff sehr schnell fusionieren und vielfach nur ein Alter von rund 100 Mio. Jahre erreichen.
Delta Ceti besitzt eine Oberflächen-Temperatur von ca. 21.900 Kelvin und die ca. 4.000-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter wird auf ca. 7 bis 18 Mio. Jahre geschätzt.
8. Mira (ο - Omicron Ceti, 68 Ceti, HD 14386)
Omikron Ceti ist ein Doppelsternsystem in ca. 300 Lichtjahren Entfernung.
Dabei sind Omikron A (Mira) und Omikron B (VZ Omikron) ca. 70 AE von einander entfernt, mit einer Umlaufzeit von ca. 498 Jahre.
Mira ist der Namensgeber der sogenannten „Mira-Sterne“. Mira-Sterne sind Rote Riesensterne, die am Ende ihrer Entwicklung stehen. Die Gravitation der Sterne ist bereits so gering, dass sie im Regelfall einen Großteil ihrer Massen an ihre Umgebung abgeben haben und diese den Stern als planetarischen Nebel umhüllen.
Sobald sie ihre äußeren Hüllen als planetarische Nebel komplett abgestoßen haben, enden sie innerhalb weniger Millionen Jahre als Weiße Zwerge.
Mira-Sterne weisen Pulsationsperioden auf von mehr als 100 Tagen auf. Dabei verändert sich ihre Helligkeit um mehr als 2,5 mag.
Die Pulsation betrifft den ganzen Stern. Dabei verändert sich der Radius und die Temperatur des Sterns. Da ist auch der Grund für die großen Helligkeitsveränderungen des Sterns.
Mira besitzt die ca. 1,8-fache Masse und aufgrund der geringen Gravitation und Pulsation, die für eine Ausweitung der Hülle sorgt, einen Radius zwischen dem 198 und 512-fachen Radius unserer Sonne. Das entspricht bis zu zwei astronomischen Einheiten,
Mira Sterne sind sogenannte Asymptotic giant branchs“ (AGB-Sterne).
Ein AGB-Stern ist benannt nach seiner Lage im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD-Diagramm).
Ein pulsierender AGB-Stern wie die Mira-Sterne verschmelzen ihre Wasserstoff- und Heliumschalen. Das führt zu den sogenannten „Dredge Ups“.
Ein dregde up ist eine Phase in der Entwicklung eines Sterns, in der sich eine Konvektionszone auf der Oberfläche bis zu den Schichten erstreckt, in denen das Material eine Kernfusion durchlaufen hat.
Normalerweise besitzt ein Stern mehrere Konvektionszonen. In jeder dieser Zonen erfolgt der Energieaustausch eines Sterns.
Aufgrund der Pulsation besitzt Mira eine visuelle Helligkeit, die zwischen 2,0 und 10 mag liegt. Seine Oberflächentemperatur liegt dabei zwischen 2.920 und 3.200 Kelvin. Auch dadurch verändert sich eine Helligkeit. Mira strahlt mit der bolometrischen Leuchtkraft, die zwischen dem 8.400 bis 9.360-fachen unserer Sonne liegt.
Die bolometrische Leuchtkraft beinhaltet die visuellen wie auch die für uns nicht sichtbaren Spektren wie Radiowellen, Infrarotstrahlung, Ultraviolette Strahlung, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung.
Sie zeigt in der Astronomie damit die Gesamtleuchtkraft eines Himmelskörpers über das gesamte elektromagnetische Spektrum.
Bei seinem Weg durch den interstellaren Raum hinterlässt Mira eine sogenannte „shocked wave“ (Stoßwellen, wie sie ein Schiff im Wasser hinterlässt) aus dem Material und dem Gas, dass er abgibt.
Es wird angenommen, dass Mira bei seinem Weg durch unsere Galaxis eine heiße Bugwelle aus interstellarem Material und heißem Plasma, das aus seiner Hülle stammt, produziert. Dabei hinterlässt Mira eine rund 13 Lichtjahre langen Stoßwelle.
VZ Omicron Ceti (Omicron B) ist ein Weißer Zwerg der Spektralklasse K.
Ein Weißer Zwerg ist ein Stern, bei dem keine Kernfusion mehr stattfindet. Er ist das Endstadium eines Sterns, der eine zu geringe Masse besaß, um als Supernova-Ausbruch zu einem Neutronenstern oder zu einem Schwarzen Loch zu enden.
Weiße Zwerge befanden sich unterhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (benannt nach dem indischen Physiker Subrahmanyan Chandrasekhar) mit einer Restmasse von weniger als 1,44 Sonnenmassen.
Im Regelfall bestehen Weiße Zwerge aus einem Kern aus heißer entarteter Materie von extrem hoher Dichte. Diese wird von einer dünnen, leuchtenden Photosphäre umhüllt.
Ein Weißer Zwerg, der die Masse unserer Sonne besitzt, weist nur die Größe des ein- bis zweifachen unserer Erde auf. Sie können eine Oberflächen-Temperatur von mehr als 50.000 Kelvin besitzen. Aufgrund ihrer geringen Größe sind sie jedoch sehr leuchtschwach.
Es wird angenommen, das VZ Omicron ca. 60% der Masse unserer Sonne besitzt und seine Oberflächen-Temperatur mehr als 14.000 Kelvin beträgt.
9. Baten Kaitos (ζ - Zeta Ceti, 55 Zeit, HD 11353)
Baten Kaitos ist ein Doppelsternsystem in ca. 235 Lichtjahren Entfernung.
Zeta A und Zeta B sind durchschnittlich rund 5 AE von einander entfernt mit einer Umlaufzeit von ca. 4,5 Jahre.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,74 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,54 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 10,86 km/s.
Zeta A ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0IIIBa0.1 Er wird damit zwar als Bariumstern eingestuft, da die Barium-Werte aber so gering sind, kann die Einstufung auch fehlerhaft sein.
Bariumsterne kommen fast ausschließlich in Doppelsternsystemen vor, bei denen sich die beiden Sterne gegenseitig beeinflussen. Dabei hat der jetzt kleinere Stern auf seinen Partnerstern Masse übertragen. Bisher ist noch nicht abschließend geklärt, ob auch Zeta A ein Bariumstern ist.
Zeta A ist ein Stern der sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff befindet. Durch die Expansion des Sterns besitzt Zeta A die ca. 2,34-fache Masse und den ca. 25-fachen Radius.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.600 Kelvin und er strahlt mit der ca. 260-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter wird auf ca. 1,24 Mrd. Jahre geschätzt.
Über seinen Begleiter Zeta B ist nichts bekannt.
Visuell in einer Sichtlinie steht der Riesenstern HD 11366, ein Stern der Spektralklasse K0III. Er ist jedoch von uns ca. 1.360 Lichtjahre entfernt.
10. Theta Ceti (45 Ceti, HD 8512)
Theta Ceti ist ein orange-rot leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0III in ca. 113,8 Lichtjahren Entfernung. Auch er ist mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoff. Er besitzt die ca. 1,8-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne.
Theta Ceti ist ein sogenannter „Red-clumb-Star“ (Rote Klumpensterne).
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 visuellen Helligkeit im Bereich von 0,5 mag (etwas mehr oder weniger). Sie treten an einer Stelle im Diagramm vermehrt auf und bilden dort einen „Klumpen“. Vielfach treten die Red Clump Stars in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Star sind ehemalige Hauptreihenstern, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Theta Ceti besitzt die ca. 1,8-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.600 Kelvin und er strahlt mit der ca. 53-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Theta Ceti dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,6 km/s. Sein Alter wird auf ca. 2,2 Mrd. Jahre geschätzt.
Theta Ceti weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,6 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,89 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 17,2 km/s. auf uns zu.
11. Deneb Algenubi (η - Eta Ceti, 31 Ceti, HD 6805)
Deneb Algenubi ist ein orange leuchtender Roter Riese der Spektralklasse K1III in ca. 123,9 Lichtjahren Entfernung. Auch er ist ein sogenannter „Red-clumb-star“ und befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Er besitzt die ca. 1,84-fache Masse und den ca. 15,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.543 Kelvin und er strahlt mit der ca. 74-fachen Helligkeit unserer Sonne. Sein Alter wird auf ca. 1,8 Mrd. Jahre geschätzt und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,8 km/s.
Deneb Algenubi bewegt sich mit der dreifachen Geschwindigkeit durch unsere Galaxis, als sonst üblich. Es wird daher angenommen, dass er von einem anderen Teil unserer Galaxis kommt.
Deneb Algenubi weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,446 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,68 mag auf. Er entfernt sich einer Radialgeschwindigkeit von ca. 11,74 km/s.
Im Jahr 2014 wurden um den Stern zwei Objekte entdeckt, die sich als Planeten herausstellten.
Der Exoplanet Eta Ceti b ist ca. 1,27 AE von Deneb Algenubi entfernt und besitzt die ca. 2,55-fache Masse des Jupiters. Er umkreist den Stern mit einer Umlaufzeit von ca. 403,5 Tagen.
Etwas weiter ist der Exoplanet Eta Ceti c entfernt. Er weist eine Umlaufzeit von ca. 752 Tagen auf und ist ca. 1,93 AE von Deneb Algenubi entfernt. Ceti c hat die ca. 3,32-fache Masse des Jupiters.
12. Deneb Kaitos Shemali (ι - Iota Ceti, 8 Ceti HD 1522)
Deneb Kaitos Shemali wird im „Washington Visual Double Star Catalog“ als Mehrfachsternensystem in ca. 275 Lichtjahren Entfernung geführt.
Es besteht aus drei Sternen, die visuell bei einander stehen und die gleichen Eigenbewegungen besitzen. Wie weit die einzelnen Sterne von einander entfernt sind noch nicht geklärt.
Das Sternensystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 19,35 km/s.
Iota A Ceti ist ein orange leuchtender roter Riesenstern der Spektralklasse K1+IIICN0.5. Er wird als sogenannter „Strong-CN Giant“ (CN-Riesenstern) eingestuft.
Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K. Sie weisen eine geringere Leuchtkraft als bei Riesensternen sonst üblich auf. 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 Riesenstern, bei denen in der Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde als in den Sternen der Hyaden, einem offenen Sternhaufen im Sternbild Stier.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt.
CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne in den Hyaden gerne als leichte CN-Sterne bezeichnet werden, da sie nur einen CN-Gehalt enthalten, der um 50% höher ist als bei unserer Sonne (CN0.5). Iota A ist ebenfalls ein leichter CN-Stern.
Er besitzt die ca. 2,78-fache Masse und den ca. 34-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.446 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 398-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,55 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,2 mag auf.
Über die Sterne Iota B und C ist nicht viel bekannt. Iota B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 12,87 mag auf.
Iota B ist eventuell ein Stern der Spektralklasse K mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12,87 mag.
13. Deneb Kaitos Shemali (ι - Beta Ceti, HD 4128, 16 Ceti)
Deneb Kaitos ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse K0III in ca. 96 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Deneb Kaitos besitzt die ca. 2,8-fache Masse und den ca. 16,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.800 Kelvin und er strahlt mit der ca. 139-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Magnetfeld von Deneb Kaitos zeigt einige Auffälligkeiten, die bei Riesensternen mit der Theorie nicht vereinbar sind. Daher wird angenommen, dass Deneb Kaitos sein Magnetfeld aus seiner Zeit als Hauptreihenstern besitzt. Er wäre dann in dieser Zeit ein sogenannter „AP-Stern“ gewesen.
Die Ap-Sterne sind chemisch eigenartige Sterne (das "p" steht für peculiar (eigenartig)) der Spektralklasse A.
Sie zeigen eine erhöhte Konzentration von Metallen wie Strontium, Chrom, Mangan und einiger seltener Erden. Ihre Rotation ist langsamer als normalerweise bei Sternen der Spektralklasse A üblich und sie besitzen auch ein größeres Magnetfeld.
Deneb Kaitos dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 18 km/s.
Deneb Kaitos weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,02 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,13 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,9 km/s.
14. τ - Tau Ceti (52 Ceti, HD 10700)
Tau Ceti ist ein gelb leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse G8V in ca. 11,905 Lichtjahren Entfernung. Er ist nach Alpha Centauri A der nächstgelegene sonnenähnliche Stern.
Aufgrund der Nähe zu uns ist über Tau Ceti viel bekannt. Bisher wird davon ausgegangen, dass Tau Ceti ein Einzelstern ist und ein Roter Zwergstern, mit einer visuellen Helligkeit von ca. 13,1 mag, in seiner Nähe nicht mit ihm verbunden ist.
Sein Alter wird aufgrund des niedrigen Eisengehalts auf ca. 10 Mrd. Jahre geschätzt. Er besitzt ca. 77% der Masse und 77% des Radius unserer Sonne. Aufgrund der geringen Masse dauert die Fusion von Wasserstoff zu Helium etwas länger als bei unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.340 Kelvin und er strahlt mit ca. 52% der Leuchtkraft unserer Sonne.
Die habitable (lebensfähige) Zone befindet sich bei Tau Ceti in einem Bereich zwischen 0,6 und 0,9 AE, wobei die Zone in einer Entfernung von 0,7 AE für einen erdähnlichen Planeten am geeignetsten wäre.
Tau Ceti zeigt zur Zeit keinerlei Aktivitäten, so dass vermutet wurde, er könnte sich im sogenannten „Mauder-Minimum“ befinden. Das Mauder-Minimum war eine rund 70 Jahre dauernde Phase, bei der unsere Sonne fast keinerlei Aktivitäten zeigte und die bei uns zur kleinen Eiszeit führte.
Aufgrund der geringen gemessenen Rotationsgeschwindigkeit von 1 km/s wird davon ausgegangen, daß unser Blick auf einen seiner Pole fällt. Die Rotationsgeschwindigkeit von Tau Ceti wird auf ca. 2,5 km/s geschätzt. Seine Rotationsdauer beträgt ca. 34 Tage.
Bei der Suche nach intelligentem Leben in unserer Nähe wurden bei Tau Ceti bisher fünf Planeten entdeckt.
Da Tau Ceti von einer Scheibe aus Staub und Material umgeben ist, wird davon ausgegangen, dass die Planeten mehr Einschläge von Kometen und Asteroiden aufweisen als unsere Erde, was für eine Entwicklung von Leben ähnlich dem unserem ein Hindernis darstellen kann.
Der äußere Radius der Scheibe befindet sich in einer Entfernung von ca. 55 AE. Sie erstreckt sich wahrscheinlich bis zu einer Entfernung von 10 AE zu Tau Ceti.
Die fünf Planeten von Tau Ceti zeigen folgende Daten:
- Tau Ceti b besitzt eine Umlaufzeit von 13,9 Tagen und die ca. zweifache Erdmasse.
- Tau Ceti c weist eine Umlaufzeit von 35,4 Tagen und die ca. 3,1-fache Erdmasse auf.
- Tau Ceti d hat eine Umlaufzeit von rund 94 Tagen und die ca. 3,6-fache Erdmasse.
- Tau Ceti e verfügt über eine Umlaufzeit von 168 Tagen bei der ca. 4,3-fachen Erdmasse. Er befindet sich als einziger der fünf Planeten in einer habitablen Zone.
- Tau Ceti zeigt mit 640 Tagen die größte Umlaufzeit und ist mit 6,6 Erdmassen der größte bekannte Planet in der Umlaufbahn von Tau Ceti.
Tau Ceti weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,49 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 5,69 mag auf. Er kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 16,8 km/s auf uns zu.
Die stellare Umgebung von Tau Ceti ähnelt der unserer Sonne.
Etwa 1,6 Lichtjahre von ihm entfernt befindet sich der Rote Zwerg YZ Ceti mit einer visuellen Helligkeit von ca. 12 mag. Er besitzt ca. 8,5% der Masse unserer Sonne. In seiner Umlaufbahn konnten zwischenzeitlich 3 Planeten nachgewiesen werden.
In einer Entfernung von 3,2 Lichtjahren befindet sich das Doppelsternsystem Luyten 726-8, daß aus zwei Roten Zwergen besteht. Von uns ist Luyten 726-8 ca. 8,7 Lichtjahre entfernt. Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 12,08 mag auf. Bis vor rund 32.000 Jahren war Luyten 726-8 das nächstgelegene Sonnensystem.
15. υ - Upsilon Ceti
Ypsilon Ceti ist ein orange leuchtender Riesenstern der Spektralklasse M0III in ca. 293 Lichtjahren Entfernung. Wie weit seine Entwicklung fortgeschritten ist, konnte noch nicht geklärt werden. Entweder er ist noch mitten in der Fusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff oder hat diese bereits beendet.
Upsilon Ceti besitzt die ca. 1,26-fache Masse und den ca. 53,5-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.822 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 550-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Ypsilon Ceti weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,95 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,77 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 18 km/s.
