1. Mesarthim (γ - Gamma Arietis, 5 Arietis)
Mesarthim ist ein Mehrfach-Sternensystem. Wie die beiden Sternensysteme Gamma1 und Gamma2 miteinander verbunden sind ist noch nicht geklärt.
Gamma1 (HD 11502)
Gamma1 ist ein spektroskopisches Doppelsternsystem in einer Entfernung von 172,75 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 3,89 Lichtjahren.
In einem spektroskopischen Doppelsternsystem stehen die beiden Sterne so nahe beieinander, dass es nicht möglich ist diese im Teleskop als zwei Sterne aufzulösen. Nur durch ihre Spektrallinien (unterschiedliche Wellenlängen des sichtbaren Lichts) können sie getrennt werden.
Wie weit die beiden Sterne voneinander entfernt sind und welche Umlaufzeit sie haben ist nicht bekannt.
Gamma1Aa ist ein Stern der Spektralklasse A0Vnp.
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.
Gamma1Aa wird laut der SIMBAD-Datenbank in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen.
Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe A steht für weiß-blau leuchtende Sterne.
Diese Sterne weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Die Oberflächen-Temperatur von Gamma1 Aa beträgt ca. 9.317 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von rund 5.770 Kelvin (5.507 Grad Celsius).
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen die Sterne der Spektralklasse A eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Die Zahl 0 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die wärmsten Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne der jeweiligen Spektralklasse.
Gamma1Aa wird mit den Zahl 0 als ein heißer Stern der warmen Spektralklasse A eingestuft.
Die römische Ziffer zeigt die Leuchtkraftklasse eines Sterns an.
Diese beginnen bei VII und endet bei O. O sind die heißesten und hellsten Sterne, die am Anfang ihres Sternenlebens stehen, während VII für Sterne stehen, die ihr Leben hinter sich haben. Wobei die römische Ziffernfolge nicht die Reihenfolge eines Sternenlebens zeigt.
Gamma1Aa wird als ein Hauptreihenstern in die Leuchtkraftklasse V eingestuft.
Unsere Sonne ist ebenfalls ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G und wird in den Temperaturbereich 2 eingestuft (G2V). Sie ist damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern in unserem Teil der Galaxis mit einem Alter von ca. 4,5 Mrd. Jahren und einer voraussichtlichen Lebensdauer von nochmals rund 8 Mrd. Jahren.
Ein Hauptreihenstern ist nicht eine Art von Stern, sondern bedeutet eine Zustandsart, in welcher der Stern seine meiste Lebenszeit verbringt. Unsere Sonne befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium geschieht jedoch schrittweise.
Bei unserer Sonne fusionieren im ersten Schritt zwei Protonen (zwei Wasserstoff-Kerne) zu einem Kern des schweren Wasserstoffs (Deuterium). Eigentlich dürfte eine solche Verschmelzung gar nicht vorkommen.
Da im Kern des Sterns die Temperaturen und der Druck sehr hoch sind, ist es aber unvermeidlich, dass zwei Protonen miteinander fusionieren. In der Chemie und Physik wird das Verbrennen eines Stoffes als Fusion bezeichnet.
Der folgenlose Zusammenstoß von Protonen im Kern passiert dauernd. Sehr selten sind jedoch die Fusionen. Daher auch der lange Zeitraum bis Wasserstoff zu Helium wird.
Bei der Fusion der Protonen wandelt sich eines der beiden Protonen in ein Neutron um, dass im Deuterium-Kern verbleibt, sowie in ein Positron und ein Neutrino, die beide den Atomkern verlassen.
Das Neutrino verlässt die Sonne als Strahlung. Die Neutrino-Strahlung erreicht auch unsere Erde, ist jedoch nur schwer nachweisbar. Das Positron zerstrahlt mit einem Elektron in zwei hochenergetische Photonen.
Im zweiten Schritt fusioniert der Deuterium-Kern ebenfalls wieder selten mit einem weiteren Proton zu einem Kern des leichten Helium-Isotops Helium-3. Dabei entsteht ein Gammaphoton außerhalb des Kerns.
Im dritten Schritt fusionieren schließlich zwei Helium-3-Kerne zu einem schweren Helium-4-Isotop. Dabei werden wieder zwei Protonen frei.
Damit wurde aus vier Protonen ein Helium-Kern. Im Rahmen der Fusionen wurde Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.
Bei unserer Sonne verwandeln sich so in einer Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium.
Die Masse von 4 Millionen Tonnen wird in Strahlungsenergie umgesetzt. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert.
Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
Während bei den Sternen der Klassen O, B und A im Rahmen des sogenannten „CNO-Zyklus“ der größte Teil des Wasserstoffs in Helium umwandeln wird, erfolgt dies bei den Sternen der Spektralklassen Klassen F und G (unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V) im Rahmen der vier Schritte durch die sogenannte „Proton-Proton-Reaktion“.
Gamma1Aa besitzt die ca. 2,2-fache Masse und den ca. 1,9 -fachen Radius unserer Sonne. Er strahlt mit der rund 41,5–fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Buchstaben „n“ und „p“ zeigen zwei Auffälligkeit von Gamma1Aa an (die Buchstaben werden Suffixe oder Präfixe genannt).
Der Buchstabe n (nebulous) deutet auf diffuse (nicht eindeutig erkennbare) Spektrallinien hin. Im Regelfall besagt die Klassifizierung eine hohe Rotationsgeschwindigkeit.
Diese beträgt jedoch für Gamma1Aa nur ca. 54 km/s. Im Regelfalls drehen sich Sterne der Spektralklasse A mit 100 km/s und mehr.
Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt 25 Tage für eine Drehung.
Durch den Buchstaben p wird Gamma noch den sogenannten „Ap“-Sternen zugerechnet.
Die Ap-Sterne sind chemisch eigenartige Sterne (das "p" steht für peculiar (eigenartig)) der Spektralklasse A.
Gamma1Aa ist ein Ap-Stern der Unterklasse der „Lambda-Bootis-Sterne“.
Der Stern Lambda Bootis im Sternbild Bärenhüter, ist der Namensgeber der Lambda Bootis Sterne. Die Lambda-Bootis-Sterne werden den sogenannten „Peculiar Stars“ (eigentümliche Sterne) zugerechnet.
Bei den peculiar stars wird im Regelfall in den oberflächennahen Schichten der Sternenatmosphäre eine ungewöhnliche Metallhäufigkeit gemessen.
Bei den Lambda Bootis Sternen liegt aber genau das Gegenteil vor.
Bei ihnen wird in den Oberflächenschichten nur ein geringer Anteil der sogenannten „iron-peak“-Elementen (ein Maß für den Anteil der besonders stabilen Elemente in der Nähe von Eisen) gemessen. Die LB-Sterne sind metallarme Sterne.
Es gibt verschiedene Vermutungen für die unterschiedliche chemische Zusammensetzung in der Photosphäre der LB-Sterne:
- Eine Möglichkeit wäre die atmosphärische Diffusion.
Im Rahmen der Diffusion werden die verschiedenen Schichten eines LB-Sterns durchmischt. So wandern die Elemente vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche. Von dort gelangen dann die Elemente in die Atmosphäre des LB-Sterns.
- Eine weitere Möglichkeit wäre die Akkretion der Interstellaren Materie mittels einer Akkretionsscheibe um den Stern.
Bei der Akkretion nimmt der LB-Stern das Material von seiner Umgebung auf. Das kann durch die Gravitationskräfte des Sterns geschehen. Dabei wird das restliche noch vorhandene interstellare Material der Sternenwolke, in welcher der Lamba-Bootis Stern entstanden ist, vom Stern vereinnahmt.
In einer Akkretionsscheibe besteht das Material aus Staub und Gas. Diese Scheibe befindet sich in der Umlaufbahn des Sterns und umkreist diesen wie die Ringe den Planeten Jupiter.
Nach heutigem Kenntnisstand dürfte bei den meisten LB-Sternen die unterschiedliche Zusammensetzung der Photosphäre durch die Akkretion zustande kommen.
Alles deutet darauf hin, dass es sich hier um eine Besonderheit in der Sternenatmosphäre handelt und die Metallarmut den Stern selbst nicht betrifft. Die geringe Metallizität des Sterns nimmt mit der Temperatur ab.
Daneben zeigt Gamma1Aa ein für Ap-Sterne sehr starkes Magnetfeld. Es ist etwa 1.000-fach stärker als das unserer Erde.
Bisher gibt es zwei Theorien für die starken Magnetfelder der Ap-Sterne:
Bei der ersten Theorie wird angenommen, dass das Magnetfeld noch aus der Anfangszeit der Sternenbildung im interstellaren Medium stammt. Das Interstellare Medium (ISM) sind einmal „feste“ Bestandteile wie Staub und Gase, die auch als „interstellares Material“ bezeichnet werden. Daneben spielt dann noch die kosmische Strahlung, die intergalaktische Strahlung und das galaktische Magnetfeld eine Rolle.
Die kosmische und intergalaktische Strahlung ist eine Teilchenstrahlung, die wahrscheinlich von Supernovas, Schwarzen Löchern und Pulsaren ausgesendet werden.
Diese Theorie besitzt aber einige Schwächen. Zum einen erfordert sie ein stabiles Magnetfeld über einen langen Zeitraum, der noch vor der Entstehung des Sterns beginnt. Zum anderen zeigt nur ein geringer Anteil von Sternen der Spektralklassen A oder B ein so starkes Magnetfeld.
Die zweite Theorie geht davon aus, dass das Magnetfeld erst aus der Zeit nach der Geburt des Sterns stammt und im Sterneninneren entstanden ist.
Auch diese Theorie kann noch nicht vollständig überzeugen, da diese den bisher gängigen Modellen von Magnetfeldern widerspricht.
Über Gamma1Ab ist nicht allzu viel bekannt. Er besitzt rund 70% der Masse unserer Sonne mit einer Oberflächen-Temperatur von etwa 4.312 Kelvin.
Das Doppelsternsystem Gamma1A weist eine visuelle Helligkeit von 4,589 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 Gamma1A beträgt ca. 0,97 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.
Das Sternensystem Gamma1A wird als sogenannte „High Proper Motion Stars“ eingestuft.
Die High Proper Motion Star 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.
Gamma1A entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 3,7 km/s.
Gamma2 (HD 11503)
Gamma2 ist ein Stern der Spektralklasse A2IVpSiSrCr in einer Entfernung von 166,18 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,3 Lichtjahren.
Er ist ein sogenannter „Alpha2 Canum Venaticorum Variable“ (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 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 wahrscheinlich durch die unterschiedliche Verteilung der Metalle in der Atmosphäre der α2 CVn Variablen 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 von Gamma2 was zu den Helligkeitsschwankungen führt.
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 der Sterns. Seine Sonnenflecken, die Protuberanzen und Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie bei unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.
Gamma2 besitzt die ca. 2,72-fache Masse und den ca. 1,94-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt rund 10.000 Kelvin und er strahlt mit etwa der 41,5-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Gamma2 dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 201 km/s.
Gamma 2 weist eine visuelle Helligkeit von 4,562396 mag auf, die 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.
Seine absolute Helligkeit beträgt ca. 1,027 mag.
Die beiden Sterne werden AB Dorading Moving Group (AB Dor. MV) zugerechnet. Laut der SIMBAD-Datenbank werden dieser zur Zeit 713 Mitglieder zugerechnet.
Die AB Dor. MV ist der nächstgelegene Bewegungshaufen.
Ein Bewegungshaufen ist eine Sternengruppe, die eine gemeinsame Bewegungsrichtung besitzen. Meistens waren die Sterne Teil eines Sternhaufens, der sich zwischenzeitlich aufgelöst hat.
Das Alter der Sterne der AB Dor. MV wird auf 50 bis 150 Mio. Jahre geschätzt.
2. Sheratan (β - Beta Arietis, 6 Arietis, HD 11636)
Beta Arietis ist ebenfalls ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 59,6 Lichtjahren Entfernung.
Die Umlaufbahn von Beta A und Beta B folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer sehr hohen Exzentrizität von 0,903. Dabei sind beiden Sterne zwischen 0,08 AE und 1,2 AE voneinander entfernt. Die Umlaufdauer beträgt etwa 107 Tage.
Das Doppelsternsystem kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1,9 km/s auf uns zu. Das Alter des Doppelsternsystems wird auf rund 300 Mio. Jahre geschätzt.
Beta A ist ein Stern der Spektralklasse kA4hA5mA5Va. Er ist ein sogenannter „Am“-Stern, die auch gerne als Metalllinien-Sterne bezeichnet werden.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümlich Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, in deren Atmosphäre Metalle (m) wie Zink, Strontium, Zirkonium und Barium in erhöhter Konzentration gemessen wurden. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle bezeichnet.
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, das 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.
Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-K-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt.
Bei Beta A wurde einen Spektraltyp von kA4hA5mA5Va ermittelt, was anzeigt, dass er als ein A4-Stern eingestuft wird, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird. Er ist ein A5-Stern, wenn er nach seinen Wasserstofflinien (h) beurteilt wird und ein A5-Stern, wenn die Beurteilung durch die Schwermetalllinien (m) erfolgt.
Beta A besitzt die ca. 2,34-fache Masse und den rund 2,6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 8.300 Kelvin und er strahlt mit der etwa 23-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Beta A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 1,55 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,36 mag auf.
Über Beta B gibt es aufgrund der Nähe zu Beta A nur wenige Informationen. Er ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F5 bis G0.
Er besitzt die ca. 1,34-fache Masse und die ca. 1,3-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Sobald sich Beta A zu einem Roten Riesen weiterentwickelt, wird er wahrscheinlich Masse auf Beta B übertragen.
3. Hamal (α - Alpha Arietis, 13 Arietis, HD 12929)
Hamal ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K2IIIbCa-1 in einer Entfernung von 65,8 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 0,3 Lichtjahren.
Hamal ist in seiner Entwicklung schon eine Stufe weiter als unsere Sonne sowie Beta und Gamma Arietis.
Er hat bereits seinen gesamtem Wasserstoff im Kern zu Helium fusioniert. Aufgrund dessen stieg das Atomgewicht im Kern an, da Helium ein höheres Atomgewicht besitzt.
Um das Temperatur- und Druckgleichgewicht des Sterns aufrecht zu erhalten, kam es zu einer Verdichtung der Masse. Durch den Temperaturanstieg wegen der Verdichtung im Kern setzte in der bis dahin inaktiven Wasserstoffhülle des Sterns die Kernfusion ein. Auch hier wurde der Wasserstoff zu Helium fusioniert.
Durch das Wasserstoff-Schalenbrennen wurde immer mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, wodurch sich auch Hamal immer mehr und schneller verwandelt.
Am Ende Wasserstoff-Fusion hatte Hamal 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 im Kern hatte nun das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es werden drei Helium-Kerne im Inneren des Sterns im Rahmen einer Kernfusion in Kohlenstoffe und Sauerstoff umgewandelt. Dieser Fusion-Vorgang findet bei Hamal zur Zeit statt.
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.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch war, wurde die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wurde und der herrschende Gasdruck wiederum temperaturabhängig ist, kam es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Hamal dehnte sich aus und sein Umfang wurde größer.
Die Hülle von Hamal war aber in der Lage den Ausbruch abzufangen. Es kam zu keiner Explosion des Sterns. Aber durch die Heftigkeit der Ausdehnung des Sterns wurden die äußeren kühleren Schichten abgeworfen. Dadurch gelangte Materie und Gaswolken ins All, die wiederum zum Beginn von neuen Sternen werden können.
Hamal besitzt die rund 1,5-fache Masse und den ca. 14,9-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.460 Kevin und er strahlt mit etwa der 91-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Bezeichnung Ca-1 bedeutet, dass in der Atmosphäre von Hamal rund 50% weniger Calcium nachgewiesen wurde als bei Sternen seiner Entwicklung üblich.
Hamal weist eine visuelle Helligkeit von ca. 2,00 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,47 mag auf.
Hamal zeigt zwei Variabilitäten. Einmal verändert sich die Helligkeit in einem Zeitraum von 211 Tagen und einmal in einem Zeitraum von 927 Tagen. Die Gründe für die Helligkeitsveränderungen sind bisher noch nicht abschließend geklärt.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 3,44 km/s und er benötigt für eine Drehung ca. 380 Tage. Hamal kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 14,2 km/s auf uns zu.
Um Hamal kreist wahrscheinlich ein Planet mit der ca. 1,8-fachen Masse des Planeten Jupiters. Die Umlaufbahn verläuft mit einer Exzentrizität von ca. 0,25 und der Planet wäre zwischen 0,9 und 1,5 AE von Hamal entfernt.
4. Bharani (41 Arietis, HD 17573)
Bharani ist ein Doppel-Sternsystem in einer Entfernung von 154,1 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 4,09 Lichtjahren.
Das Doppelsternsystem HD 17573Aa und Ab besitzt eine Umlaufzeit von rund 30 Jahren. Dabei sind die beiden Sterne etwa 15 AE voneinander entfernt.
HD 17573Aa ist ein Stern der Spektralklasse B8Vn.
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 HD 17573Aa beträgt etwa 11.900 Kelvin und er strahlt mit der rund 160-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Er besitzt die ca. 3,1-fache Masse und den ca. 4,36-fachen Radius unserer Sonne. Der Buchstaben „n“ (nebulous) bedeutet, dass die Spektrallinien nicht eindeutig bestimmt werden können, was im Regelfall auf eine hohe Rotationsgeschwindigkeit hinweist.
HD 17573 Aa dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 175 km/s. Aufgrund dessen ist der Radius des Äquators etwa 12% größer als der Polradius.
Über HD 17573Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Auch HD 17573 A ist ein Mitglied “AB Doradus Moving Group”.
Laut dem WDS-Katalog werden unter der WDS-Nr. J02500+2716 insgesamt 8 Sterne aufgeführt.
Der Washington Double Star Catalog (WDS) ist eine astronomische Datenbank mit mehr als 150.000 Sternensystemen, die jedoch meist nur visuell sehr nahestehen.
Auch die WDS-Sterne mit den Katalognummern J02500+2716 stehen nur visuell nahe beieinander.
UCAC2 41314335 (WDS J02500+2716B)
UCAC2 41314335 ist wahrscheinlich ein Stern der Spektralklasse A in einer Entfernung von 1.662 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 33 Lichtjahren und dem ca. 1,42-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 7.626 Kelvin und er strahlt mit der rund 6,18-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
UCAC2 41314335 weist eine visuelle Helligkeit von 11,24676 mag auf, die G-Modus gemessen wurde und eine absolute Helligkeit von ca. 2,71 mag auf.
UCAC2 41314337 (WDS J02500+2716C)
UCAC2 41314337 ist ein Riesenstern in einer Entfernung von 3.410 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 80 Lichtjahren. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.807 Kelvin.
Er strahlt mit der rund 43-fachen Leuchtkraft und er besitzt den ca. 9,46-fachen Radius unserer Sonne.
UCAC2 41314337 weist eine visuelle Helligkeit von 10,861103 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,764 mag auf.
BD +26 470 (WDS J02500+2716D)
BD +26 470 ist ein Stern der Spektralklasse K0 in einer Entfernung von 1.105 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 13 Lichtjahren und dem ca. 9,75-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.830 Kelvin und er strahlt mit der rund 46,6-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
BD +26 470 weist eine visuelle Helligkeit von 8,344547 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,7 mag auf.
5. ε – Epsilon Arietis (48 Arietis, HD 18520 und 18519)
Epsilon Arietis ist ein Doppelsternsystem in einer Entfernung von 361 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 7,40 Lichtjahren.
Epsilon A und Epsilon B besitzen eine Umlaufzeit von etwa 1.216 Jahren. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis, sondern einer Ellipse. Dabei sind die beiden Sterne zwischen 156 und 300 AE voneinander entfernt.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 1 km/s.
Epsilon A ist ein Unterriese der Spektralklasse A2IV, der sich am Ende der Kern-Wasserstofffusion zu Helium befindet.
Er besitzt die ca. 2,7-fache Masse und den rund 3,6-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 8.950 Kelvin und er strahlt mit der ca. 80-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Epsilon A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,2 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,41 mag. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 60 km/s.
Epsilon B ist ebenfalls ein Unterriese, der sich am Ende der Kern-Wasserstofffusion zu Helium befindet. Er wird in die Spektralklasse A3IV eingestuft.
Er besitzt die rund 3-fache Masse und der ca. 2,5-facher Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 8.950 Kelvin und er strahlt mit der ca. 50-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Epsilon B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,5 mag auf und dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 60 km/s.
6. Botein (δ - Delta Arietis, 57 Arietis, HD 19787)
Botein ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III in einer Entfernung von 165 Lichtjahren mit einer Unsicherheit von + / - 1,33 Lichtjahren.
Botein ist ein sogenannter “Red Clump Star”.
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 von rund 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 Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Botein besitzt die ca. 1,91-fache Masse und den ca. 10,22-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt etwa 4.845 Kelvin und er strahlt mit der rund 52-fachen Helligkeit unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 4,3 km/s.
Botein wird als ein variabler Stern eingestuft mit visuellen Helligkeitsveränderungen im Bereich von 0,04 mag. Der Grund für die Variabilität findet sich in der Pulsation des Sterns.
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 Sterneninneren wird die Gammastrahlung auf ihrem Weg zur Oberfläche des Sterns vielfach gestreut.
Diese teilweise Undurchlässigkeit der Sternenatmosphäre wird Opazität (lat. für Trübung, Beschattung) genannt und oft mit dem griechischen Buchstaben (kappa) bezeichnet.
Konstante Opazität bedeutet, dass die Gammastrahlung nicht nach außen dringen kann und im Stern verbleibt. Im Inneren eines Sterns ist die Opazität allerdings nicht konstant. Sie hängt vom Druck und der Temperatur ab und hat außerdem für jede Wellenlänge einen unterschiedlichen Wert.
Nimmt nun die Opazität mit zunehmender Temperatur des Sternenmaterials zu, können daraus Pulsationen entstehen. Der Kappa-Mechanismus lässt sich dann folgendermaßen beschreiben:
1. Schritt:
Das Material in einer Zone der Sternenatmosphäre, in der die Opazität (Undurchlässigkeit) mit steigender Temperatur zunimmt, wird durch äußere Störungen komprimiert, d.h. diese Schicht bewegt sich in Richtung des Zentrums des Sterns.
2. Schritt:
Durch die Kompression steigen Druck und Temperatur dieses Materials.
3. Schritt:
Durch die Erhöhung von Druck und Temperatur steigt die Opazität.
4. Schritt:
Durch die angestiegene Opazität dieser Schicht dringt nun weniger Strahlung aus dem Sterneninneren nach außen; sie "staut" sich darunter.
5. Schritt:
Dadurch entsteht unterhalb der Schicht ein größerer Strahlungsdruck, der dazu führt, dass die Schicht sich nun ausdehnt. Der Stern bläht sich auf.
6. Schritt:
Die sich ausdehnende Schicht wird nun kühler und der Druck sinkt. Der Stern zieht sich wieder zusammen, wodurch auch die Opazität wieder geringer wird. Jetzt kann die angestaute Strahlung schnell entweichen.
7. Schritt:
Durch das Entweichen der Strahlung nimmt der Druck unterhalb der Schicht ab, wodurch diese aufgrund der nun wieder stärkeren Gravitationskraft in Richtung des Sterneninneren komprimiert wird und der Zyklus von neuem beginnt.
Der oben beschriebene Prozess lässt sich gut mit einer Dampfmaschine beschreiben, in der die Opazität einem Ventil entspricht. Sobald das Ventil geschlossen ist, hat der Druck keine Möglichkeit zu entweichen.
Botein weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von 4,064342 auf, die im G-Modus des GAIA-Satelliten gemessen wurde und eine absolute Helligkeit von ca. – 1,25 mag auf.
Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 4,3 km/s.
Botein wird der “Hyades Moving Group” zugerechnet. Die Hyaden sind ein offener Sternhaufen, der sich im benachbarten Sternbild Stier befindet.
Botein ist ein High Proper Motion Star und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 23 km/s uns.