1. Alrischa (α –Alpha Piscium, 113 Piscium, HD 12447)
Alrischa ist wahrscheinlich ein Mehrfachsternensystem in ca. 164 Lichtjahren Entfernung.
Alpha A und Alpha B werden in verschiedenen Sternenkatalogen jeweils als spektroskopische Doppelstern geführt. In 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.
Über den jeweiligen Partnerstern von Alpha A und B ist jedoch nichts bekannt.
Alpha A und Alpha B haben dabei eine Umlaufdauer von ca. 720 Jahre. Unsere Erde benötigt für einen Umlauf um die Sonne ein Jahr. Da die Umlaufbahn der beiden Sterne keinem Kreis sondern einer Ellipse folgt beträgt die Entfernung zwischen den beiden Sterne Alpha A und Alpha B Piscium zwischen 50 und 190 AE. Eine Astronomische Einheit (AE) ist die durchschnittliche Entfernung von der Sonne zur Erde. Diese beträgt ca. 149,6 Mio. km.
Im Jahre 2060 beträgt die Entfernung zwischen den beiden Sternen wieder etwa 50 AE.
Das Mehrfachsternensystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,82 mag auf. Unsere Sonne hat eine visuelle Helligkeit von ca. – 26,7 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 von Alrischa beträgt ca. 0,5 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 Lichtjahre sind 10 Parsec, eine andere astronomische Entfernungseinheit.
Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 8,5 km/.
Alpha A ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern, welcher in der vereinfachten Kurzform als ein Stern der Spektralklasse A7V eingestuft wird.
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 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.
Alpha A wird in der Spektralklasse A (lateinischer Buchstabe) verortet. In früheren Zeiten wurde angenommen, dass Sterne der Spektralklasse A am Anfang ihrer Entwicklung stehen. Daher wurde die Spektralklasse A auch als „frühe Klasse“ bezeichnet. Heute werden die Buchstaben nach dem Licht verteilt, dass sie aussenden. Der Buchstabe A steht für weiß-blau leuchtende Sterne.
Die Zahl 7 zeigt in welchem Temperaturbereich ein Stern sich befindet. Die Zahl 0 steht für die heißen Sterne, die Zahl 10 steht für die kühlen Sterne.
Alpha A wird mit der Zahl 7 als ein eher kühler Stern der Spektralklasse A eingestuft.
Sterne der Spektralklasse A weisen Oberflächen-Temperaturen im Bereich von 7.400 bis 10.000 Kelvin auf. Bei Alpha A beträgt die Oberflächen-Temperatur ca. 8.560 Kelvin. Unsere Sonne hat eine Oberflächentemperatur von ca. 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 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.
Alpha A wird in die Leuchtkraftklasse V eingestuft und ist damit ein Hauptreihenstern.
Unsere Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V (Zwergstern) und damit ein durchschnittlicher Hauptreihenstern (V) 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. Die Neutrinos erreichen auch unsere Erde, sind 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. 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. Diese erreicht uns als Sonnenenergie und sorgt für unser Tageslicht.
Neben diesem, in drei Schritten stattfindenden Fusionsprozess, gibt es für die Fusion von Wasserstoff zu Helium noch einen weiteren Vorgang, den CNO-Zyklus.
Beim CNO-Zyklus, der nach seinen Entdeckern, den Physikern Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizäcker auch „Bethe-Weizäcker-Zyklus“ genannt wird, werden in acht Schritten vier Wasserstoffkerne zu einem Helium-Kern fusioniert. Der Name CNO-Zyklus weist darauf hin, dass dieser Prozess unter der Verwendung von Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) stattfindet.
Ab einer Masse des 1,4- bis 1,6-fachen unserer Sonne wird über den CNO-Zyklus der größte Teil der Fusion von Wasserstoff zu Helium erfolgen.
Bei den Sternen der Spektralklasse A erfolgt die Kernwasserstoff-Fusion zum größten Teil durch den CNO-Zyklus.
Alpha A besitzt die ca. 2,3-fache Masse, den ca. 2,6-fachen Radius und die ca. 32-fache Leuchtkraft unserer Sonne.
Alpha A ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A, der als metallisch (m) eingestuft wird. Er ist ein sogenannter „Am“-Stern.
Die Am-Sterne sind eine Unterklasse der chemically peculiar stars (chemisch eigentümliche Sterne) (CP-Sterne), des Spektraltyps A, bei denen in der 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 (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 jedoch Teil eines Doppelsternsystems, in dem die Rotation der Sterne durch das sogenannte Gezeitenbremsen verlangsamt wurde. Dabei nimmt der Partnerstern Einfluss auf die Rotationsgeschwindigkeit.
Alpha A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 81 km/s, was für einen Stern seiner Spektralklasse nicht unüblich ist. Unsere Sonne hat eine Drehgeschwindigkeit von ca. 2 km/s und benötigt ca. 25 Tage für eine Drehung.
Der Spektraltyp der Am-Sterne wird aus der Calcium-k-Linie (Ca-II-Linie) beurteilt. Bei Alpha A lautet daher die ausführliche Bezeichnung des Spektraltyps: kA0hA7Sr.
Das bedeutet, dass er ein A0-Stern ist, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird und ein A7-Stern, wenn er nach seinen Wasserstofflinien beurteilt wird. Sr bedeutet, dass in seiner Atmosphäre ein erhöhter Anteil von Strontium gemessen wurde.
Alpha B ist ein Unterriese der Spektralklasse kA2hF2mF2IV. Das heißt bei Alpha B, dass er ein A2-Stern ist, wenn er durch die Calcium-k-Linie beurteilt wird, er ist ein F2-Stern, wenn er nach seinen Wasserstofflinien beurteilt wird und Alpha B ist ein F2-Stern, wenn er durch die Schwermetalllinien beurteilt wird.
Die Leuchtkraftklasse IV bedeutet, er wird als Unterriese eingestuft.
Unterriesen sind Sterne, die heller als ein normaler Hauptreihenstern strahlen, aber nicht so hell wie ein Riesenstern. Sie befinden im Regelfall am Ende der Wasserstoff-Fusion oder am Anfang der Helium-Fusion im Kern.
Dadurch dass der Wasserstoffanteil im Kern eines Hauptreihensterns immer geringer wird steigt die Kerntemperatur an. Damit leuchtet er heller als während seiner Hauptreihenphase.
Alpha B befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Alpha B besitzt die ca. 1,8-fache Masse unserer Sonne. Seine Oberflächentemperatur beträgt ca. 8.690 Kelvin und er strahlt mit der ca. 12-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Alpha B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,135 mag auf.
Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 84 km/s.
2. ξ – Xi Piscium (HD 11559, 111 Piscium)
Xi Piscium ist ein Doppelsternsystem in ca. 190 Lichtjahren Entfernung.
Die Umlaufzeit von Xi A und Xi B beträgt ca. 4,6 Jahre. Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,18. Es wird angenommen, das Xi A und Xi B zwischen 2 und 4 AE von einander entfernt sind.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,6 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,78 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 26,13 km/s. Das Doppelsternsystem ist ca. 1,22 Mrd. Jahre alt.
Xi A ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8.5IIIb.
Er hat in seinem Inneren die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium schon vor einiger Zeit beendet und ist zur Zeit dabei Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff zu fusionieren. Damit ist er schon einen Schritt weiter als unsere Sonne.
Nach dem Ende der Kern-Wasserstofffusion hatte Xi A einen entarteten Kern. Entartung bedeutet, dass sich die Materie nicht auf herkömmliche Weise beschreiben lässt, da die Dichte so extrem groß ist. Das Gas im Inneren von Xi A hatte zu diesem Zeitpunkt nichts mit dem klassischen idealen Gas zu tun.
Durch die hohe die Dichte und Temperatur hatte dann nach der Wasserstoff-Fusion im Kern das Helium-Brennen begonnen. Das heißt, es 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.
Sobald die Kerntemperatur genügend hoch ist, wird die Entartung wieder aufgehoben. Dadurch, dass das Gas wieder „normal“ wird und der herrschende Gasdruck temperaturabhängig ist, kommt es zu einer heftigen Expansion des Sterns. Der Stern dehnt sich aus und sein Umfang wird größer.
Xi A besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 9,4-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.063 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberflächen mit der ca. 52-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Die Sternenhülle von Xi A war aber in der Lage die schnelle Expansion 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.
Xi A 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 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 sie in Kugelsternhaufen mittleren Alters auf.
Die Red Clump Stars sind ehemalige Hauptreihensterne, die die Wasserstoff-Fusion im Kern vor langer Zeit beendet haben und mittlerweile Helium im Kern fusionieren.
Die Rotationsgeschwindigkeit von Xi A ist so gering, dass sie nicht messbar ist. Wahrscheinlich sehen wir auf einen der Pole von Xi A.
Da die beiden Sterne so nahe beieinander stehen ist über Xi B bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
3. ν – Nu Piscium (HD 10380, 106 Piscium)
Nu Piscium ist ein Doppelsternsystem in ca. 348 Lichtjahren Entfernung.
Wie weit die beiden Sterne von einander entfernt sind und über die Dauer der Umlaufzeit ist nichts bekannt. Das Doppelsternsystem entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 0,76 km/s.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,44 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,7 mag auf.
Nu A ist ein Roter Riese der Spektralklasse K3IIIb. Er ist ein sogenannter „Milder Bariumstern“.
Barium-Sterne werden im Regelfall der Leuchtkraftklasse der Riesensterne und den Spektralklassen G bis K zu geordnet. Alle Barium-Sterne kommen in sehr engen Doppelsternsystemen vor, bei denen ein Transfer von Masse stattfindet (wechselwirkendes Doppelsternsystem). Wir sehen heute nur noch das Ergebnis.
Vor langer Zeit wurde auf den jetzigen Riesen-Barium-Stern Masse seines Partners übertragen, als sich der Barium-Stern noch in der Entwicklungsphase eines Hauptreihensterns befand.
Der heute kleinere Stern, Nu B, war der Spenderstern. Zu diesem Zeitpunkt war Nu B ein Kohlenstoffstern, der im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HDR) dem asymptotischen Riesenast (AGB: Asymptotic Giant Branch) zuzuordnen wäre.
In diesem Teil des HDR befinden sich die kühlen Riesensterne, die am Ende ihres Sternenlebens angelangt sind.
Bei diesen Riesensternen läuft im Regelfall auch der sogenannte „s-Prozess“ (s = slow, langsam) ab. Dieser findet bei einer niedrigen Neutronendichte und relativ niedrigen Temperaturen des Sterns statt. Sterne, die sich in diesem Stadium befinden, fusionieren alle uns bekannten Elemente bis zu einer Massenzahl von A = 210.
Der s-Prozess läuft hauptsächlich in Sternen ab, in deren Kern das Wasserstoff- und Helium-Brennen bereits zum Erliegen gekommen ist und in denen durch Schalenbrennen in einer Schale um den Kern Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird.
Barium-Sterne zeigen nun bei Messungen in ihrer Atmosphäre einen höheren Anteil an diesen „s-Prozess-Elementen“ sowie auch von Barium. Dabei handelt es sich um einfach ionisiertes Barium (Ba II), dass bei einer Wellenlänge von λ = 455,4 nm gefunden wird.
Diese Fusionsprodukte gelangten dann bei Nu B im Rahmen der Konvektion in die oberen Bereiche der Atmosphäre. Konvektion bedeutet, dass im Rahmen von Austausch und Vermischung der einzelnen Schichten im Stern die s-Prozess-Elemente langsam nach vom Inneren des Sterns nach außen zur Oberfläche vordringen.
Wie dann die Elemente und eine Großteil der Masse von Nu B auf Nu A erfolgte, ist noch nicht ganz geklärt, da dieser Übertragungsprozess bei den Barium-Sternen noch nicht vollständig analysiert ist.
Am Ende des Prozesses hat sich dann Nu B von einem Riesenstern zu einem Weißen Zwerg entwickelt.
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 nach einem Supernova-Ausbruch als Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch zu enden.
Weiße Zwerge befanden sich am Ende ihres Sternenlebens unterhalb der sogenannten Chandrasekhar-Grenze (benannt nach dem indischen 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. Ihre Oberflächen-Temperatur kann mehr als 50.000 Kelvin betragen. Aufgrund ihrer geringen Größe sind sie jedoch sehr leuchtschwach.
Aus diesem Grund ist auch von Nu B bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt.
Die beiden Sterne stehen so nah beieinander, dass sie sich an der sogenannten „Roche-Grenze“ befinden (benannt nach Edouard Albert Roche). Bis zur Roche-Grenze hat ein Stern, der einen anderen Stern umkreist, eine innere Stabilität, die den Stern zusammenhält. Je näher sich zwei Sterne an dieser Grenze aufhalten, umso größer ist ihre gegenseitige Beeinflussung. Das kann bis dazu führen, dass der kleinere Himmelskörper verformt oder sogar zerstört wird.
Bei uns ist das Doppelsternsystem in einen Zeitpunkt zu sehen, bei dem der Spenderstern (Nu B) schon lange Zeit ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern (Nu A) sich zu einem Roten Riesen entwickelt hat.
Nu A besitzt die ca. 1,66-fache Masse und den ca. 35-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.203 Kelvin und er strahlt mit der ca. 348-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Alter des Sternensystems wird auf etwa 3,4 Mrd. Jahre geschätzt.
4. μ – Mu Piscium (HD 9138, 98 Piscium)
Mu Piscium ist eine Roter Riesenstern der Spektralklasse K4III in ca. 331 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Mu Piscium besitzt die ca. 1,25-fache Masse und den ca. 31-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.077 Kelvin und er strahlt mit der ca. 242-fachen Leuchtkraft unserer Sonne
Das Alter von Mu Picsium wird auf etwa 5,6 Mrd. Jahre geschätzt. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von nur ca. 1 km/s.
Mu Piscium ist ein sogenannter „High Proper Motion Star“. Diese Sterne zeigen, im Vergleich zu anderen Sternen in ihrer unmittelbaren visuellen Nähe, eine größere Bewegung am Nachthimmel. Der Stern mit der größten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern mit einer Bewegung von 10,4 Bogensekunden pro Jahr. Seine Geschwindigkeit wird auf etwa 140 km/s geschätzt.
Mu Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,84 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,37 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 34,19 mag.
5. ζ – Zeta Piscium (86 Piscium, HD 7344 und HD 7345)
Zeta Piscium ist ein visuelles Mehrfach-Sternensystem, wobei die Doppelsterne Zeta A und Zeta B mindestens ein Lichtjahr von einander entfernt sind. Zeta C steht ebenfalls nur visuell in einer Sichtlinie mit den Doppelsternsystemen.
5.1 Revati (ζ – Zeta A Piscium, HD 7344)
Revati wird im WDS-Katalog (The Washington Visual Double Star Catalog) als ein Doppelsternsystem eingestuft, dass anhand der Daten des GAIADR2-Katalogs etwa 132 Lichtjahre von uns entfernt ist.
Zeta Aa ist ein weiß-blau leuchtender Unterriese der Spektralklasse A7IV.
Zeta Aa befindet sich wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt die ca. 2-fache Masse und den ca. 1,95-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.470 Kelvin und er strahlt mit der ca. 10,7-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Zeta Aa weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,6 mag auf.
Zeta Ab ist wahrscheinlich ebenfalls ein Unterriese der Spektralklasse AIV mit einer visuellen Helligkeit von ca. 6,4 mag.
5.2 ζ – Zeta B Piscium (HD 7345)
Im Doppelsternsystem Zeta B stehen die beiden Sterne Zeta Ba und Zeta Bb so nahe bei einander, dass sie visuell nicht getrennt werden können. Zeta A ist wie Alpha A ein sogenanntes spektroskopisches Doppelsternsystem, dass zur Zeit nur anhand der Spektrallinien getrennt werden kann.
Die Umlaufzeit der beiden Sterne beträgt ca. 9.075 Tage bei einer fast kreisrunden Umlaufbahn (die Exzentrizität beträgt 0,04). Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 6,26 mag auf. Das Doppelsternsystem ist ca. 134 Lichtjahre von uns entfernt.
Zeta Ba ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F7V und befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Er besitzt den ca. 1,71-fachen Radius und die ca. 4,26-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.343 Kelvin.
Zeta Bb ist wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G7V. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
5.3 Zeta C Piscium (BU 1029C)
Nur visuell zu den Sternen Zeta A und B steht noch der Stern Zeta C. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 12,2 mag auf. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
6. ε – Epsilon Piscium (71 Piscium, HD 6186)
Epsilon Piscium ist ein Doppelsternsystem in ca. 188 Lichtjahren Entfernung.
Über die Entfernung der beiden Sterne zu einander und ihre Umlaufzeit ist nichts bekannt. Das Doppelsternsystem ist wahrscheinlich ein sogenanntes „Occultation Double“.
Im „Occultation Double“ wird in Stern von einem Vordergrundstern verdeckt wird. Häufig wird in der Astronomie der Begriff „Occultation“ verwendet wird, wenn der Mond vor einem Stern vorbeizieht. Der Mond zieht von uns aus gesehen mit einer Winkelgeschwindigkeit von etwa 0,55 Bogensekunden in der Sekunde (arcsec/s) über den Himmel, die Sterne dagegen mit max. 0,057 arcsec/s.
Da der Mond eine sehr dünne Atomsphäre aufweist, sind für Astrophysiker die Zeiten kurz vor oder nach der Bedeckung durch Mond interessant, um die verdeckten Objekte genauer zu untersuchen.
So wurden u. A. im Rahmen von photoelektrischen Analysen ei-nige sehr enge Doppelsternsystem entdeckt. Beim Doppel-sternsystem Epsilon wurde so Epsilon B, der von Epsilon A ver-borgen wird, entdeckt.
Das Doppelsternsystem Epsilon Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,27 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,44 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 7,47 km/s.
Das Alter des Doppelsternsystems wird auf etwa 2,56 Mrd. Jahre geschätzt.
Epsilon A ist ein Riesenstern der Spektralklasse K0III mit der ca. 2,27-fachen Masse und dem ca. 12,8-fachen Radius unserer Sonne. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.860 Kelvin und strahlt mit der 78-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Epsilon A weist eine visuelle Helligkeit von ca. 5,2 mag auf.
Über Epsilon B ist nicht viel bekannt. Es wird vermutet, dass er ebenfalls ein Riesenstern der Spektralklasse K0III ist. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 5,2 mag.
7. δ – Delta Piscium (HD 4656, 63 Piscium)
Delta Piscium ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K4IIIb in ca. 311 Lichtjahren Entfernung.
Delta Piscium befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Er besitzt die ca. 1,65-fache Masse und den ca. 44-fachen Radius unserer Sonne.
Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 3.963 Kelvin und aufgrund der vergrößerten Oberfläche strahlt er mit der ca. 447-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Rotationsgeschwindigkeit beträgt ca. 5,5 km/s.
Delta Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,42 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 0,46 mag auf.
Delta Piscium ist wie Mu Piscium ein sogenannter “High Proper Motion Star“ und entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 32,5 km/s.
Sein Alter wird auf etwa 3 Mrd. Jahre geschätzt.
8. ω – Omega Piscium (HD 224617, 28 Piscium)
Omega Piscium ist wahrscheinlich ein gelb-weiß leuchtender Unterriese der Spektralklasse F4IV in ca. 106 Lichtjahren Entfernung.
In früheren Jahren wurde vermutet Omega Piscium könnte ein enges Doppelsternsystem sein. In der SIMBAD-Datenbank wird er als Doppel oder Mehrfachsternensystem geführt. Nach dem augenblicklichen wissenschaftlichen Stand wird aber davon ausgegangen, dass Omega Piscium nur ein Einzelstern ist.
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 haben 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 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“.
Omega Piscium besitzt die ca. 1,8-fache Masse und den ca. 3,63-fachen Radius unserer Sonne auf. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 6.577 Kelvin und er strahlt mit der ca. 21-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Das Alter von Omega Piscium wird auf ca. 1,34 Mrd. Jahre geschätzt. Er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 40 km/s.
Omega Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,01 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,51 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 2,9 km/s.
9. ι – Iota Piscium (17 Piscium, HD 222368)
Iota Piscium ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F7V in ca. 44,73 Lichtjahren Entfernung.
Iota Piscium befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Iota Piscium wird als ein Stern eingestuft, der unserer Sonne ähnelt. Es wird davon ausgegangen, dass ein Planet in einer Entfernung von ca. 1,8 AE ähnliche Lebensverhältnisse aufweisen könnte wie unsere Erde.
Iota Piscium besitzt die ca. 1,25-fache Masse und den ca. 1,595-fachen Radius unserer Sonne. Im Rahmen von verschiedenen Infrarot-Messungen wurde festgestellt, dass Iota Piscium von einer Scheibe aus Staub und Trümmern umrundet. Obwohl Iota Piscium ein Stern in unserer stellaren Nähe ist, der wegen seiner Sonnenähnlichkeit schon vielfach untersucht wurde, ist nicht viel über die Staub- und Trümmerscheibe bekannt.
Der Nachweis der Staubscheibe erfolgte über den „JouFLU beam combiner“ am CHARA-Teleskop. Damit können noch Objekte in der Nähe von Sternen erfasst werden, die nur 1% der Helligkeit eines Sterns der Spektralklasse K3 besitzen.
Die Oberflächen-Temperatur von Iota Piscium beträgt ca. 6.288 Kelvin und er strahlt mit der ca. 3,55-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Iota Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,43 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 4,13 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,4 km/s.
Iota Piscium dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 6,67 km/s in einem Zeitraum von rund 13 Tagen.
10. θ - Theta Piscium (10 Piscium, HD 220954)
Theta Piscium ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K1III in ca. 141,8 Lichtjahren Entfernung.
Theta Piscium ist wie Xi Piscium ein sogenannter “Red Clump Star”. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Theta Piscium besitzt die ca. 1,58-fache Masse und den ca. 10,3-fachen Radius unserer Sonne.
Die Oberflächen-Temperatur von Theta Piscium beträgt ca. 4.710 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 47,75-fachen Helligkeit unserer Sonne. Sein Alter wird auf etwa 2,45 Mrd. Jahre geschätzt und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 3,1 km/s.
Wie Mu Piscium ist auch Theta Piscium ein sogenannter „High Proper Motion Star” und bewegt sich damit schneller als die Sterne in seiner unmittelbaren Nähe.
Theta Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,27 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,83 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6 km/s.
11. γ – Gamma Piscium (6 Piscium, HD 219615)
Gamma Piscium ist ein gelb leuchtender Riesenstern der Spektralklasse G8III in ca. 134,8 Lichtjahren Entfernung. Er befindet wahrscheinlich am Ende der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Gamma Piscium besitzt die ca. 1,87-fache Masse und den ca. 12,36-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.766 Kelvin und er strahlt mit der ca. 71-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Gamma Piscium dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 4,7 km/s und einer Umlaufzeit von ca. 112,6 Tagen.
Gamma Piscium wurde darauf untersucht, ob er sonnenähnliche Oszillationen (Helioseismologie) zeigt. Die Helioseismologie untersucht die Schwingungen und ihre Auswirkungen auf der Sonne. Es werden die Geschwindigkeiten und Schallwellen an der Sonnenoberfläche untersucht. So erhält man viele Erkenntnisse über den Sonnenaufbau.
Aufgrund der weiten Entfernung ist es bei den Sternen sehr viel schwieriger sonnenähnliche Oszillationen festzustellen, die durch Konvektionen an der Oberfläche des Sterns zusehen sind.
Im Rahmen der Untersuchung bei Gamma Piscium wurde die Rotationsdauer von rund 113 Tagen bestätigt.
Gamma Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,42 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 0,68 mag auf.
Gamma Piscium ist wie Zeta Piscium ein „High Proper Motion Star“. Er fliegt einer Geschwindigkeit von ca. 153 km/s durchs All. Das ist zum Teil mehr als 7-mal so hoch, wie bei Sternen in seiner unmittelbaren Nähe. Anhand der hohen Geschwindigkeit wird angenommen, dass er von einem anderen Teil unserer Galaxis stammt. Sein Alter wird auf etwa 4,58 Mrd. Jahre geschätzt.
Gamma Piscium kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,6 km/s auf uns zu.
12. κ - Kappa Piscium (8 Piscium, HD 220825)
Kappa Piscium ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A2VpSrCrSi in ca. 159,5 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich noch mitten der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Kappa Piscium 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 Größen in einem Zeitraum von 0,5 bis zu max. 160 Tagen.
Kappa Piscium weist eine durchschnittliche visuelle Helligkeit von ca. 4,94 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,59 mag auf.
Die Helligkeitsveränderungen bei Kappa Piscium liegen im Bereich von 0,05 mag (4,91 bis 4,96 mag).
Neben diesen „normalen“ Veränderungen, zeigen sich auch die Intensitäten der Spektrallinien und ihre Magnetfelder als variabel. Dabei wird bisher angenommen, dass die Variabilität verschiedene Ursachen haben kann.
Zum einen haben α2 CVn Variable eine schiefe Rotation des Stern. Der Grund liegt darin, dass die Achse der Magnetfelder und die Rotationsachse des Stern nicht übereinstimmen.
Zudem liegt eine weitere Ursache in den Aktivitäten des Sterns selbst. Seine Sonnenflecken, die Protuberanzen und Sonnenkorona folgen dem gleichen Schema wie bei unserer Sonne aber in wesentlich größeren Dimensionen.
Das Magnetfeld von Kappa Piscium ist durchschnittlich 300 mal größer als das der Erde. Da das Magnetfeld sehr variabel ist, kann es bis zu 1.000-fach so groß werden.
Die variablen Spektrallinien werden der unterschiedlichen Verteilung der Metalle in der Atmosphäre der α2 CVn Variable zugeschrieben. Dadurch wird die Oberflächen-Helligkeit der Sterne an unterschiedlichen Stellen heller oder dunkler. Die Metalle Si, Mn, Cr, Sr und Eu kommen in sehr viel höherer Konzentration vor, als in anderen Sternen. Durch diese stärkere Intensität verändert sich die Helligkeit und führt zu Helligkeitsschwankungen.
Anhand dieser Helligkeitsveränderungen konnten bei Kappa Piscium verschiedene Rotationsgeschwindigkeiten des Sterns beobachtet werden, die sogenannte „Differenzielle Rotation“.
Bei der differentiellen Rotation ist die Drehgeschwindigkeit eines Sterns nicht überall gleichgroß. Meistens haben die Pole eine niedrigere Rotationsgeschwindigkeit als die Äquatorregion.
Der Grund dafür ist, daß die Sterne keine festen Himmelskörper wie unsere Erde sind, sondern vor allem aus Gas bestehen. Die differentielle Rotation wird wahrscheinlich durch Gasströmungen in der Konvektionszone (Zone, die unterhalb der Oberfläche eines Sterns liegt) verursacht. Diese sorgen dafür, das sich der Sternenäquators noch schneller dreht als der Pol.
Bei unserer Sonne beträgt die Rotationsdauer am Äquator rund 25 Tage und in Polnähe bis zu 37 Tage.
Die differentielle Rotation ist ein zentraler Bestandteil des magnetischen Dynamos in den Sternen. Dieser ist für die meisten von uns beobachteten Aktivitäten eines Sterns verantwortlich.
Bei Kappa Piscium beträgt die Rotationsgeschwindigkeit am Äquator ca. 66 km/s. Sie ist an Polen wesentlich größer.
Kappa Piscium besitzt die ca. 2,6-fache Masse und den ca. 1,85-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.124 Kelvin und er strahlt mit der ca. 30-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Kappa Piscium kommt mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 4,4 km/s auf uns zu.
Kappa Piscium wird der „AB Doradus Moving Group“ zugeordnet.
Die AB Doradus Moving Group ist eine Bewegungsgruppe, der nach Angaben der SIMBAD-Datenbank bisher 448 Mitglieder zugeordnet werden. Namensgeber der Bewegungsgruppe ist das Vierfach-Sternensystem „AB Doradus“ im südlichen Sternbild Schwertfisch.
Eine Bewegungsgruppe (Moving Group) besteht aus Sternen die alle etwa das gleiche Alter, die gleiche chemisch-physikalische Zusammensetzung (auch Metallizität genannt) und die gleiche Bewegung in unserer Galaxis haben. Es wird daher angenommen, dass sich die Sterne alle in derselben interstallen Wolke gebildet haben. Die Sterne waren damals in einem Offenen Sternhaufen. Mit der Zeit haben sie sich von einander entfernt und aus dem Offenen Sternhaufen wurde ein Bewegungshaufen.
AB Doradus und weitere 9 Sterne im Umkreis von rund 30 Lichtjahren bilden wahrscheinlich die Kernregion des Bewegungshaufen.
Die AB Doradus Moving Group befindet sich etwa 20 Parsec (ca. 65 Lichtjahre) von der Erde entfernt und ist die am nächsten bekannte „Co Moving Group“. Das Alter der Sterne liegt zwischen 50 und 120 Mio. Jahren.
Kappa Piscium besitzt zwei visuelle Begleiter. Kappa B weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,96 mag. Kappa C zeigt eine visuelle Helligkeit von ca. 11,2 mag. Mehr ist über die beiden Sterne nicht bekannt.
13. λ- Lambda Piscium (18 Piscium, HD 222603)
Lambda Piscium ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse A7V in ca. 102,8 Lichtjahren Entfernung.
Er befindet sich noch mitten in der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.
Lambda Piscium besitzt die ca. 1,81-fache Masse, den 2,04-fachen Radius und die ca. 12,9-fache Helligkeit unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 7.668 Kelvin.
Lambda Piscium dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 70 km/s. Sein Alter wird auf etwa 580 Mio. Jahre geschätzt. Er wird von einer Scheibe aus Staubkörnern umrundet.
Lambda Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,49 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,92 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 6,7 km/s.
Wie Mu Piscium ist auch Lambda Piscium ein sogenannter „High Proper Motion Star“. Er wird der sogenannten „Ursa Major Moving Group zugerechnet“, eine Bewegungshaufen der seinen Ursprung im Sternbild der Großen Bärin (Ursa Major) hat.
14. Toculsar (ο – Omicron Piscium, 110 Piscium, HD 10761)
Toculsar ist ein sehr enges und visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem in ca. 249 Lichtjahren Entfernung.
Das Doppelsternsystem besitzt eine visuelle Helligkeit von ca. 4,27 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,2 mag. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 12,16 km/s.
Toculsar wird als sogenanntes „Astrometrisches Doppelsternsystem“ eingestuft. Astrometrische Doppelsternsysteme bestehen aus zwei Sternen, wobei einer der beiden Komponenten visuell nicht gesehen werden kann. Meist wird der Begleitstern dadurch entdeckt, dass er über seine Gravitation Einfluss auf die Bewegung des sichtbaren Sterns nimmt.
Omicron Piscium A ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff.
Omicron A besitzt die ca. 3-fache Masse und den ca. 15,1-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 5.000 Kelvin und er strahlt aufgrund der vergrößerten Oberfläche mit der ca. 128-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Omicron A dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,88 km/s. Sein Alter wird auf etwa 390 Mio. Jahre geschätzt.
Toculsar ist wie Mu Piscium ein sogenannter „High Proper Motion Star“. Toculsar stammt als Mitglied der „Thin Disk Population“ aus der Mitte unserer Milchstraße.
Die „Thin Disk Population“ ist der Teil der Milchstraße, mit einer Höhe von 980 bis 1.300 Lichtjahren und einer Breite von 8.100 bis 14.500 Lichtjahren, der sich direkt um den Kern unserer Galaxie herum gruppiert.
Dort befinden etwa 85% aller Sterne der galaktischen Ebene. Unsere Sonne ist etwa 26.000 Lichtjahre von Galaxienkern der Milchstraße entfernt.
15. Kullat Nunu η – Eta Piscium (99 Piscium, HD 9270)
Kullat Nunu ist ein Doppelsternsystem in ca. 271 Lichtjahren Entfernung.
Eta A und Eta B sind durchschnittlich 70 AE von einander entfernt. Die Umlaufbahn folgt dabei keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer Exzentrizität von 0,47. Die Umlaufzeit beträgt dabei ca. 850 Jahre.
Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 3,61 mag und eine absolute Helligkeit von ca. - 1,52 mag auf. Es entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 13,6 km/s.
Eta A Piscium wird als ein sogenannter „Gamma Cassiopeiae Variable“ eingestuft, auch wenn er mit der Sternenklasse bei einzelnen Punkten wenig gemeinsam hat.
Die Gamma Cassiopeiae Variable (Gamma-Cas-Sterne) sind benannt nach dem Prototyp Gamma Cassiopeiae. Dabei handelt sich um eine Unterklasse der sogenannten „Eruptiv Veränderliche“.
Bei den eruptiven veränderlichen Sternen ändert sich die Helligkeit nicht in einer bestimmten Periode sondern unvermittelt (abrupt).
Die Gamma-Cass-Sterne sind wiederum eine Untergruppe der „Be“-Sterne. Ein Be-Stern wird in die Leuchtkraftklasse V, IV oder III eingestuft. Die Buchstaben „Be“ bedeuten, es handelt sich um einen Stern der Spektralklasse „B“ und das „e“ steht für „emission lines“. Be-Sterne sind Sterne in einem früheren Stadium der Sternenentwicklung.
Hier sticht Eta Piscium heraus, da er ein Stern der Spektralklasse G7IIIa ist. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff und steht damit eher am Ende seines Sternenlebens.
Die Helligkeitsveränderungen bei den Eruptiv Veränderlichen können verschiedene Gründen haben.
Die Gamma-Cas-Sterne sind im Regelfall sehr schnell rotierende Riesensterne. Sie zeigen dabei einen Materialabfluss durch Eruptionen, vergleichbar einem Vulkanausbruch bei uns auf der Erde. Dieses Material bildet um den Stern einen zirkumstellaren Ring aus Gas und Materie in Äquatornähe.
Eta A Piscium besitzt nur eine Rotationsgeschwindigkeit von ca. 8,4 km/s.
Gleichzeitig wird aus dem Ring wieder Material auf den Stern zurückgeführt. Es findet also eine Absorption (Aufnahme) und Reemission (Abgabe) von ausgestoßener Materie statt, was es schwierig macht die einzelnen Wellenlängen des Stern zu bestimmen.
Eta A besitzt die ca. 3,78-fache Masse und den ca. 25,8-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.766 Kelvin und er strahlt mit der ca. 310-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Sein Alter wird auf etwa 220 Mio. Jahre geschätzt.
Über Eta B Piscium ist fast nichts bekannt. Er weist eine visuelle Helligkeit von ca. 7,51 mag auf und dürfte wahrscheinlich ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F sein.
Wie Toculsar wird auch Kullat Nunu zur Thin Disk Population gezählt.
16. φ - Phi Piscium (85 Piscium, HD 7318)
Phi Piscium ist ein Mehrfach-Sternensystem in ca. 400 Lichtjahren Entfernung.
Es besteht aus den beiden visuell nicht auflösbaren Doppelsternsystemen Phi A und Phi B. Die Doppelsternsysteme Phi A und Phi B sind durchschnittlich mehr als 500 AE von einander entfernt und besitzen eine Umlaufzeit von ca. 7.396 Tagen (etwas mehr 20 Jahre und 3 Monate). Die Umlaufbahn folgt keinem Kreis sondern einer Ellipse mit einer hohen Exzentrizität von 0,815.
Phi Aa ist eine Roter Riesenstern der Spektralklasse K0III mit einer visuellen Helligkeit von ca. 4,676 mag. Er befindet sich wahrscheinlich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen und Sauerstoff. Er ist wahrscheinlich ein leichter „CN-Riesenstern“ mit ähnlichen Eigenschaften wie die Sterne der Hyaden.
Die CN-Riesensterne sind im Regelfall Sterne der Spektralklasse K. Sie weisen eine geringere Leuchtkraft auf, als bei Riesensternen sonst üblich. Die CN-Sterne zeigen einen höheren Anteil an Kohlenstoff (C) und Stickstoff (N) in ihrer Atmosphäre. Daher werden sie auch gerne als „Stickstoffsterne“ bezeichnet.
Die CN-Sterne sind eine Untergruppe der sogenannten „Super-Metal-Rich-Stars“ (SMR-Stars). Die SMR-Stars sind Riesensterne, in deren Atmosphäre ein höherer Metallgehalt gemessen wurde, als in der Sternen der Hyaden, einem offenen Sternhaufen im Sternbild Stier. In der Astrophysik werden alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als Metalle eingestuft.
Die CN-Sterne werden wiederum in verschiedene Klassen eingeteilt. CN4-Sterne zeigen einen sehr hohen Anteil an Metallen und werden darum auch als leichte Kohlenstoffsterne bezeichnet. CN4-Sterne sind die starken CN-Sterne während die Riesensterne in den Hyaden 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).
Phi Aa besitzt den ca. 23,6-fachen Radius und die ca. 250-fache Leuchtkraft unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.720 Kelvin. Seine Masse liegt zwischen dem 2- und 3-fachen unserer Sonne.
Über seinen Begleiter Phi Ab ist bis auf seine Anwesenheit nichts bekannt. Es wird vermutet, dass es sich um einen kleinen Hauptreihenstern oder um einen Weißen Zwerg handelt.
Phi B ist ebenfalls ein visuell nicht auflösbares Doppelsternsystem. Die beiden Sterne Phi Ba und Phi Bb zeigen eine Umlaufzeit von ca. 2 bis 3 Tagen. Das Doppelsternsystem weist eine visuelle Helligkeit von ca. 9,11 mag auf.
Aufgrund der weiten Entfernung ist es schwer genaue Daten zu bekommen. Es wird vermutet, dass Phil Ba ein Hauptreihenstern der Spektralklasse F2V mit der ca. 1,2-fachen Masse unserer Sonne ist. Sein Radius beträgt ca. 75% unserer Sonne und er dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2 bis 3 km/s.
Phi Bb ist wahrscheinlich ein Roter Zwerg der Spektralklasse M2V.
Rote Zwerge sind die kleinsten Sterne, in deren Kern die Fusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Rund drei Viertel aller Sterne sind Rote Zwerge. Sie strahlen aber mit so geringer Energie, dass kein einziger von der Erde aus mit bloßem Auge gesehen werden kann.
Rote Zwergsterne besitzen eine Masse, die zwischen 7,5% und 60% unserer Sonne liegt. Bei einer geringeren Masse, wäre Phi Bb ein Brauner Zwerg und es käme keine Wasserstoff-Fusion zustande.
Phi Bb besitzt ca. 40% der Masse und 35% des Radius unserer Sonne.
Aufgrund der geringen Masse laufen die Fusions-Prozesse bei den Roten Zwergsternen wesentlich langsamer ab. Da die Fusion so langsam abläuft, haben selbst die ältesten Roten Zwerge die Hauptreihen-Phase noch nicht verlassen, auch wenn Sie so alt wie unser Universum wären (ca. 13,5 Mrd. Jahre).
Der Stern Phi C Piscium steht wahrscheinlich nur visuell in einer Linie mit dem Vierfach-Sternensystem. Seine visuelle Helligkeit beträgt ca. 12,74 mag. Mehr ist über ihn nicht bekannt.
17. υ- Upsilon Piscium (90 Piscium, HD 7964)
Upsilon Piscium ist ein weiß-blau leuchtender Hauptreihenstern der Spektralklasse A3V in ca. 324 Lichtjahren Entfernung.
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.
Aufgrund der hohen Temperaturen besitzen sie eine hohe Leuchtkraft und können daher gut am Nachthimmel beobachtet werden.
Upsilon Piscium besitzt die ca. 2,84-fache Masse und den ca. 2,2-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 9.022 Kelvin und er strahlt mit der ca. 117-fachen Leuchtkraft unserer Sonne.
Upsilon Piscium dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 91 km/s. Sein Alter wird auf etwa 460 Mio. Jahren geschätzt.
Upsilon Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,75 mag und eine absolute Helligkeit von ca. – 0,13 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 5,8 km/s.
18. τ – Tau Piscium (83 Piscium, HD 7106)
Tau Piscium ist ein Roter Riesenstern der Spektralklasse K0.5IIIb in ca. 169,7 Lichtjahren Entfernung. Er befindet sich mitten in der Kernfusion von Helium zu Kohlenstoffen sowie Sauerstoff und wird wie Xi A als „Red Clump Star“ eingestuft.
Tau Piscium besitzt die ca. 1,69-fache Masse und den ca. 10-fachen Radius unserer Sonne. Seine Oberflächen-Temperatur beträgt ca. 4.624 Kelvin und er strahlt mit der ca. 44,7-fachen Helligkeit unserer Sonne.
Tau Piscium dreht sich mit einer Rotationsgeschwindigkeit von ca. 2,2 km/s. Sein Alter wird auf etwa 2,27 Mrd. Jahre geschätzt.
Tau Piscium weist eine visuelle Helligkeit von ca. 4,518 mag und eine absolute Helligkeit von ca. 1,033 mag auf. Er entfernt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von ca. 36,36 km/s.
Wie Toculsar wird auch Tau Piscium zur Thin-Disk-Population gezählt.
