Sternenhimmel im Februar 2011


Verfasser: Ralf Kannenberg

1. Allgemeines im aktuellen Monat

Diese Rubrik ist ein allgemeiner Überblick über den abendlichen Sternenhimmel im aktuellen Monat und den Stand der hellen Planeten. Eine erste einfache Einführung, wie man die wichtigsten Sterne finden kann, findet sich in der zweiten Rubrik.

Der Sternenhimmel ist unmittelber nach Sonnenuntergang noch spätherbstlich, doch rasch betreten all' die prachtvollen Wintersternbilder mit ihren hellen Sternen die Himmelsbühne betreten. Man kann hoch über uns die helle Capella und im Osten den Orion mit den beiden bekannten hellen Sternen Beteigeuze und Rigel und kurz darauf Procyon, den Boten des Sirius, und etwas später den hellen Sirius selber sehen.

Der Große Wagen wandert im Osten wieder rückwärts hinauf, während die W-förmige Cassiopeia den Zenit bereits überschritten hat; sie kann als einfacher Wegweiser in die Andromeda, den Perseus und zur Capella verwendet werden.

Nach Sonnenuntergang kann man halbhoch im Westen den auffällig hellen Riesenplaneten
Jupiter bewundern.

2. Kleine Einführung in die wichtigsten Sterne

2.1 Großer und Kleiner Wagen


Kleiner und Großer Wagen
Der bekannte Große Wagen wandert über dem Nordosthorizont wieder rückwärts hinauf. Indem man die beiden hinteren Kastensterne etwa fünfmal nach links oben verlängert, gelangt man zum Polarstern. Dieser steht am äußeren Ende der Deichsel des Kleinen Wagen, und auf dem Weg in Richtung der Deichsel des Großen Wagen kann man die beiden hinteren Kastensterne des Kleinen Wagen erkennen. Der Polarstern steht am Himmelsnordpol, das heißt, verlängert man in Gedanken die Erdachse, so kommt man zum Polarstern. Deswegen weist der Polarstern immer nach Norden und kann zur Orientierung als "Nordstern" verwendet werden.

Geht man vom Großen Wagen am Polarstern vorbei gleichviel weiter, so gelangt man hoch über uns im Nordwesten zur Cassiopeia; sie sieht nun aus wie ein großes, etwas auf der Seite liegendes W und ihr Hauptstern Schedir ist der zweite Stern von links oben.

Der Große Wagen enthält zwar keinen Stern
1. Größe, dafür aber immerhin drei, die beinahe 1. Größe erreichen. Es sind dies der kastenseitige Deichselstern Alioth, der hintere obere Kastenstern Dubhe sowie der äußere Deichselstern Benetnash. Der mittlere Deichselstern selber erreicht genau 2. Größe und ist der vierthellste Wagenstern; namensmäßig ist er der bekannteste Wagenstern und heißt Mizar.

Alioth am kastenseitigen Deichselende bedeutet "Fettschwanz", was die Bezeichnung einer bestimmten Ziegenrasse ist; der hintere obere Kastenstern Dubhe bedeutet "Bär", der äußere Deichselstern Benetnash "Klageweiber"; der mittlere Deichselstern Mizar "Mantel".

Dubhe ist ein Roter Riese im Abstand von 120 Lichtjahren und Benetnash ein blauweißlicher Stern im Abstand von 100 Lichtjahren; Alioth und Mizar sind weißliche Sterne im Abstand von rund 80 Lichtjahren. Der Polarstern ist ein weißgelblicher Stern 2. Größe im Abstand von fast 500 Lichtjahren. Der Polarstern hat auch einen arabischen Namen: Alruccabah, das bedeutet "Der Reiter".


Der hellere der beiden hinteren Kastensterne des Kleinen Wagen ist ebenfalls ein Stern 2. Größe, er heißt Kochab, das bedeutet "der Stern des Nordens" und er ist ein Roter Riese im Abstand von 120 Lichtjahren. Aufgrund der Kreiselbewegung der Erdachse war der Himmelspol vor 3000 Jahren in der Nähe von Kochab.

Der Hauptstern der Cassiopeia, Schedir, bedeutet "Brust" und ist ein Roter Riese im Abstand von fast 250 Lichtjahren.

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Sommerdreieck (orange)

2.2 Das Sommerdreieck: Wega, Deneb, Atair

Tief im Westen sieht man nach Sonnenuntergang noch das Sommerdreieck, das aus der hellen Wega in der Leier, aus Deneb im Schwan und aus Atair im Adler besteht. Die Wega ist ein weißlicher Stern im Abstand von gut 25 Lichtjahren und bedeutet "herabstoßender Adler", Deneb heißt "Schwanz (des Schwanes)" und ist ein blauweißlicher Riesenstern im Abstand von 3000 Lichtjahren und trotzdem ein Stern erster Größe. Deneb ist also einer der hellsten Sterne unserer Milchstraße überhaupt. Atair ist ein sonnennaher Stern, der nur 17 Lichtjahre entfernt ist; er bedeutet "fliegender Adler" und ist wie die Wega ein weißlicher Stern. Im Altertum haben die Menschen also in der Wega und in Atair zwei fliegende Adler gesehen. Im Verlaufe des Abends wird das Sommerdreieck dann ab 22 Uhr rasch in den Horizontdunst eintauchen.

2.3 Cassoipeia und ihre Wegweiser zur Andromeda, zu Mirfak im Perseus und zur Capella sowie zum Widders

Ganz ähnlich wie der Große Wagen ist auch das Sternbild der Cassiopeia als "Himmels-W" sehr figürlich, ohne einen prominenten Stern in seinen Reihen zu haben.

Zählt man die Sterne der Cassiopeia von links oben nach rechts unten durch, also von den helleren zu den weniger hellen, befindet sich ihr Hauptstern Schedir an der zweiten Stelle. Schedir bedeutet "Brust" und ist ein Roter Riese im Abstand von fast 250 Lichtjahren.

Sternbild der Andromeda
Von der Cassiopeia ausgehend kann man sehr einfach die wichtigsten Sterne der Andromeda sowie Mirfak im Perseus und die helle Capella finden:

Die Verlängerung vom mittleren Cassiopeiastern über die Schedir führt ungefähr zur Sirrah, die der hellste Stern in dieser Region ist. Sirrah bedeutet "Nabel" und ist ein weißlicher Stern im Abstand von 100 Lichtjahren. Dann kann man die ersten drei Sterne der Cassiopeia als Pfeilspitze mit Schedir an der Spitze deuten; diese Pfeilspitze zeigt auf den mittleren Andromedastern Mirach, die gleichhell wie die Sirrah ist. Mirach bedeutet "Schurz" und ist ein Roter Riese im Abstand von 200 Lichtjahren. Kurz bevor man von der Cassiopeia herkommend die Mirach erreicht, kommt man auch am berühmten Andromedanebel vorbei; das ist eine Galaxie wie unsere Milchstraße im Abstand von 2 Millionen Lichtjahren. Diese Pfeilspitzen-Regel von den hellsten drei Cassiopeiasternen zur Mirach ist sehr einfach und sehr nützlich. Und indem man vom ersten Stern der Cassiopeia über Schedir, den zweiten Stern der Cassiopeia verlängert, gelangt man zu Alamak, dem 3. Andromedastern. Alamak heißt "Wüstenluchs" und ist ein Roter Riese im Abstand von 350 Lichtjahren. Außerdem findet man in der Andromedakette etwas unterhalb zwischen Sirrah und Mirach, etwas näher an der Sirrah, einen Stern 3. Größe namens delta Andromedae; er ist ein Roter Riese im Abstand von 100 Lichtjahren.

Wenn man vom mittleren Stern des Cassiopeia-W eine Linie durch den vierten Stern des W zieht und diese verlängert, so findet man Mirfak, den Hauptstern des Perseus. - Schließlich führt die Verlängerung vom mittleren Stern des Cassiopeia-W zwischen dem vierten und fünften Stern des W hindurch zur hellen Capella im Fuhrmann. Sie ist ein Vierfach-Sternsystem im Abstand von gut 40 Lichtjahren, bei dem beide Hauptsterne wie unsere Sonne gelbe Sterne sind. Mirfak bedeutet "Ellbogen" und ist ein weißgelblicher Stern im Abstand von 100 Lichtjahren, er ist etwas heller als Sirrah und Mirach. Capella heißt "Zicklein" und auf alten Sternbild-Darstellungen kann man sehen, dass der Fuhrmann auf seiner Schulter ein kleines Zicklein trägt; das ist der Ort des Hauptsternes Capella.

Das kleine Tierkreiszeichen des Widders findet man, indem man von der Cassiopeia aus zwischen den beiden Andromedasternen Mirach und Alamak hindurch noch einmal gleichviel weiter geht; dort kann man jenseits der Andromedakette zwei weitere Sterne sehen; diese bilden den Widder und der linke Stern, ein Stern 2. Größe, heißt Hamal, das bedeutet "Widder". Hamal ist ein Roter Riese im Abstand von 75 Lichtjahren. Auch Hamal ist so hell wie die Sirrah und Mirach. Der rechte Stern erreicht beinahe 2. Größe und heißt Sheratan; er ist ein weißlicher Stern im Abstand von 60 Lichtjahren. Sheratan bedeutet "die zwei Zeichen", was sich auf Widder und Fische beziehen soll. Von Hamal über Sheratan weitergehend sieht man auch Mesarthim, einen weißlichen Stern beinahe 3.Größe, der 200 Lichtjahre entfernt ist. Mesarthim bedeutet "der fette Schafbock".

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Mehr zur Andromeda; -> Mehr zur Cassiopeia

2.4 Die hellen Wintersterne: Orion, Procyon und der helle Sirius

Das Winterdreieck (grün) und Wintersechseck (gelb)
Geht man von der Capella nach Südosten, so kann man über dem Südost-Horizont das sehr bekannte Sternbild des Orions erkennen. Der Orion besteht aus zwei Schultersternen, drei eingeschnürten Gürtelsternen sowie zwei Fußsternen. Der untere und hellere Schulterstern heißt Beteigeuze, das bedeutet "Schulter des Riesen", der obere Schulterstern heißt Bellatrix ("Kriegerin") und der obere Fußstern diagonal gegenüber der Beteigeuze heißt Rigel, das bedeutet "Fuß (des Orion)". Nach seinem Aufgang scheint der Orion am Himmel zu liegen und so schräg auf der Seite liegend kann man gut verstehen, dass manche Kulturen in ihm einen großen Schmetterling sehen.

Zwischen dem Oriongürtel und dem linken Fußstern kann man bei guter Sicht schon von bloßem Auge den Orionnebel schön erkennen; im Feldstecher bietet sich ein eindrücklicher Anblick. Der Orionnebel ist gewissermaßen das Schwert des Orion, welches an seinem Gürtel steckt; dabei handelt es sich um ein rund 1500 Lichtjahre entferntes aktives Sternentstehungsgebiet in unserer Milchstraße.

Das Sternbild des Orion enthält neben Beteigeuze und Rigel auch drei Sterne, die beinahe 1. Größe erreichen, nämlich die Bellatrix an der rechten Schulter des Orion sowie Alnilam und Alnitak - der mittlere und der linke Stern des Oriongürtels. Alnilam und Alnitak bedeuten "Anordnung von Perlen" und "Gürtel". Alle drei sind blauweißliche Riesensterne.

Die beiden übrigen Sterne des Orion sind 2.Größe. Der rechte Gürtelstern heißt Mintaka und der linke Fußstern heißt Saiph. Mintaka bedeutet ebenfalls "Gürtel" und Saiph bedeutet "Schwert". Das Schwert des Orion reicht also bis zu seinem Fuß.

Links unterhalb des Orions kann man einen weiteren sehr hellen Stern erkennen, das ist der hellste Fixstern überhaupt am Himmel, der berühmte Sirius im Großen Hund. Dieser Stern ist so wichtig, dass er sogar einen Boten hat, der seinen Aufgang ankündigt: Procyon, ebenfalls ein Stern 0. Größe; das bedeutet "Stern, der vor dem Hundsstern (aufgeht)". Beteigeuze, Procyon und der Sirius bilden ein beinahe gleichseitiges Dreieck, welches auch Winterdreieck genannt wird. Rechts neben dem Sirius steht ein Stern beinahe 1. Größe, das ist Mirzam.

Der Schulterstern Beteigeuze ist ein prominenter Roter Riese im Abstand von 400 Lichtjahren, der rechte Fußstern Rigel ist ein weit entfernter blauweißlicher Stern im Abstand von über 700 Lichtjahren. Auch die Bellatrix ist ein blauweißlicher Stern im Abstand von fast 250 Lichtjahren. Die drei Oriongürtelsterne Alnilam, Alnitak und Mintaka sind ebenso wie der linke Fußstern Saiph blauweißliche Riesensterne; alle vier sind rund 1000 Lichtjahre von uns entfernt! - Im Gegensatz zu den Orionsternen, die allesamt weit entfernt sind, sind beide Hundssterne sonnennahe Sterne: der Sirius ist ein nur gut 8.5 Lichtjahre entfernter weißlicher Stern und Procyon ein weißgelblicher Stern im Abstand von 11 Lichtjahren. Beide Hundssterne werden von einem hochkompakten Stern, einem Weißen Zwerg, umkreist. Im Monatsthema wird dieser Sterntyp näher vorgestellt.- Mirzam ist ein über 500 Lichtjahre entfernter blauweißlicher Riesenstern und bedeutet "Stern, der (dem Sirius) vorausgeht".

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Das Sternbild des Großen Hundes

2.5 Die südlichen Teile des Großen Hundes

Bei guter Südsicht kann man nun auch die unteren Teile des Großen Hundes, der mit einer Ausnahme aus lauter Sternen beinahe 1. Größe oder heller besteht, erkennen: Unterhalb von Sirius und Mirzam steht der Stern Wezen; er ist ein sehr weit entfernter weißgelblicher Riesenstern im Abstand von 2000 Lichtjahren und bedeutet "das Gewicht". Rechts unterhalb von Wezen kann man den Stern Adhara erkennen, der sogar gerade noch die erste Größe erreicht, in unseren Breiten jedoch so weit südlich steht, dass er nur sehr selten wirklich auffällig hell zu erkennen ist. Adhara bedeutet "die Jungfrauen" und ist ein blauweißlicher Riesenstern im Abstand von 500 Lichtjahren. Links unterhalb von Wezen steht die Aludra; sie ist ein Stern 2. Größe und ebenfalls ein sehr weit entfernter blauweißlicher Stern im Abstand von 3200 Lichtjahren. Aludra heißt "die Jungfernschaft".

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2.6 Der Stier und die Zwillinge

Schräg rechts unterhalb der Capella kann man bei guter Sicht den berühmten Sternhaufen der Plejaden sehen. Weiter links, etwas tiefer, steht Aldebaran, ein Stern 1. Größe; das ist der Hauptstern des Sternbildes des Stiers. Sein Name kommt von "Al Dabaran" und bedeutet "der, der (den Plejaden) nachfolgt". Aldebaran ist also der Stern, der kurz nach den Plejaden aufgeht; er ist ein Roter Riese im Abstand von 70 Lichtjahren und markiert das blutunterlaufene Auge des Stieres. Aldebaran steht am linken unteren Ende eines auf der Seite liegenden nach links geöffneten "V"; die anderen Sterne dieses "V" sind die hellsten Sterne des Sternhaufens der Hyaden, der 150 Lichtjahren entfernt ist.

Am Osthimmel steht das Sternbild der Zwillinge
Etwa in der Mitte zwischen der Capella und Aldebaran, etwas nach unten eingerückt, steht der zweithellste Stern des Sternbildes Stier, El Nath: das bedeutet "Horn (des Stieres)". El Nath ist ein Stern beinahe erster Größe; er ist ein blauweißlicher Stern im Abstand von 130 Lichtjahren. Etwas unterhalb der Capella steht im Fuhrmann ein Stern heller als 2. Größe, das ist Menkalinan; das bedeutet "Schulter dessen, der die Zügel führt". Menkalinan ist ein weißlicher Stern im Abstand von gut 80 Lichtjahren. Die Sterne Capella, Menkalinam und El Nath stehen also im figürlich einfach erkennbaren erweiterten Fuhrmann-"Sechseck".

Oberhalb von Procyon, dem Boten des Sirius, kann man etwas links beiden Sterne der Zwillinge übereinander sehen, der untere heißt Pollux und der obere heißt Castor. Pollux ist ein naher Roter Riese im Abstand von gut 30 Lichtjahren, Castor ein bekannter Doppelstern zweier weißlicher Sterne im Abstand von 45 Lichtjahren. Zwischen Pollux und der Beteigeuze im Orion steht fast in der Mitte ein weiterer heller Zwillingsstern, das ist die Alhena am Fuße des Zwillings Pollux. Sie entstammt einer anderen Mythologie, denn Alhena bedeutet "das Zeichen (auf dem Hals des Kameles)". Sie ist ein weißlicher Stern im Abstand von gut 100 Lichtjahren.

Die Sterne Capella - Aldebaran - Rigel - Sirius - Procyon - Pollux/Castor und wieder Capella bilden ein großes Sechseck aus hellen und bekannten Sternen 0. und 1. Größe, das auch "Wintersechseck" genannt wird; da auch die Beteigeuze in diesem Bereich steht, ist hier die Hälfte aller bei uns sichtbaren Sterne heller als 1. Größe versammelt.

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Mehr zum Stier / -> Mehr zu den Zwillingen

2.7 Der Perseus

Der Perseus ist ein prominentes Herbststernbild und enthält mit Mirfak sogar einen Stern beinahe 1. Größe. Am einfachsten kann man sich den Perseus als einen Bogen von drei Sternen im oberen Teil vorstellen, von dem beim Hauptstern Mirfak in der Mitte des Bogens schräg nach rechts unten eine Linie zum sehr prominenten Stern Algol und einem weiteren Stern abzweigt.

Mirfak heißt "Ellbogen" und kann bekanntlich in der Verlängerung vom mittleren Stern des Cassiopeia-W durch den vierten Stern des "W" gefunden werden; er ist ein weißgelblicher Stern im Abstand von 100 Lichtjahren.

Rechts und links neben Mirfak stehen je ein Stern dritter Größe und bilden so einen typischen und leicht auffindbaren Bogen; gamma Persei in Richtung Cassiopeia ist wie unsere Sonne ein gelber Stern im Abstand von 250 Lichtjahren und delta Persei auf der anderen Seite ist ein blauweißlicher Riesenstern im Abstand von über 500 Lichtjahren.

h und chi Persei, das "Schatzkästlein der Milchstraße"
Der zweithellste Perseusstern, von dem man bereits im Altertum wusste, dass er seine Helligkeit verändert, ist Algol, das bedeutet "Kopf des Dämon" (wegen der Helligkeitsänderung) - gemeint ist das abgeschlagene Haupt der Gorgone Medusa, mit dem der Perseus das Untier in einen Stein verwandeln und somit die schöne Andromeda retten konnte - und steht schräg rechts unterhalb von Mirfak. In Wirklichkeit ist Algol ein Doppelsternsystem und wenn beide Sterne nebeneinander stehen, so sind sie natürlich heller als wenn sie hintereinander stehen. Man nennt solche Doppelsternsysteme "Bedeckungsveränderliche". Der Hauptstern ist ein blauweißlicher Stern im Abstand von fast 100 Lichtjahren. Geht man von Mirfak an Algol vorbei, so gelangt man kurz darauf zu einem weiteren gut erkennbaren Perseusstern 3. Größe, das ist die Gorgonenschwester Gorgonea Tertia, ein Roter Riese im Abstand von über 300 Lichtjahren. Auch sie verändert ihre Helligkeit.

Außerhalb der Stadt kann man nun auch leicht den offenen Sternhaufen M34 mit einem Feldstecher finden: Man betrachte die Linie Mirfak über Algol zur Gorgonea Tertia und bildet ein rechtwinkligen Dreieck, bei dem der rechte Winkel in Algol ist und geht entlang dem freien Ast zum Andromedastern Alamak; rund doppelt so weit wie der Abstand zwischen den beiden Gorgonen-Schwestern Medusa (Algol) und Gorgonea Tertia sieht man ein Nebelchen und das ist M34. Die Sterne dieses offenen Sternhaufens sind knapp 1500 Lichtjahre von uns entfernt. Im Perseus befindet sich auch das "Schatzkästlein der Milchstraße", das sind zwei nebeneinander liegende benachbarte Sternhaufen. Sie heißen "h und chi Persei" und können bei guten Sichtbedingungen schon von bloßem Auge gesehen werden. Beide Sternhaufen sind ungefähr 7500 Lichtjahre entfernt. Man findet sie sehr einfach: Neben gamma Persei, dem oberen Bogenstern, befindet sich ein Stern 4. Größe namens tau Persei. Nun geht man einfach von Mirfak aus durch das Tor, dass von gamma und tau Persei aufgespannt wird, in Richtung Cassiopeia hindurch gleichweit weiter, dann gelangt man schon zu h und chi Persei. Tau Persei ist wie unsere Sonne ein gelber Stern im Abstand von 250 Lichtjahren.

Man kann auch von der Cassiopeia herkommend den Weg zu Mirfak nutzen, der über die Verlängerung des 3. und 4. Cassiopeiasterns führt; etwa in dreifachem Abstand der beiden gelangt man ebenfalls zu h und chi Persei.

2.8 Die ersten Frühlingssterne

Östlich des Wintersechseckes sieht man ab 20 Uhr zwei helle Sterne des Sternbildes Löwe; der rechte ist Regulus beim Herz des Löwen, ein blauweißlicher Stern erster Größe im Abstand von 80 Lichtjahren. Regulus bedeutet "kleiner König", diesen Namen hat er, weil er immer wieder Besuch von einem Planeten sowie vom Mond bekommt. Der linke heißt Algieba und markiert die Stirn des Löwen; die Algieba besteht aus zwei einander umkreisenden Sternen, einem Roten Riesen sowie einem gelben Stern, die 130 Lichtjahre von uns entfernt sind.

2.9 Mondstationen am Abendhimmel

Bekanntlich sind die 12 Tierkreiszeichen des heutigen Horoskopes diejenigen Sternbilder, in denen im Verlaufe des Jahres die Sonne steht, allerdings wird das Sternbild des Schlangenträgers dabei nicht mitgezählt, da der Zahl 12 eine besondere Bedeutung zukommt. Zu Zeiten der Araber indes war das anders: damals hat man die Sterne nicht nach großflächigen Sternbildern eingeteilt, sondern nach hellen Einzelsternen und nach nahe beieinander stehenden Sterngruppen. Dabei muss man sich vor Augen halten, dass aufgrund der sehr viel klareren Luft damals auch Sterne 3. Größe helle Sterne waren und Sterne 4. Größe problemlos gesehen werden konnten.

Die Araber haben 28 solcher hellen Sterne und Sterngruppen ausgewählt, durch die im Verlaufe des Jahres der Neumond zieht - es wird vermutet, dass die Menschen damals wegen der großen Hitze am Tag eher nachts aktiv waren und entsprechend der Mond eine wesentliche Rolle am Firmament einnahm. Diese 28 Sterngruppen heißen Mondstationen. Da die Mondbahn nur geringfügig gegen die Sonnenbahn geneigt ist, liegen diese Mondstationen alle in der Nähe der Tierkreiszeichen. Dank ihrer Prominenz sind die ursprünglichen Namen dieser Sterngruppen bis heute überliefert, indes sind nur einige ihrer Namen in die Astronomie eingegangen, obgleich diese Mondstationen immerhin sechs Sterne 1. Größe enthalten.

Die dritte und vierte Mondstation befinden sich im Stier
Im vergangenen Monat haben wir die ersten Mondstationen des Jahres kennengelernt, das waren zunächst die beiden Widdersterne Sheratan und Mesarthim und als nächstes einige Sterne nur 4. Größe, die sich zwischen Hamal, dem Hauptstern des Widders, und den Plejaden befinden.

In diesem Monat werden drei weitere Mondstationen vorgestellt: Erstens ist dies al-haqa, die aus den Orionsternen Heka, Khad Posterior und Khad Prior in der Mitte oberhalb der Schulterlinie Beteigeuze zur Bellatrix besteht; al-haqa heißt "der Mähnenzopf". In der indischen Tradition werden diese Sterne mit "Hirschkopf" bezeichnet. Diese Sterne bilden ein Dreieck am Kopf des Orion: an der Spitze dieses Dreiecks steht Heka, ein Stern gerade noch 3. Größe, unterhalb befinden sich die beiden Sterne Khad Posterior auf Seite der Beteigeuze und Khad Prior auf Seite der Bellatrix, beide haben 4. Größe. Heka ist in Wirklichkeit ein Doppelsternsystem zweier blauweißlicher Riesensterne im Abstand von über 1000 Lichtjahren; auch Khad Prior ist ein weit entfernter blauweißlicher Riesenstern im Abstand von fast 1000 Lichtjahren. Khad Posterior ist wie unsere Sonne ein gelber Stern im Abstand von 115 Lichtjahren. Heka bedeutet "Weißer Fleck" und Khad bedeutet "Wange des Zentralen".

Am Osthimmel steht das Sternbild der Zwillinge
Die nächste Mondstation heißt al-hana und umfasst den Zwillingsstern Alhena, der seinen Namen ja aus dieser Mondstation bekommen hat, sowie seinen Nachbarstern Alzir. Alzir bedeutet "(Kleider-)Knopf" und ist ein weißgelblicher Stern im Abstand von rund 60 Lichtjahren. Die indische Tradition verwendet anstelle der Alhena - immerhin ein Stern beinahe 1. Größe - und Alzir den prominenten Orionstern Beteigeuze, der mit "die Feuchte" übersetzt wird.

Die dritte Mondstation des Monats heißt ad-dira und besteht aus den beiden hellen Zwillingssternen Castor und Pollux. Obgleich diese Mondstation aus zwei sehr prominenten Sterne 1. Größe besteht, wird ihr Name nicht mehr verwendet. Ad-dira heißt "der Vorderarm". In der indischen Tradition werden die beiden Zwillingssterne mit "Schätzebringende" übersetzt.

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Einführung in die Mondstationen

3. Sternbild des Monats: Der Eridanus


Eridanus
Das Sternbild des Eridanus ist eines der ausgedehntesten Sternbilder am Nachthimmel. Er nimmt seinen Ausgang bei Cursa neben dem hellen Stern Rigel am Fuße des Orion und fließt wie die Donau zunächst nach Norden und Osten, ehe er sich nach Süden windet und in unseren Breiten unter dem Horizont verschwindet. Der hellste Stern des Eridanus, Achernar, steht am unteren Ende des Eridanus. Er ist so hell wie die Beteigeuze und Procyon, also ein Stern 0. Größe, steht aber so weit südlich, dass er von unseren Breiten niemals gesehen werden kann. Achernar bedeutet "Ende des Flusses" und ist der zehnthellste Fixstern am Sternhimmel überhaupt. Er ist ein blauweißlicher Stern im Abstand von 144 Lichtjahren.

Cursa befindet sich neben dem hellen Orionstern Rigel, also dort, wo der Fluss Eridanus entspringt; er ist der zweithellste Stern des Eridanus, ein blauweißlicher Stern beinahe 2. Größe im Abstand von knapp 100 Lichtjahren. Cursa bedeutet "Fußbank" und bezieht sich auf den Orion. Der dritthellste Stern des Eridanus ist Zaurak, ein Stern 3. Größe. Zaurak bedeutet "Boot" und ist ein Roter Riese im Abstand von 150 Lichtjahren.

Zaurak ist Ausgangspunkt einer Deichsel, die parallel zum Oriongürtel verläuft. Der zweite Deichselstern ist Rana, ein Stern gerade noch 3. Größe. Rana bedeutet "Frosch" und ist ein Roter Unterriese im Abstand von nur 30 Lichtjahren. Der dritte Deichselstern ist epsilon Eridani, ein sonnennaher Stern im Abstand von nur 10.5 Lichtjahren. Um diesen Stern läuft der nächstgelegene bekannte Exoplanet; dieser hat rund eineinhalb Jupitermassen und umläuft seine Sonne gut dreimal weiter entfernt als die Erde unsere Sonne. Epsilon Eridani selber ist etwas kleiner als unsere Sonne und ein gelboranger Hauptreihenstern.

Geht man nun von Zaurak und Rana rechtwinklig in Richtung Oriongürtel, so sieht man in doppeltem Abstand Zaurak - Rana zwei Sterne 4. Größe nebeneinander stehen. Der hellere der beiden heißt omikron(1) Eridani; sein arabischer Name Reid bedeutet "Ei des Straußes". Er ist ein weißgelblicher Stern im Abstand von 200 Lichtjahren. Der andere, untere Stern, heißt omikron(2) Eridani; sein arabischer Name Keid bedeutet "Ei". Keid ist prominenter bekannt unter dem wissenschaftlichen Namen 40 Eridani, denn sein Begleitstern 40 Eridani B ist der zuerst entdeckte Weiße Zwerg überhaupt. Dieser interessante Sterntyp wird im Thema dieses Monats näher vorgestellt. - 40 Eridani ist ein nahe gelegenes Dreifach-Sternsystem im Abstand von 16.5 Lichtjahren, der Hauptstern ist ein gelboranger Hauptreihenstern.

4. Thema des Monats: Weiße Zwerge

Der Durchmesser von normalen Sternen ist dort, wo sich der Strahlendruck des Sternes, die den Stern nach außen drückt, und seine Gravitationskraft, der den Stern zusammenzieht, gerade ausgleichen. Der Strahlungsdruck eines Sternes erfolgt aufgrund der Kernreaktionen im Sterninneren, bei denen Atome zu größeren Kernen fusioniert werden. Solange Atomkerne mit einer Ordnungszahl kleiner als derjenigen des Eisen fusionieren wird bei diesem Prozess Energie frei. Während der meisten Zeit wird Wasserstoff in Helium umgewandelt, so dass Sterne in Wirklichkeit riesige Wasserstoffbomben sind. Irgendwann aber einmal ist der Wasserstoff aufgebraucht. Wenn der Stern genügend Masse hat, und zwar mehr als 0.4 Sonnenmassen, so kann das Helium zu Kohlenstoff verschmolzen werden, und je nach Masse des Sternes ist genügend Energie vorhanden, um auch das Verschmelzen zu höheren chemischen Elementen zu ermöglichen. Spätestens wenn der Stern nur noch aus Eisen besteht kann auf diese Weise jedoch keine Energie mehr erzeugt werden. Der Stern hat also keine innere Energiequelle mehr, die einen Strahlungsdruck erzeugen könnte, so dass sich der Stern unter seiner eigenen Schwerkraft rasch zusammenzieht und kollabiert. Die beiden Pauli'schen Ausschließungsprinzipien für Elektronen und für Neutronen können den Gravitationskollaps stoppen. Im ersten Fall kollabiert der Stern zu einem Weißen Zwerg, im zweiten Fall zu einem Neutronenstern. Kann der Gravitationskollaps nicht gestoppt werden, so kollabiert der Stern zu einer Singularität, das heißt zu einem Schwarzen Loch.

4.2 Die Entdeckung der ersten Weißen Zwerge

Der weiße Zwergstern Sirius B überstrahlt ausnahmsweise den Sirius A, denn dieses Bild wurde im Rötgenstrahlungebereich aufgenommen und Sirius B strahlt intensiv in diesem Bereich. Im sichtbaren Licht überstrahlt aber Sirius A den Sirius B bei weitem. (Bild: Nasa) - bitte auf das Bild clicken.
Vor gut hundert Jahren war die Spektroskopie so weit fortgeschritten, dass man auch von schwachen Sternen die Spektralklassen und die Farben bestimmen konnte. Dabei fiel den Astronomen auf, dass es einige wenige Sterne in Sonnennähe gab, die aufgrund ihrer geringen Helligkeit eigentlich hätten eher kühle rote Zwergsonnen sein sollen; statt dessen aber stellte sich heraus, dass es sich um gleißend helle und heiße weiße Sterne handelte. Konkret handelte es sich um den Stern 40 Eridani B sowie um den Begleiter des Sirius, deren Spektren in den Jahren 1914 und 1915 bestimmt werden konnten; auch der Begleiter des Procyon war ein Kandidat für einen solchen Stern. Zwei Jahre später entdeckte der Astronom van Maanen im Jahre 1917 einen weiteren Stern dieses Typs. Diese Sterne mussten aufgrund ihrer schwachen Leuchtkraft sehr kleine Gebilde sein, die nicht größer als unsere Erde sind und deswegen bekam dieser neue Sterntyp die Bezeichnung "Weißer Zwerg". Diese Sterne hatten eine absurd erscheinende Dichte, die über 3000mal dichter sein musste als das dichteste Material, das man kannte. Aufgrund dieser sehr hohen Dichte sollte das entweichende Licht etwas rotverschoben sein und 1925 gelang der entsprechende Nachweis bei Sirius B. Dies war gleichzeitig ein weiterer Nachweis zugunsten der damals noch neu formulierten Relativitätstheorie.

Bereits 1926 konnte man mithilfe der neuen Quantentheorie die Theorie der Weißen Zwerge herleiten und erkannte, der Gravitationskollaps eines hochkompakten Sternes mit weniger als ungefähr 1.45 Sonnenmassen, vom Pauli'schen Ausschließungsprinzip für Elektronen gestoppt wird. Und das geht folgendermaßen: Nach dem Wegfall des Strahlungsdrucks eines Sternes kann seine Schwerkraft nicht mehr kompensiert werden, so dass der Stern kollabiert. Das passiert dann, wenn der Stern so klein ist, dass bei weiterer Komprimierung die Elektronen in tiefere Orbitale "gedrückt" würden, was aufgrund des Pauli'schen Ausschließungsprinzips jedoch nicht möglich ist. Wenn nun der übrig bleibende Stern nicht schwerer als 1.45 Sonnenmassen ist, verbleibt der Stern in diesem Zustand stabil und das ist dann ein Weißer Zwerg.

Weiße Zwerge können sich aus Sternen, die weniger als 8 Sonnenmassen haben, bilden. Bei Sternen mit größerer Masse steht genügend Energie zur Verfügung, um die Protonen und die Elektronen des Sternes in Neutronen umwandeln zu können; auch für Neutronen besteht ein solches Pauli'sches Ausschließungsprinzip, so dass ein Neutronenstern entstehen kann. Diese weisen nochmals eine weit höhere Dichte auf und sind nur etwa 10 bis 20 Kilometer groß. Bei noch größerer Ausgangsmasse kollabiert der Stern zu einem Schwarzen Loch.

Bis 1930 kannte man nur drei Weißen Zwerge, nänlich 40 Eridanus B, Sirius B und van Maanen's Stern und vermutete, dass Procyon B ebenfalls ein solcher Weißer Zwerg sei; bis 1939 waren 18 Weiße Zwerge bekannt, bis 1950 einige hundert und bis 1999 über 2000 Exemplare. Heutzutage kennt man über 9000 Weiße Zwerge.

4.3 Die sonnennahen Weißen Zwerge

In den vergangenen Monaten wurden sonnennahe Sterne vorgestellt und mit ihnen auch vier Weiße Zwerge: Der Sirius B, Procyon B, van Maanen's Stern sowie Gliese 440. Nur knapp ein Lichtjahr weiter entfernt befindet sich der zuerst entdeckte Weiße Zwerg 40 Eridani B, dessen Hauptstern in diesem Monat im Sternbild des Monats vorgestellt wurde. Er ist der fünftnächste Weiße Zwerg.

Der massereichste sonnennahe Weiße Zwerg ist der Sirius B, er hat eine Masse von knapp einer Sonnenmasse. Sein Vorläuferstern war ein blauweißlicher Stern mit rund 5 Sonnenmassen, er hatte also mehr Masse als die heutige Hauptkomponente Sirius A.

Der zweit- und drittschwerste sonnennahe Weiße Zwerg sind Gliese 440 mit 0.75 Sonnenmassen und van Maanen's Stern mit 0.7 Sonnenmassen; ihre Vorgängersterne waren blauweißlich bis weißliche Sterne mit rund 4 Sonnenmassen. Procyon B hat 0.6 Sonnenmassen und sein Vorläuferstern war mit rund 1.7 Sonnenmassen etwas schwerer als der heutige Hauptstern Procyon A; 40 Eridani B schließlich hat eine halbe Sonnenmasse und sein Vorläuferstern war ein weißgelblicher Stern mit über 1.5 Sonnenmassen.

Die Vorgängersterne dieser 5 Weißen Zwerge waren also allesamt heller als unsere Sonne und wären die Vorläufersterne vom Sirius B, von Gliese 440 und vom Van Maanen's Stern damals, als sie noch normale Sterne waren, in Sonnennähe gestanden, so wären sie die drei massenreichsten Sterne der Region gewesen und auch alle drei deutlich heller als 0. Größe gewesen.

4.4 Zusammensetzung und Spektren von Weißen Zwergen

Einordnung der Weißen Zwerge in die Sterntypen insgesamt
Man unterscheidet zwischen leichten, mittelschweren und schweren Weißen Zwergen. Leichte Weiße Zwerge haben weniger als 0.4 Sonnenmassen, mittelschwere zwischen 0.4 und /b>1.05 Sonnenmassen und schwere mehr als 1.05 und weniger als 1.45 Sonnenmassen, der maximal möglichen Masse für Weiße Zwerge. Die meisten Weißen Zwerge gehören zu den mittelschweren.

Wie schon oben gesehen hängt die Zusammensetzung von Weißen Zwergen von ihrer Masse ab: bei den leichten war nicht genügend Energie vorhanden, um das Helium weiter zu verschmelzen, so dass sie einen Kern aus Helium haben, die mittelschweren konnten Kohlenstoff und Sauerstoff herstellen, welches sich nun in ihrem Kern befindet und die schweren konnten sogar Neon erzeugen, so dass ihr Kern aus Sauerstoff und Neon besteht. Weiße Zwerge mit höheren Elementen finden sich nicht, weil die Vorgängersterne dann über 8Sonnenmassen gehabt haben müssten, welche beim Gravitationskollaps aber nicht mehr vom Pauli'sches Ausschließungsprinzip für Elektronen gestoppt werden können. Wenn solche massenreichen Vorgängersterne vom Pauli'sches Ausschließungsprinzip für Neutronen gestoppt werden können, so werden sie zu Neutronensternen, und wenn sie noch mehr Masse haben, kollabieren sie zu Schwarzen Löchern.

Aus dem Spektrum der Weißen Zwerge kann man Rückschlüsse auf ihre Atmosphäre ziehen, wobei man Spektraltypen Weißer Zwerge mit einem vorgestellten großen D kennzeichnet. Rund 75% aller bekannten Weißen Zwerge haben eine wasserstoffreiche Atmosphäre und gehören zum Spektraltyp DA; hierzu gehören auch der Sirius B, Procyon B und 40 Eridani B. - Weiße Zwerge mit einer Heliumatmosphäre gehören zu den Spektraltypen DB oder DO. Außerdem unterscheidet man noch Weiße Zwerge mit Kohlenstofflinien im Spektrum, diese zählt man zum Spektraltyp DQ, und mit Spektrallinien höherer Elemente, die man zum Spektraltyp DZ zählt. Zu ersteren gehört Gliese 440, zu zweiteren van Maanen's Stern. - Schließlich gibt es auch noch Weiße Zwerge mit einem kontinuierlichen Spektrum, diese zählt man zum Spektraltyp DC.

Ein Problem allerdings stellen zunächst die leichten Weißen Zwerge aus Helium dar, denn das Alter des Universums reicht nicht aus, dass sich ihre Vorläufersterne bereits in Weiße Zwerge umgewandelt haben. Es kann aber sein, dass sich ein Roter Riese nahe um einen schweren Partnerstern, beispielsweise einem Neutronenstern oder einem mindestens mittelschweren Weißem Zwerg, bewegt. Dann können auch schon vor dem Helium-Kernbrennen die äußeren Atmosphärenschichten vom Partnerstern abgesaugt werden, bis nur noch der nackte Heliumkern des Roten Riesen übrigbleibt, so dass dann ein Weißer Zwerg aus Helium ohne Hülle übrigbleibt, der soviel Masse an den Partnerstern verloren hat, dass er selber nicht mehr genügend Masse hat, um ein Helium-Kernbrennen zu entfachen.

Weiße Zwerge, denen ein Neutronenstern die Atmosphäre abgesaugt hat, kann man recht einfach finden, denn beim Absaugen der Atmosphäre gehen Masse und Drehimpuls auf den Neutronenstern über, so dass sich dieser sehr viel schneller um seine eigene Achse dreht als zuvor. Solche "rezyklierten" Pulsare haben typischerweise Frequenzen im Millisekundenbereich und können daran erkannt werden; mit dem Hubble Space Teleskop kann man dann in ihrer Nähe nach einem Weißen Zwerg Ausschau halten. Außer leichten hat man auch mittelschwere Weiße Zwerge um Millisekunden-Pulsare entdeckt, bei denen also das Helium-Kernbrennen bereits in Gang war.

4.5 Auskühlalter von Weißen Zwergen

Wie vorher gesehen entstehen Weiße Zwerge, nachdem die innere Energiequelle, die den Strahlungsdruck erzeugt hat, aufgebraucht ist; somit haben Weiße Zwerge keine innere Energiequelle. Sie sind aber sehr stabil, da der Druck der Elektronen einen weiteren Gravitationskollaps verhindert. Nun wird der Weiße Zwerg langsam aber sicher auskühlen und anhand seines Spektrums und seiner derzeitigen Temperatur kann man bestimmen, wie alt der Weiße Zwerg ist. Dieses sogenannte Auskühlalter ist eine sehr nützliche Altersbestimmung, mit der man das Alter von Kugelsternhaufen, von Doppelsternsystemen und insbesondere auch von Neutronensternen, die von einem Weißen Zwerg umlaufen werden, mit einer zusätzlichen und unabhängigen Methode abschätzen kann.

Das Auskühlalter von Weißen Zwergen hängt im Wesentlichen von ihrer Masse und der Dicke ihrer Hülle ab: wenn ein Weißer Zwerg noch eine dicke Hülle besitzt, welche übrigens aus Wasserstoff besteht, so kann es in ihr erneut zu einem Wasserstoff-Kernbrennen kommen, so dass eine Erhitzung und keine Auskühlung stattfindet. Erst wenn die den Weißen Zwerg umgebende Wasserstoffhülle so dünn wird, dass kein erneutes Wasserstoff-Kernbrennen stattfinden kann, kühlt der Weiße Zwerg nach und nach aus.

4.6 Entstehung von Weißen Zwergen

Wenn die Wasserstoffvorräte eines Sternes mit weniger als doppelter Sonnenmasse aufgebraucht sind und höhere Elemente verschmolzen werden, wird der Stern oftmals instabil und es kommt zu Pulsationen, bei denen die äußeren Schichten der Atmosphäre abgestoßen werden. Dadurch werden immer heißere Teile der Sternoberfläche freigelegt und sobald diese genügend heiß ist, kann sie die abgestoßenen Atmosphärenschichten ionisieren, so dass diese beobachtbar werden. Da die ersten Fernrohrbenutzer hier runde planetenähnliche Gebilde zu sehen glaubten, erhielten diese Gebilde den Namen Planetarische Nebel, obgleich sie nichts mit Planeten zu tun haben. In ihrem Inneren kann man oftmals den Zentralstern sehen, welcher alle Übergangsformen von einem späten Roten Riesen bis hin zu einem jungen Weißen Zwerg annehmen kann. Nach rund 10'000 Jahren rekombinieren sich die Atome des Planetarischen Nebel, so dass sie nicht mehr ionisiert sind und nicht mehr länger gesehen werden können. Der Weiße Zwerg wird dann im folgenden langsam auskühlen. Planetarische Nebel sind also Indikatoren für ganz junge und sehr heiße Weiße Zwerge.

Eine andere Möglichkeit, wie Weiße Zwerge entstehen können, sind nahestehende hochkompakte Partnersterne, beispielsweise Millisekunden-Pulsare, die einem nahestehenden Doppelsternpartner im Roten Riesen-Stadium die Atmosphäre abgesogen haben. Wenn dieser Prozess vor dem Helium-Kernbrennen des Roten Riesen erfolgt, kann sogar ein leichter Weißer Zwerg mit einem Heliumkern entstehen. Da dieser Absaugprozess über eine Milliarde Jahre dauert, sind dies sehr alte Weiße Zwerge.

Nach beiden Kandidaten für Weiße Zwerge kann man dank der Indikation eines Planetarischen Nebels oder eines Millisekunden-Pulsars mit Hilfe sehr starker Fernrohre, beispielsweise des Hubble Space Teleskops, suchen.

Sehr bekannte Planetarische Nebel sind der zuerst entdeckte Hantelnebel (M27) im Abstand von 1360 Lichtjahren: sein Weißer Zwerg hat eine Temperatur von 85'000 Kelvin, sowie der Ringnebel M57 in der Leier im Abstand von 2'300 Lichtjahre: sein Weißer Zwerg hat eine Temperatur von 70'000 Kelvin. - Auch die Zentralsterne der beiden Planetarischen Nebel NGC 6826 und NGC 40 im Abstand von 2'200 und 3'500 Lichtjahren kann man mit einem Amateurfernrohr beobachten; während sich ersterer noch zu einem Weißen Zwerg entwickelt, ist letzterer bereits ein Weißer Zwerg, der 50'000 K heiß ist und 0.7 Sonnenmassen hat.

Beispiele für Weiße Zwerge als Partnersterne von Millisekunden-Pulsaren sind B1855+09 mit einem Auskühlalter von 10 Milliarden Jahren, J2145-0750 mit einem Auskühlalter von 3.6 Milliarden Jahren, J0751+1807 mit einem Auskühlalter von knapp 0.8 Milliarden Jahren sowie J1012+5307 mit einem Auskühlalter von 0.3 Milliarden Jahren. Zwar dauert der Absaugprozess über 1 Milliarde Jahre, aber da der Weiße Zwerg erst am Ende dieser Absaugphase fertig gebildet ist, kann sein Auskühlalter auch kleiner sein. Der Weiße Zwerg von J2145-0750 ist ein mittelschwerer Weißer Zwerg, die drei anderen sind leichte Weiße Zwerge.

4.7 Durchmesser von Weißen Zwergen

Weiße Zwerge werden bei höherer Masse kleiner: dieses zunächst unerwartete Ergebnis kommt daher, dass die Schwerkraft den Stern weiter zusammendrückt und im Gegensatz zu den normalen Sternen kein Strahlungsdruck vorhanden ist, der dem entgegenwirken könnte. Vergangenes Jahr wurde ein Doppelstern entdeckt, der aus einem leichten und einem mittelschweren Weißen Zwerg besteht. Das Sternsystem heißt NLTT 11748 und von der Erde aus gesehen können sich beide Komponenten gegenseitig bedecken, so dass man ihre Durchmesser bestimmen konnte: der leichte Weiße Zwerg ist knapp fünfmal so groß wie die Erde, während der mittelschwere Weiße Zwerg, obgleich massereicher, nur geringfügig größer als die Erde ist.

Das hat übrigens zur Folge, dass man den leichten Weißen Zwerg deutlich besser beobachten kann als den mittelschweren, aber eben viel kleineren Weißen Zwerg, obgleich dieser fast 0.8 Sonnenmassen hat, während der leichte nur knapp 0.2 Sonnenmassen hat.

4.8 Supernova Typ Ia

Eine ganz besondere Konstellation tritt auf, wenn ein Stern von einem Weißen Zwerg umkreist wird und die beiden Sterne nahe zusammenstehen. Das ist in der Regel dann der Fall, wenn sich der Hauptstern zu einem Roten Riesen aufbläht. Dann fällt Masse auf den Weißen Zwerg. Da das Gleichgewicht eines Weißen Zwerges von der Gravitation und vom Pauli'schen Ausschließungsprinzip für Elektronen bestimmt wird, können Weiße Zwerge nur eine maximale Masse haben: würde ein Weißer Zwerg mehr Masse als diese Maximalmasse haben, so gäbe es wegen des Pauli'schen Ausschließungsprinzips für Elektronen keinen "Platz" mehr für die zusätzlichen Elektronen; diese müssen aber irgendwo hin und der gesamte Weiße Zwerg gerät aus dem Gleichgewicht und explodiert in einer gewaltigen Supernova-Explosion. Weil diese Supernova immer bei der gleichen Masse geschieht, ist sie immer gleich hell, das heißt man kann mit Hilfe solcher Supernova Ia deren Abstand messen, und aufgrund ihrer enormen Helligkeit kann man damit Abstände bis zu 2 Milliarden Lichtjahre messen, das ist immerhin ein Siebtel der Größe unseres Universums!

Aktuelle Forschungsbefunde legen nahe, dass die Mehrzahl der Supernovae Ia keineswegs wie erwartet von solchen Weißen Zwergen gebildet wird, die einem normalen Partnerstern wie einem Roten Riesen Masse absaugen, sondern von eng zusammenstehenden Sternpaaren zweier genügend massereicher Weißer Zwerge, die zusammen mehr Masse als die maximal mögliche Masse für Weiße Zwerge haben. Hier wird aber ganz aktuell Forschung betrieben und es ist noch zu früh, um ein definitives Ergebnis zu dieser Fragestellung liefern zu können

Das oben genannte Doppelsternpaar NLTT 11748 eines leichten und eines mittelschweren Weißen Zwerges hat zusammen übrigens nicht genügend Masse, um eine solche Supernova vom Typ Ia auslösen zu können. Überdies wird vermutet, dass bei einem solchen Massenverhältnis der beiden Weißen Zwerge ihre Abstände langfristig wieder größer werden und ein stabiles Sternpaar entsteht.

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So findet man die helleren sonnennahen Sterne tau Ceti, 61 Cygni und epsilon Eridani

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