Alfirk (optischer und physischer Doppelstern)
Bayer-Bezeichnung: β Cephei
Sternbild: Kepheus
Spektralklasse: B2 IIIeV
Rektaszension: 21h 28m 39,57s
Deklination: +70° 33′ 38,5″
Scheinbare Helligkeit: 3,16 bis 3,27
Entfernung: 680 ± 50
Masse:--
Temperatur: --
Leuchtkraft: --
Durchmesser: --
Metallizität:--
Das Alfirk-System besteht aus mindestens drei Komponenten. Der Hauptstern, Alfirk A, ist ein heißer, blauer Unterriese, der sich in einer Entfernung von etwa 690 Lichtjahren befindet. Er hat eine viel größere Masse und Leuchtkraft als unsere Sonne. Alfirk B ist der Begleiter von Alfirk A und bildet mit ihm ein spektroskopisches Doppelsternsystem. Das bedeutet, dass die beiden Sterne so nah beieinander sind, dass sie selbst mit den stärksten Teleskopen nicht als separate Lichtpunkte aufgelöst werden können. Ihre Existenz wird durch die periodische Verschiebung ihrer Spektrallinien nachgewiesen, die durch ihre gegenseitige Umlaufbewegung verursacht wird. Zusätzlich gibt es noch einen optischen Begleiter, der von der Erde aus nur in der gleichen Blickrichtung wie die beiden anderen steht, aber physisch nicht an sie gebunden ist.
Alfirk A ist der namensgebende Stern für eine Klasse von veränderlichen Sternen, die als Beta-Cephei-Sterne bekannt sind. Diese Sterne zeichnen sich durch sehr kurze, regelmäßige Helligkeitsschwankungen aus, die in einem Zeitraum von nur wenigen Stunden auftreten. Diese Pulsationen werden durch radiale und nicht-radiale Schwingungen in den äußeren Schichten des Sterns verursacht. Die Erforschung von Alfirk A hat Astronomen geholfen, die innere Struktur und die physikalischen Prozesse von massiven, heißen Sternen besser zu verstehen. Die Helligkeitsschwankungen sind für das bloße Auge nicht wahrnehmbar, können aber mit präzisen Messinstrumenten nachgewiesen werden.
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