Quelltext der Seite AB Doradus

{{Infobox Doppelstern
| Name = AB Doradus
| Bild = [[Datei:Location of AB Doradus.png|300px|Position von AB Doradus am Nachthimmel]]
| Bildtext = Position von AB Doradus am Nachthimmel
| Sternbild = Dor
| Visuell-gesamt = 
| Rek = 5/28/44.8
| Dek = -/65/26/54.9
| Size = 1
| Caption =  AB Doradus
<!-- gemeinsame Werte -->
| V-Radial = +28
| Parallaxe = (66,9 ± 0,5)
| LJ = (48,7 ± 0,4)
| PC = (14,9 ± 0,1)
| Absolut-vis = 6,055
| Absolut-bol = 5,88
| Periode = C zu A: 11,75&nbsp;[[Jahr|a]]<br />Bb zu Ba: ~1&nbsp;[[Jahr|a]]<br />B zu AC: ~1570&nbsp;[[Jahr|a]]
| GroßeHalbachse = C zu A: 2,3&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]]<br />Bb zu Ba: ~1&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]]<br />B zu AC: 135&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]]
| Exzentrizität = 
| V-RA = 32,14
| V-DE = 150,97
| Alter = ca. 50 Millionen Jahre
| Anmerkung = 
<!-- Komponente A -->
| Name1 = ''{{0}}A&nbsp;/&nbsp;C{{0}}''
| Visuell1 = 6,93 mag / 19,80
| Spektralklasse1 = K2 Vk / M8
| B-V-Index1 = +0,83
| U-B-Index1 = +0,37
| Absolut-vis1 = 6,06 mag / 18,93
| Absolut-bol1 = 5,89 mag / 16,38
| Masse1 = 0,76 [[Sonnenmasse|''M''<sub>☉</sub>]] / 0,089
| Radius1 = 0,9 [[Sonnenradius|''R''<sub>☉</sub>]] / ~0,16
| Leuchtkraft1 = 0,377 [[Leuchtkraft|''L''<sub>☉</sub>]] / 0,000024
| Temperatur1 = 4900 [[Kelvin|K]] / 2640
| Metallizität1 = 
| Rotation1 = 0,514 [[Tag|d]] / 0,4
<!-- Komponente B -->
| Name2 = ''Ba&nbsp;/&nbsp;Bb''
| Visuell2 = 13,91 mag / 14,50
| Spektralklasse2 = M5 Ve / M5.5 Ve
| B-V-Index2 = 
| U-B-Index2 = 
| Absolut-vis2 = 13,04 mag / 13,63
| Absolut-bol2 = 11,68 mag / 12,17
| Masse2 = 0,165 [[Sonnenmasse|''M''<sub>☉</sub>]] / 0,145
| Radius2 = 0,18 [[Sonnenradius|''R''<sub>☉</sub>]] / 0,18
| Leuchtkraft2 = 0,00182 [[Leuchtkraft|''L''<sub>☉</sub>]] / 0,00116
| Temperatur2 = 3225 [[Kelvin|K]] / 3160
| Metallizität2 = 
| Rotation2 = 6,8 [[Tag|d]] / 6,8
<!-- Bezeichnungen -->
| CD = −65°&nbsp;332
| HD = 36705
| HIP = 25647
| SAO = 249286
| TYC = 8887/1611/1
| WDS = J05287-6527
| ADS = 
| Weitere = AB Doradus, Rst&nbsp;137
| Weitere1 = 
| Weitere2 = 
<!-- Quellen -->
| V-RadRef = 
<ref name="hipparcos">{{Internetquelle |autor=Perryman, M.A.C. et al. |url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=hipsearch |titel=The Hipparcos Catalogue |hrsg=European Space Agency |abruf=2009-02-03 |sprache=en |kommentar=‚25647‘ in Feld ‚Hipparcos Identifier‘ eintippen und auf ‚Retrieve‘ klicken}}</ref>
| LJPCRef = <ref name="hipparcos" />
| OrbitRef = 
| RekDekRef = 
<ref name="SIMBAD">{{Internetquelle |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=AB+Dor&submit=SIMBAD+search |titel=SIMBAD Query Result: V* AB Dor – Rotationally variable Star |hrsg=Centre de Données astronomiques de Strasbourg |abruf=2009-02-03 |sprache=en}}</ref>
| VisRef = <ref name="SIMBAD" />
| SpekRef = <ref name="SIMBAD" />
| UBRef = <ref name="hipparcos" />
| BVRef = <ref name="hipparcos" />
| AbsRef = <ref name="hipparcos" />
| MasseRef = 
<ref name="jumk">{{Internetquelle |autor=Jürgen Kummer |url=https://jumk.de/astronomie/sterne-3/ab-doradus.shtml |titel=Besondere Sterne: AB Doradus |hrsg=Internetservice Kummer + Oster GbR |abruf=2009-02-03 |sprache=de}}</ref><ref name="Astronomy & Astrophysics">{{Literatur |Autor=Markus Janson, Wolfgang Brandner, Rainer Lenzen, Laird Close, Eric Nielsen, Markus Hartung, Thomas Henning, Hervé Bouy |Titel=Improved age constraints for the AB Dor quadruple system – The binary nature of AB Dor B |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Datum=2006-11-20 |Sprache=en |arXiv=astro-ph/0611616}}</ref>
| RadiusRef = 
| LkRef = 
| TempRef = <ref name="jumk" />
| MetallRef = 
| RotRef = <ref name="Astronomy & Astrophysics" />
| AlterRef = <ref name="jumk" />
}}

'''AB&nbsp;Doradus''' (abgekürzt '''''AB&nbsp;Dor''''') ist ein etwa 49&nbsp;[[Lichtjahr]]e entferntes [[Doppelstern|Vierfachsternsystem]] im [[Sternbild]] [[Schwertfisch (Sternbild)|Schwertfisch]] ({{laS|Dorado}}), das sich am [[Südhimmel]] befindet. Es enthält einen schnell rotierenden [[Hauptreihe]]nstern (''AB&nbsp;Doradus&nbsp;A''), der sich trotz seines hundertfachen Erddurchmessers in nur zwölf Stunden um die eigene Achse dreht, sowie drei [[Roter Zwerg|rote Zwergsterne]] (''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba'', ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb'' und ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;C''). ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;C'' ist einer der leichtesten bekannten [[Stern]]e – seine Masse liegt nur knapp oberhalb der Grenze zum [[Brauner Zwerg|Braunen Zwerg]].

Die [[scheinbare Helligkeit]] von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A ändert sich mit einer Periode, die gleich seiner Umdrehungszeit ist. Der Stern gehört also zu den [[Rotationsveränderlicher Stern|Rotationsveränderlichen]]. Seine Veränderlichkeit wird auf großflächige [[Sternfleck]]en zurückgeführt, die in Zusammenhang mit seinem komplexen Magnetfeld stehen. Beobachtungen zeigten eine zwischen etwa 0,01 und 0,05&nbsp;mag variierende Amplitude der Helligkeitsänderung.<ref name="Innis1988">{{cite journal | language=en | author = J. L. Innis, K. Thompson, D. W. Coates, T. Lloyd Evans | title = Observations of active-chromosphere stars. II – Photometry of AB Dor, 1978–1987 | journal = Royal Astronomical Society, Monthly Notices ({{ISSN|0035-8711}}) | year=1988 | volume=235 | pages=1411–1422 | bibcode= 1988MNRAS.235.1411I }}</ref>

Die Helligkeitsschwankungen von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A gaben dem System seine Bezeichnung: Der erste Namensteil „AB“ folgt den Regeln zur [[Benennung veränderlicher Sterne]] und besagt, dass AB&nbsp;Doradus der 56. Stern im Sternbild Schwertfisch ist, an dem eine Veränderlichkeit nachgewiesen werden konnte. Der zweite Namensteil „Doradus“ ist der [[Genitiv]] des lateinischen Namens des Sternbildes. Der dritte Teil „A“ der Hauptkomponente wurde nachträglich zur Unterscheidung von den erst später entdeckten kleineren Begleitern ergänzt.

AB&nbsp;Doradus ist nur 50 Millionen Jahre alt und Namensgeber des ''[[AB-Doradus-Bewegungshaufen]]s'', der u.&nbsp;a. zur weiteren Klärung der Sternentstehung erforscht wird.

== Auffinden am Nachthimmel ==
Für Beobachter auf der [[Südhalbkugel|südlichen Halbkugel]] der Erde ist AB&nbsp;Doradus fast ganzjährig zu sehen. Allerdings ist der Stern selbst von den südlichsten Teilen [[Europa]]s aus nicht beobachtbar.

Aufgrund seiner geringen scheinbaren Helligkeit ist der Stern nicht mit [[Freiäugig|bloßem Auge]] erkennbar. Schon ein kleines Teleskop oder ein [[Feldstecher]] reicht jedoch aus, um ihn beobachten zu können. Nahe AB&nbsp;Doradus befindet sich die [[Magellansche Wolken|Große Magellansche Wolke]] (die größte Satellitengalaxie der [[Milchstraße]]) sowie die Sternbilder [[Netz (Sternbild)|Netz]] (Reticulum) und [[Tafelberg (Sternbild)|Tafelberg]] (Mensa).

== Position ==
=== Entfernung ===
Die Entfernung von AB&nbsp;Doradus kann aufgrund seiner starken Eigenbewegung und der verhältnismäßig großen [[Parallaxe]] relativ genau auf 49 Lichtjahre bestimmt werden.<ref group="A">Umrechnung der Parallaxe in Lichtjahre: <math>d \approx \frac{1}{0{,}06692}\,\mathrm{pc} \approx 14{,}94\,\mathrm{pc} \approx (3{,}262 \cdot 14{,}94)\,\mathrm{Lj} \approx 48{,}74\,\mathrm{Lj}</math></ref>

Die 500 sonnennächsten Sterne befinden sich (bei korrekter Parallaxe) in einer Umgebung von 33 Lichtjahren.<!-- Quelle?--> Daraus ergibt sich (bei konstant angenommener Sternendichte) durch einfache Rechnung, dass die Komponenten von AB&nbsp;Doradus zu den 1600 bis 1700 sonnennächsten Sternen gehören.<ref group="A">π und 4/3 kürzen sich weg: <math>\frac{(48{,}74\,\mathrm{Lj})^3}{(33\,\mathrm{Lj})^3} \cdot 500 = 1608 </math></ref>

AB&nbsp;Doradus scheint ein Teil der am Himmel neben ihm stehenden Großen Magellanschen Wolke zu sein. Allerdings ist diese mit einer Entfernung von 160.000 Lichtjahren ca. 3000-mal weiter von der Sonne entfernt als AB&nbsp;Doradus.

=== Eigenbewegung ===
Ein Vergleich der Eigenbewegung mit der anderer Sterne zeigte manch auffällige Ähnlichkeiten. Das nur 50 Millionen Jahre alte Sternsystem AB&nbsp;Doradus wurde so zum Namensgeber des [[AB-Doradus-Bewegungshaufen]]s. Er ist ein junger [[Bewegungshaufen]] mit einer lockeren Gruppe von [[Stern]]en, die nicht durch eine räumliche Konzentration um ein Haufenzentrum, sondern durch eine gemeinsame [[Bewegungsrichtung]] auf einen Konvergenz- oder [[Fluchtpunkt]] hin charakterisiert sind.<ref name="Galactic Space Motion" group="A">AB&nbsp;Doradus: U = (−7,7&nbsp;±&nbsp;0,4)&nbsp;km/s ; V = (−26,0&nbsp;±&nbsp;0,4)&nbsp;km/s ; W = (−13,6&nbsp;±&nbsp;0,3)&nbsp;km/s</ref>

=== Gemeinsame Entstehung mit den Plejaden? ===
Während der Untersuchung des Alters von AB&nbsp;Doradus wurde eine merkliche Ähnlichkeit bezüglich der Eigenbewegung des Bewegungshaufens mit den [[Plejaden]] festgestellt.
Die Plejaden sind ein ebenfalls junger [[offener Sternhaufen]], der als „Siebengestirn“ im Sternbild [[Stier (Sternbild)|Stier]] beobachtet werden kann.
Diese Erkenntnis führte zu einer Untersuchung der Raumgeschwindigkeit bzw. der Bewegung innerhalb der Milchstraße. Mit ihr sollte festgestellt werden, ob die beiden Gruppen in derselben Gaswolke entstanden sind.<ref name="Astronomy & Astrophysics" />

Momentan sind AB&nbsp;Doradus und die Plejaden 475 Lichtjahre voneinander entfernt. Mithilfe der Beobachtungsdaten konnte die Bewegung der beiden Sterngruppen in den letzten Millionen Jahren simuliert werden.<ref name="SIMBAD" /> Das Resultat besagt, dass der Abstand zwischen AB&nbsp;Doradus und den Plejaden vor 125 Millionen Jahren (also zu der Zeit, als die ersten Sterne der Bewegungshaufen zu leuchten begannen) mit 850 Lichtjahren deutlich größer war.<ref name="Galactic Space Motion" group="A" /><ref group="A">Plejaden: U = (−6,6&nbsp;±&nbsp;0,4)&nbsp;km/s ; V = (−27,6&nbsp;±&nbsp;0,3)&nbsp;km/s ; W = (−14,5&nbsp;±&nbsp;0,3)&nbsp;km/s</ref> Damit wurde die Hypothese widerlegt, AB&nbsp;Doradus sei in derselben (vermutlich 160 Lichtjahre breiten) molekularen Gaswolke wie die Plejaden entstanden. Dennoch schließen die Eigenbewegungen eine größere Entstehungsregion nicht aus.

== Aufbau des Systems ==
AB&nbsp;Doradus ist ein Mehrfachsternsystem, das sich aus zwei [[Doppelstern]]systemen zusammensetzt, die sich in einem Abstand von etwa 135 [[Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten]], das entspricht dem 135-fachen Abstand der [[Erde]] zur [[Sonne]], gegenseitig um ein gemeinsames [[Baryzentrum]] umkreisen.

Das masseärmere Doppelsternsystem enthält die beiden Sterne ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba'' und ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb'', welche sich mit einer [[Periode (Physik)|Periode]] von etwa 135 Tagen umrunden.<ref name="Extrasolar Visions">{{Webarchiv |url=http://www.extrasolar.net/startour.asp?StarID=67 |wayback=20101216195210 |text=AB Doradus A – Orange Main Sequence Star}}</ref> Das schwerere Doppelsternsystem hingegen heißt „AB&nbsp;Doradus&nbsp;A–C“ und enthält somit die Komponenten ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;A'' und ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;C'', die sich in einem Abstand von 2,3&nbsp;AE alle 11,75 Jahre umlaufen.<ref name="CDS bibliographic service">{{Literatur |Autor=L.M. Close, R. Lenzen, J.C. Guirado, E.L. Nielsen, E.E. Mamajek, W. Brandner, M. Hartung, C. Lidman, B. Biller |Titel=A dynamical calibration of the mass-luminosity relation at very low stellar masses and young ages |Sammelwerk=Nature |Datum=2005-01-20 |Sprache=en |bibcode=2005Natur.433..286C}}</ref> Wegen seiner höheren Masse ist der Abstand zum gemeinsamen Baryzentrum AB&nbsp;Doradus ungefähr halb so groß wie der des leichteren Doppelsterns AB&nbsp;Doradus&nbsp;B.

== Komponenten des Systems ==
=== AB Doradus A–C ===
[[Datei:ESO - Near-Infrared Image of AB Doradus A and its Companion.jpg|mini|Infrarot-Nahaufnahme von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A–C, die gelb gestrichelte Linie markiert den Orbit von ''C'']]

==== AB Doradus A ====
AB&nbsp;Doradus&nbsp;A, der orange leuchtende Hauptstern, ist ein [[sonnenähnlicher Stern]] vom [[Spektralklasse|Spektraltyp]] K2&nbsp;Vk.<ref name="SIMBAD" /> Die numerische Bezeichnung reicht von 0 (heißester) bis 9 (kühlster) Stern innerhalb der Spektralklasse K; mit K2 gehört AB&nbsp;Doradus&nbsp;A somit, wie [[Alpha Centauri|α&nbsp;Centauri&nbsp;B]] oder [[Epsilon Eridani|ε&nbsp;Eridani]], zu den heißeren K-Sternen. Die [[Leuchtkraftklasse]]&nbsp;V gibt an, dass er zu den [[Hauptreihe]]nsternen gehört. Aufgrund seines jungen Alters wird AB&nbsp;Doradus&nbsp;A häufig als ''Pre-Main-Sequence-Star'' („Vor-Hauptreihenstern“) bezeichnet, also als ein Stern, der die Hauptreihe noch nicht oder eben erst erreicht hat. Das Suffix „k“ steht für interstellare Absorptionslinien.

Die Masse von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A beträgt drei Viertel der Sonnenmasse.<ref name="jumk" /> Damit ist er die mit Abstand schwerste Komponente des Vierfachsternsystems. Als früher K-Stern weist er eine [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] von 4900&nbsp;[[Kelvin|K]] auf und ist damit nur um weniger als 900&nbsp;K kühler als die Sonne. Doch dieser geringe Unterschied der Effektivtemperatur macht einen großen Unterschied in Bezug auf die Leuchtkraft aus. Obwohl AB&nbsp;Doradus&nbsp;A mit dem 0,9-fachen Sonnendurchmesser eine verhältnismäßig große Oberfläche besitzt, resultiert daraus nur knapp mehr als ein Drittel der [[Sonnenleuchtkraft]]. Dazu kommt, dass die Sonne aufgrund ihrer Oberflächentemperatur von ca.&nbsp;5800&nbsp;K nahezu komplett im [[Licht|sichtbaren Licht]] strahlt, während bei AB&nbsp;Doradus&nbsp;A der Anteil der [[Infrarotstrahlung]] wesentlich höher ist. Somit entfallen nur etwa 85 % der Gesamtleuchtkraft von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A auf sichtbares Licht. Diese schwächere visuelle Leuchtkraft ist die Ursache, dass der K-Zwerg trotz der verhältnismäßig geringen Entfernung von knapp fünfzig Lichtjahren mit einer scheinbaren Helligkeit von 6,93&nbsp;mag mit bloßem Auge nicht mehr erkennbar ist.

===== Rotation =====
In den 1990er Jahren<ref name="Donati & Cameron">{{Literatur |Autor=J.-F. Donati, A. Collier Cameron, M. Semel, B. D. Carter, D. E. Rees |Hrsg=The Royal Astronomical Society |Titel=Spectropolarimetric observations of active stars |Datum=1997-11 |Sprache=en |bibcode=1997MNRAS.291..658D}}</ref> konnte durch Messungen der Breite seiner Spektrallinien festgestellt werden, dass sich AB&nbsp;Doradus&nbsp;A sehr schnell um seine eigene Achse dreht, was Ausbuchtungen am [[Äquator]], ein wesentlich komplexeres Magnetfeld und Temperaturschwankungen auf der Oberfläche zur Folge hat.<ref name="Donati et al">{{Literatur |Autor=J.-F. Donati, A. Collier Cameron, M. Semel, G. A. J. Hussain |Hrsg=The Royal Astronomical Society |Titel=Magnetic topology and prominence patterns on AB Doradus |Datum=1999-01 |Sprache=en |bibcode=1999MNRAS.302..437D}}</ref> Dies ist der Grund, warum AB&nbsp;Doradus&nbsp;A anderen Spektraltypen zugewiesen wurde.

Es wurde festgestellt, dass eine volle Achsendrehung am Äquator in etwa zwölf Stunden erfolgt. Das entspricht der fünfzigfachen [[Winkelgeschwindigkeit]] der Sonne,<ref name="Indian Space Institute of Astrophysics">{{Internetquelle |autor=K. M. Hiremath |url=http://prints.iiap.res.in/bitstream/2248/2823/1/Hiremath%20K.%20M.pdf |titel=Internal Rotation of AB Doradus |hrsg=Indian Space Institute of Astrophysics |abruf=2009-03-10 |format=PDF; 201&nbsp;kB |sprache=en}}</ref> welche 25&nbsp;Tage für eine volle Drehung benötigt, beziehungsweise der doppelten Winkelgeschwindigkeit der Erde, obwohl ihr Durchmesser nur ein Hundertstel von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A ausmacht. Damit ist die [[Rotation (Physik)|Rotationsdauer]] des Hauptsterns eine der kürzesten aller bekannten Sterne; zu ähnlich hohen Rotationsgeschwindigkeiten kommen auch [[Wega]], [[Altair]] oder [[Achernar]]. Allerdings ist AB&nbsp;Doradus&nbsp;A noch weit davon entfernt, aufgrund der auftretenden Fliehkräfte auseinanderzubrechen. Diese Grenze würde vermutlich erst ab einer äquatorialen Rotationsgeschwindigkeit von 450&nbsp;km/s überschritten werden.

Zusätzlich wurden auf der Oberfläche von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A Eruptionen nachgewiesen; dabei wird das schwache Wasserstoffplasma auf bis zu fünfzehn Millionen Grad erhitzt und in den Magnetfeldern, die sich sphärisch über die Sternenoberfläche wölben, eingeschlossen. Dieses [[Plasma (Physik)|Plasma]] glüht in [[Röntgenstrahlung|Röntgenstrahlen]]. Damit ist AB&nbsp;Doradus&nbsp;A durch seine geringe Entfernung eine der hellsten stellaren Röntgenquellen am Firmament überhaupt.<ref name="Sanz-Forcada et al. 2003">{{Literatur |Autor=J. Sanz-Forcada, A. Maggio, G. Micela |Titel=Three years in the coronal life of AB Dor. I. Plasma emission measure distributions and abundances at different activity levels |Datum=2003-09 |Sprache=en |DOI=10.1051/0004-6361:20031025 |bibcode=2003A&A...408.1087S}}</ref><ref name="Stephen A. Drake">{{Internetquelle |autor=Stephen A. Drake |url=http://heasarc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/brightest.html |titel=What are the (apparently) brightest X-ray sources in the sky as seen from the Earth? |hrsg=[[Goddard Space Flight Center]] |datum=2009-02-18 |abruf=2009-05-27 |sprache=en |archiv-url=https://web.archive.org/web/20090426143640/http://heasarc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/brightest.html |archiv-datum=2009-04-26 |offline=1 }}</ref> Äquatoriale Ausbrüche rotieren aufgrund ''[[Differenzielle Rotation|differenzieller Rotation]]'' wesentlich schneller als jene an den Polen, jedoch war der Unterschied in den Jahren 1988 und 1996 nur halb so groß wie von 1992 bis 1995. In diesen Jahren erschien der Stern stark abgeplattet.

===== Weitere Entwicklung =====
Momentan steht AB&nbsp;Doradus&nbsp;A noch am Anfang seines Lebens. Wie in allen sonnenähnlichen Sternen findet die [[Kernfusion|Fusion]] im Kern von [[Wasserstoff]] zu [[Helium]] vor allem über die [[Proton-Proton-Kette]] statt, die keinen steilen [[Temperaturgradient]] erzeugt. Somit dominiert im Innern von sonnenähnlichen Sternen die Wärmestrahlung. Im äußeren Teil herrscht dagegen die Konvektion vor, da hier der Stern kühl genug ist, damit der Wasserstoff neutral ist und somit undurchlässig für ultraviolette Photonen wird (siehe auch Artikel [[Sternaufbau#Energietransport|Sternaufbau]]).<ref>{{Literatur |Autor=Carl J. Hansen, Steven D. Kawaler, Virginia Trimble |Hrsg=Springer |Titel=Stellar interiors. Physical principles, structure, and evolution |Auflage=2 |Datum=2004 |ISBN=0-387-20089-4 |Seiten=§5.1.1}}</ref>

Weil sich nicht fusionsfähige Helium-Asche im Kern ansammelt, führt die Verminderung des Wasserstoffs pro Masseeinheit zu einer allmählichen Senkung der Rate der Kernfusion innerhalb dieser Masse. Zum Ausgleich erhöhen sich Kerntemperatur und Druck langsam, was eine Erhöhung der Gesamt-Fusionsrate bewirkt. Dies führt zu einer stetigen Zunahme der Leuchtkraft und des Radius von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A im Laufe der Zeit.<ref name="Clayton">{{Literatur |Autor=Donald D. Clayton |Titel=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |Verlag=University of Chicago Press |Datum=1983 |ISBN=0-226-10953-4 |Sprache=en}}</ref> So war zum Beispiel die Leuchtkraft der jungen Sonne nur bei ca. 70 % ihres heutigen Wertes.<ref>{{cite journal |language=en |author=D. O. Gough |title=Solar interior structure and luminosity variations |journal=Solar Physics |year=1981 |volume=74 |pages=21–34 |bibcode=1981SoPh...74...21G |doi=10.1007/BF00151270}}</ref> Der Leuchtkraftzuwachs ändert somit allmählich im Laufe der Zeit die Position des Sterns im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]].

In etwa 22 Milliarden Jahren wird der Wasserstoffvorrat im Kern von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A erschöpft sein.<ref name="Lebensdauer" group="A">Die Lebensdauer eines Sterns auf der Hauptreihe kann geschätzt werden: <math>\begin{smallmatrix} \tau_{ms}\ \sim \ 11 \cdot 10^{9} \text{Jahre} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right] \cdot \left[ \frac{L_{\bigodot}}{L} \right]\ =\ 11 \cdot 10^{9} \text{Jahre} \cdot \left[ \frac{M_{\bigodot}}{M} \right]^{2.5} \end{smallmatrix}</math></ref> Dann wird durch den Verlust der Energieerzeugung der gravitative Kollaps wieder aufgenommen. Der den Kern umgebende Wasserstoff erreicht die notwendige Temperatur und den Druck, um zu fusionieren. Dadurch bildet sich eine wasserstoffbrennende Schale um den Heliumkern.
Als Folge dieser Änderungen dehnt sich die äußere Hülle aus, die Temperatur sinkt und der Stern verwandelt sich in einen [[Roter Riese|Roten Riesen]].

Ab diesem Punkt verlässt der Stern die Hauptreihe und erreicht den Riesenast. Der Heliumkern des Sterns zieht sich weiterhin zusammen, bis er durch den sogenannten [[Entartungsdruck]] der Elektronen aufgehalten wird&nbsp;– einen [[Pauli-Prinzip|quantenmechanischen Effekt]], der einschränkt, inwieweit Materie verdichtet werden kann.

Da AB&nbsp;Doradus&nbsp;A ein Stern mit mehr als einer halben Sonnenmasse ist,<ref>{{cite journal |language=englisch |author=Hans O. U. Fynbo et al. |title=Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances |journal=Nature |year=2004 |volume=433 |pages=136–139 |doi=10.1038/nature03219}}</ref> kann der Kern eine Temperatur erreichen, bei der es möglich wird, dass Kohlenstoff aus Helium über den [[Drei-Alpha-Prozess]] erzeugt wird.<ref>{{Webarchiv |url=http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html |wayback=20090823012626 |text=''Stellar Structure and Evolution.''}}.</ref><ref>{{cite web |language=englisch |date=2006-10-12 |url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html |title=Post-Main Sequence Stars |publisher=Australia Telescope Outreach and Education |accessdate=2023-02-25 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130120215215/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html |archivedate=2013-01-20}}</ref> Am Ende dieses Prozesses wird AB&nbsp;Doradus&nbsp;A seine äußeren Hüllen abstoßen und [[Planetarischer Nebel|Planetarische Nebel]] bilden. Zurück bleibt der erloschene Kern in Form eines [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerges]], der nur noch durch Wärmestrahlung leuchtet und langsam auskühlt. Der Reststern wird rötlich, bis er schließlich als [[Schwarzer Zwerg]] im sichtbaren Bereich ganz verschwindet.

==== AB Doradus C ====
[[Datei:ESO - Hertzsprung-Russell Diagram (by).jpg|mini|AB&nbsp;Doradus&nbsp;C steht am Ende der Hauptreihe des HR-Diagramms (ESO-Grafik)]]
[[Datei:Orbit3.gif|mini|Das „Wackeln“ von ''A'', durch die gemeinsame Bewegung um das Baryzentrum von ''A'' und ''C'']]
[[Datei:ESO - Orbit of AB Doradus C.jpg|mini|Der als grüne Ellipse dargestellte Orbit von AB Doradus C um den massereicheren AB Doradus A]]

AB&nbsp;Doradus&nbsp;C ist die kleinere Komponente des Untersystems AB&nbsp;Doradus&nbsp;A-C. Der [[Roter Zwerg|Rote Zwerg]] gehört der Spektralklasse M8 an und wird damit als ''später M-Zwergstern'' eingestuft. Mit 2600&nbsp;Kelvin ist seine Oberflächentemperatur dementsprechend kühl, während die der Sonne mehr als doppelt so hoch ist. Ebenso gering ist auch sein Radius, der nur etwa ein Sechstel von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A ausmacht.

Mit 8,9 % der Sonnenmasse (ca. 93 [[Jupitermasse]]n) gilt AB&nbsp;Doradus&nbsp;C als einer der leichtesten bekannten Sterne überhaupt.<ref name="jumk" /> Wäre er nur ein wenig masseärmer, wäre er ein [[Brauner Zwerg]]. Solche Objekte nehmen eine Sonderstellung zwischen [[Planet]]en und Sternen ein. Sie können kurzzeitig geringe Energiemengen aus der Fusion von [[Deuterium]] gewinnen, bevor sie auskühlen. In dieser Anfangsphase sind sie von normalen Sternen kaum zu unterscheiden.

Während die Sonne und AB&nbsp;Doradus&nbsp;A als durchschnittliche [[Hauptreihe]]nsterne unterhalb der Mitte der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm stehen, markiert AB&nbsp;Doradus&nbsp;C als masseärmster aller Sterne, sofern die kühleren Braunen Zwerge unberücksichtigt bleiben, das Ende.

===== Entdeckung =====
Bereits in den 1990er Jahren war der kleine Begleiter von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A bekannt, bis zum Jahre 2004 konnte er nur aufgrund seiner Gravitationswirkung durch ein „Wackeln“ des umkreisten AB&nbsp;Doradus&nbsp;A nachgewiesen werden, der ihn vollkommen überstrahlt. Dieses Wackeln kommt durch die Drehbewegung um das gemeinsame Baryzentrum zustande. Die neue Komponente wurde AB&nbsp;Doradus&nbsp;''C'' genannt, da die Bezeichnung ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;B'' bereits vergeben war. Auch der Name ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ab'' schied aus, weil sonst der orange Hauptstern, der sich schon aufgrund seiner Auffälligkeiten bezüglich seiner Rotation einen Namen gemacht hatte, in ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Aa'' umbenannt hätte werden müssen.

Da AB&nbsp;Doradus&nbsp;C vom [[Hubble-Weltraumteleskop]] nicht optisch erfasst werden konnte, wurde er erst 2005 mit dem Instrument ''NACO&nbsp;SDI'' des [[Paranal-Observatorium|Very Large Telescope]] der [[Europäische Südsternwarte|europäischen Südsternwarte]] optisch erfasst. Die mit [[Adaptive Optik|adaptiver Optik]] ausgestattete Kamera nahm durch unterschiedliche Filter vier Bilder von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A–C gleichzeitig auf. Damit der hellere AB&nbsp;Doradus&nbsp;A verschwand und der kühlere Begleiter sichtbar wurde, wurden die Bilder voneinander subtrahiert.<ref name="Astronomie.de">{{Webarchiv |url=http://www.astronomie.de/news/eso/2005/02-05.htm |wayback=20070612142717 |text=Eine Waage für untergewichtige Sterne}}</ref> Hierbei wurde die Tatsache ausgenutzt, dass die beiden Sterne ihr Helligkeitsmaximum in unterschiedlichen Spektralbereichen haben, AB&nbsp;Doradus&nbsp;A im sichtbaren Licht, AB&nbsp;Doradus&nbsp;C hingegen im infraroten Wellenbereich.

Mithilfe der neuen Beobachtungen fand man heraus, dass AB&nbsp;Doradus&nbsp;A von seinem Begleiter in einer stark exzentrischen Umlaufbahn umrundet wird. Das bedeutet, dass der Mittelpunkt des Orbits von AB&nbsp;Doradus&nbsp;C sich außerhalb des gemeinsamen Baryzentrums der beiden Sterne befindet, und sie somit in einem variierenden Abstand voneinander entfernt sind.<ref name="Extrasolar Visions" />

Außerdem wurde festgestellt, dass AB&nbsp;Doradus&nbsp;C mit 2600&nbsp;[[Kelvin|K]] um 400&nbsp;K kühler war als erwartet. Dies stellt bisherige Modelle zur Berechnung von Sternmassen aus Leuchtstärken für kleine Himmelsobjekte insofern in Frage, als sie für kleine Sterne angepasst werden müssen, um das Beobachtungsergebnis zu erklären.<ref>{{Literatur |Titel=Spektrum der Wissenschaft |Datum=2005-05 |Seiten=23–26}}</ref>

Die unten stehenden ESO-Bilder zeigen das System AB&nbsp;Doradus&nbsp;A–C vor Anwendung der neuen Beobachtungsmethode und danach. Während auf dem linken Bild die leuchtschwache Komponente noch vollkommen überstrahlt wird, ist sie auf dem rechten Bild, begünstigt durch das „Verschwinden“ von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A, klar und deutlich erkennbar.

[[Datei:ESO - Looking for Faint Companions (SINFONI VLT).jpg|links|500px|Das System AB Doradus A und C vor Anwendung der neuen Beobachtungsmethode (links) und danach]]
<div style="clear:both;"></div>

===== Weitere Entwicklung =====
Wie in sonnenähnlichen Sternen fusioniert ein Roter Zwerg wie AB&nbsp;Doradus&nbsp;C über die Proton-Proton-Reaktion Wasserstoff zu Helium. Da diese Sternklasse jedoch zusätzlich geringe Kerntemperaturen aufweist, herrscht im gesamten Stern die Konvektion vor, er gilt als „vollkonvektiv“, während in schweren und durchschnittlichen Hauptreihensternen die Wärmestrahlung Teil der Energieübertragung im [[Sternaufbau]] nach außen ist.
[[Datei:Red dwarf lifetime.png|mini|Die angenommene Lebensdauer Roter Zwerge auf der Hauptreihe in Billionen Jahren]]

In größeren Sternen sammelt sich im Laufe der Zeit Helium im Kern an. Stattdessen ist dies bei den vollkonvektiven Roten Zwergen nicht der Fall. Deshalb können sie prozentual mehr Wasserstoff verschmelzen, bevor sie die Hauptreihe verlassen, was ihre enorme Lebenszeit begründet. Je geringer die Masse des Sterns ist, desto länger befindet er sich auf der Hauptreihe. Damit wird AB&nbsp;Doradus&nbsp;C als leichtester Stern länger als jeder andere bekannte Stern, möglicherweise sogar zehn Billionen Jahre lang, auf der Hauptreihe verweilen.<ref>{{Literatur |Autor=Fred C. Adams, Gregory Laughlin, Genevieve J. M. Graves |Titel=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence |Sammelwerk=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets |Verlag=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |Datum=2004-12 |Seiten=46–49 |bibcode=2004RMxAC..22...46A}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Fred C. Adams, Gregory Laughlin |Titel=A Dying Universe. The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects |Datum=1996 |arXiv=astro-ph/9701131v1}}</ref>

Dass AB&nbsp;Doradus&nbsp;C letztendlich dieses enorme Alter erreichen wird, ist noch ungewiss. Sollte sich sein Orbit um AB&nbsp;Doradus&nbsp;A in den nächsten Jahrmilliarden nicht stabilisieren, wird es während der Phase von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A als Roter Riese zu einem Massetransfer zwischen den beiden Sternen kommen. Dann strömt Materie vom die [[Roche-Grenze]] überschreitenden [[Riesenstern]] zur kleinen Komponente. Die steigende Masse von AB&nbsp;Doradus&nbsp;C würde dann eine höhere Reaktionsaktivität begünstigen, wodurch der Brennstoff schneller verbraucht würde und der ehemals kleine Rote Zwerg schon nach wenigen Billionen Jahren erlöschen würde.

Aufgrund seiner geringen Masse wird AB&nbsp;Doradus&nbsp;C selbst nicht zum Roten Riesen anschwellen. Stattdessen wird der Stern, sobald der Wasserstoffvorrat im Stern erschöpft ist, schrumpfen und durch die freigesetzte gravitative Energie die letzten Fusionsprozesse ermöglichen. Schließlich erreicht AB&nbsp;Doradus&nbsp;C das Stadium des Weißen Zwergs.

=== AB Doradus Ba und Bb ===
[[Datei:RedDwarfNASA.jpg|mini|Künstlerische Darstellung eines Roten Zwerges (NASA-Illustration)]]
Den Resultaten zufolge machen AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba und AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb bei korrekten Ergebnissen nur ein Prozent der Leuchtkraft von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A aus.

Bei AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba handelt es sich, mit geschätzten 13 bis 20 % der Sonnenmasse, um die schwerere Komponente des AB-Doradus-B-Systems. Zunächst wurde der Stern heller eingestuft, konnte jedoch später der Spektralklasse M5&thinsp;V zugewiesen werden. Seine Oberflächentemperatur liegt zwischen 3145 und 3305 [[Kelvin]]. Die des leuchtschwächeren, 11 bis 18 % der Sonnenmasse ausmachenden AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb hingegen wurde auf 3080&nbsp;K bis 3240&nbsp;K bestimmt.<ref name="Astronomy & Astrophysics" /> Damit gehört er der etwas kühleren Spektralklasse M5.5&thinsp;V an.

Wie AB&nbsp;Doradus&nbsp;C werden AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba und AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb die Hauptkomponente AB&nbsp;Doradus&nbsp;A um ein Vielfaches deutlich überleben und schließlich ebenfalls als Weiße Zwerge enden.<ref name="Lebensdauer" group="A" />

==== Entdeckungen ====
Die Komponente B von AB&nbsp;Doradus wurde durch [[Richard Alfred Rossiter|Richard A. Rossiter]] entdeckt, der den Doppelstern als Nummer 137 in seinem Katalog aufnahm; dementsprechend ist die Komponente B heute als ''Rossiter&nbsp;137&nbsp;B'' oder kurz ''Rst&nbsp;137&nbsp;B'' bekannt. Dabei wurde ursprünglich angenommen, dass es sich bei dem zehn [[Bogensekunde]]n von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A entfernten kleinen Begleiter um einen Einzelstern dreizehnter [[Scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] der Spektralklasse M3.5&thinsp;Ve handelt.<ref name="SIMBAD" /> Das Suffix „e“ steht hierbei für [[Spektrallinie|Emissionslinien]].

Seit dem Nachweis des kleinen AB&nbsp;Doradus&nbsp;C konnte jedoch unter Anwendung der neuen Beobachtungsmethoden festgestellt werden, dass AB&nbsp;Doradus&nbsp;B aus zwei roten Zwergsternen besteht, welche sich in einer Entfernung, vergleichbar mit dem Abstand der Sonne zur Erde, gegenseitig umkreisen. Die neuen Komponenten erhielten entsprechend die Bezeichnungen ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba'' und ''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb''. Mittels des Masse-Leuchtkraft-Gesetzes lässt sich daraus eine Gesamtmasse der beiden Sterne von einem Drittel der Sonnenmasse bestimmen.<ref>Für eine detaillierte historische Rekonstruktion der theoretischen Ableitung dieser Beziehung von Eddington von 1924, siehe: {{Literatur |Autor=Stefano Lecchini |Titel=How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation |Verlag=Bern Studies in the History and Philosophy of Science |Datum=2007 |ISBN=3-9522882-6-8 |Sprache=en}}</ref><ref group="A"><math>\begin{smallmatrix}L\ \propto\ M^{3.5}\end{smallmatrix}</math></ref>

==== Altersbestimmung ====
Mithilfe der ermittelten physikalischen Eigenschaften von AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba und AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb sollte das Alter des Systems AB&nbsp;Doradus genauer bestimmt werden. Ein exaktes Ergebnis war aufgrund der ungewöhnlichen Eigenschaften von AB&nbsp;Doradus&nbsp;A und AB&nbsp;Doradus&nbsp;C nicht möglich gewesen.

Dabei wurden die beiden sich umkreisenden kleinen roten Sterne mit drei weiteren Roten Zwergen der Spektralklasse M3 des AB-Doradus-Bewegungshaufens bezüglich ihrer Leuchtkraft mit weiteren M-Zwergen aus den mehr als 100 Millionen Jahre alten Plejaden und dem seit 50 bis 60 Millionen Jahren bestehenden offenen Sternhaufen IC&nbsp;2391, der Region um ο&nbsp;Velorum im Sternbild [[Segel des Schiffs]], verglichen.<ref name="Zuckerman">{{cite journal | language=en | author = Ben Zuckerman, Inseok Song, M. S. Bessell | title = The AB Doradus Moving Group | journal = The Astrophysical Journal | year = 2005 | volume = 613 | issue = 1 | pages = L65–L68 | doi = 10.1086/425036 }}</ref> Auf dem Diagramm deuteten die Gemeinsamkeiten der untersuchten Sterne in Richtung des jüngeren Clusters IC&nbsp;2391. Damit konnte das Alter von AB&nbsp;Doradus auf mindestens 50 Millionen Jahre bestimmt werden.<ref name="Astronomy & Astrophysics" />

== Möglichkeit der Planetenbildung ==
Mit der Entdeckung der drei [[Supererde|Super-Erden]] um [[HD 40307|HD&nbsp;40307]] wurde die Theorie aufgestellt, dass es [[Planet]]en so gut wie um jeden Stern geben könnte.<ref name="Mini-Invasion der Exoplaneten">[https://www.spiegel.de/wissenschaft/weltall/exoplanet-hd-40307-g-super-erde-koennte-lebensfreundlich-sein-a-866023.html Astronomen bestaunen Super-Erde] – Artikel bei ''[[Der Spiegel]]'', vom 8.&nbsp;November 2012</ref><ref name="Drei Super-Erden um HD 40307">[https://www.astronews.com/news/artikel/2008/06/0806-022.shtml Drei Super-Erden um HD 40307] – Artikel bei ''astronews.com'', vom 16.&nbsp;Juni 2008</ref> Mit der Entdeckung eines Planeten im Doppelsternsystem [[Gamma Cephei|γ&nbsp;Cephei]] rückte AB&nbsp;Doradus ins Blickfeld der möglichen Kandidaten für die Beherbergung eines potenziellen Planetensystems. Die [[Habitable Zone|habitablen Zonen]] der einzelnen Komponenten können aus der Leuchtkraft der Sterne und ihrer Größe berechnet werden.<ref group="A"><math>d_{AE} = \sqrt {L_\text{stern}/L_\text{sonne}}</math></ref> Diese Lebenszone markiert den Abstandsbereich, in dem sich ein Planet von seinem Zentralgestirn aufhalten muss, damit Wasser dauerhaft in flüssiger Form als Voraussetzung für Leben, vergleichbar mit irdischen Verhältnissen, auf der Oberfläche vorliegen kann.

{| class="wikitable" style="text-align: center; margin-left: 2em;"
|+ style="background:#DDDDDD;"| Vergleich wichtiger Sternparameter
|- class="hintergrundfarbe8"
! style="width:20%"| Name
! style="width:20%"| Spektralklasse
! style="width:20%"| Masse<br />[M<sub>☉</sub>]
! style="width:20%"| Leuchtkraft<br />[L<sub>☉</sub>]
! style="width:20%"| Lebenszone<br />[AE]
|-
|style="text-align:left;"| '''''AB&nbsp;Doradus&nbsp;A'''''
| K2&thinsp;Vk
| 0,76
| 0,377
| 0,61
|-
|style="text-align:left;"| '''''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba'''''
| M5&thinsp;V
| 0,165
| 0,00182
| 0,04
|-
|style="text-align:left;"| '''''AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb'''''
| M5.5&thinsp;V
| 0,145
| 0,00116
| 0,03
|-
|style="text-align:left;"| '''''AB&nbsp;Doradus&nbsp;C'''''
| M8
| 0,089
| >1/1000
| >0,01
|-
|style="text-align:left;"| '''''Sonne'''''
| G2&thinsp;V
| 1,0
| 1,0
| 1,0
|}

Rein theoretisch könnte ein Planet um AB&nbsp;Doradus&nbsp;A im Abstand der [[Venus (Planet)|Venus]] zur Sonne genügend Energie erhalten, um flüssiges Wasser zu bergen. Die Hauptproblematik, welche die Entstehung von Planeten deutlich einschränkt, ist jedoch die Tatsache, dass es sich bei AB&nbsp;Doradus um ein Doppel-Doppelsternsystem handelt. Während Einzelsterne problemlos Staubscheiben bilden können, hindern sich die Sterne eines Binärsystems oft gegenseitig. Um stabile Umlaufbahnen der Planeten zu gewährleisten, müssen sich die beiden Sterne eines Systems entweder so nah umkreisen, dass ein Planet seine Bahn um das Baryzentrum der Sterne zieht, oder die Sterne umlaufen einander in einem so großen Abstand, dass die Umlaufbahnen der Planeten um die einzelnen Sterne nicht gestört werden.<ref>Siehe z.&nbsp;B. ''Stability of planetary orbits in double stars.'' {{bibcode|2002ESASP.518..547P}}</ref>

So weist AB&nbsp;Doradus&nbsp;A zwar die sonnenähnlichsten Eigenschaften auf, jedoch könnten mögliche Planeten durch die enorme [[Exzentrizität (Mathematik)|Exzentrizität]] der Bahn von AB&nbsp;Doradus&nbsp;C in ihrem Orbit nicht stabil bleiben. Dazu kommt die hohe Röntgen- und [[Magnetismus|Magnetaktivität]] des schnell rotierenden AB&nbsp;Doradus&nbsp;A, wodurch die Chance der Planetenbildung in einem geringeren Abstand um den Stern ebenfalls gleich null ist. Ebenso eignet sich der leuchtschwache Rote Zwerg kaum, da ein fiktiver Planet sich auf einer äußerst kleinen Bahn um den Stern bewegen müsste. Außerdem würde die variierende Nähe des leuchtstärkeren AB&nbsp;Doradus&nbsp;A die klimatischen Bedingungen stark einschränken.

Somit verbleiben nur die beiden roten Zwergsterne AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba und AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb als mögliche Zentralgestirne extrasolarer Planeten. Da ihre jeweiligen Lebenszonen nur ein Fünfundzwanzigstel des Abstandes der beiden Sterne ausmachen, könnten sich massearme, also terrestrische Planeten, durchaus bilden, ohne den Kräften des zweiten Sterns hilflos ausgesetzt zu sein. Sicher auszuschließen sind damit Gasriesen wie [[Jupiter (Planet)|Jupiter]] und [[Saturn (Planet)|Saturn]], die sich aufgrund der gravitativen Störungen in einem Doppelsternsystem nicht bilden können.<ref>{{Literatur |Autor=M. Barbier, F. Marzari, H. Scholl |Titel=Formation of terrestrial planets in close binary systems: The case of α Centauri A |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=396 |Datum=2002-12 |Seiten=219–224 |arXiv=astro-ph/0209118 |DOI=10.1051/0004-6361:20021357}}</ref>

Die Bewohnbarkeit von Planeten Roter Zwerge ist Thema einiger Diskussionen. Trotz ihres häufigen Vorkommens und der langen Lebenszeit dieser Sterne gibt es mehrere Faktoren, die das Leben auf einem solchen Planeten schwierig machen könnten. Übertragen auf AB&nbsp;Doradus&nbsp;Ba und AB&nbsp;Doradus&nbsp;Bb dürfte ein Planet nur im Abstand von 10 % des Abstandes des Planeten [[Merkur (Planet)|Merkur]] zur Sonne um einen der beiden Sterne kreisen. Wenn ein Planet derart nahe um einen Stern kreist, würde sich durch die Gezeitenkräfte eine [[gebundene Rotation]] einstellen. Eine Seite der Oberfläche wäre dauernd dem Stern zugewandt, somit wäre die rote Sonne immer an der gleichen Stelle am Himmel zu sehen. Selbst wenn die Rotation uneingeschränkt bliebe, könnten sich keine [[Jahreszeit]]en entwickeln, da ein Umlauf eines Planeten innerhalb der Lebenszone wenige Tage dauern würde.

Da außerdem bei Roten Zwergen üblicherweise Flareausbrüche auftreten, würde dies Leben kaum ermöglichen. Innerhalb von wenigen Minuten könnte sich die Leuchtkraft des Sterns verdoppeln oder sogar verdreifachen. Diese Flares könnten die Atmosphäre eines jeden Planeten, der sich in der habitablen Zone befindet, zerstören.

== Der Himmel über AB Doradus ==
Obwohl das AB-Doradus-System nur knapp 50&nbsp;Lichtjahre entfernt ist, erscheint der Himmel einem Beobachter größtenteils völlig verändert. Nur manche Sternbilder wie [[Kiel des Schiffs|Schiffskiel]] und [[Drache (Sternbild)|Drache]] sehen beinahe unverändert aus. Das Sternbild Schwertfisch wirkt jedoch vollkommen entzerrt. Dagegen steht die Sonne als unauffälliger Stern sechster Größe im Drachen, nahe [[Aldhibah]] (ζ&nbsp;Draconis), [[Antipode|antipodal]] (in der Gegenrichtung) zu der von der Erde aus gesehenen Position von AB&nbsp;Doradus, also an den Koordinaten [[Rektaszension|α]] = {{Rektaszension|17|28|45}} und [[Deklination (Astronomie)|δ]] = {{Deklination|+65|26|55}}.

Der Sonne näher stehende Sterne wie [[Sirius]], [[Prokyon]] und [[Alpha Centauri]] sind in deutlich verschobenen und angenäherten Positionen zu erblicken. Beispielsweise weist Sirius nicht die gleiche Helligkeit von −1,46&nbsp;mag auf, er ist nur ein Stern zweiter Größe, vergleichbar mit den anderen Teilen des [[Großer Hund|großen Hundes]] wie [[Aludra]] (2,42&nbsp;mag) oder [[Delta Canis Majoris|Wezen]] (1,78&nbsp;mag). Stattdessen erstrahlt [[Canopus]] als hellster und einziger die −1&nbsp;mag-Grenze überschreitender Lichtpunkt, gefolgt von Achernar und den beiden Hauptsternen des [[Orion (Sternbild)|Orion]], [[Beteigeuze]] und [[Rigel]]. Außerdem bildet der nur acht Lichtjahre entfernte HD&nbsp;40307 mit [[Pollux (Stern)|Pollux]] einen scheinbaren Doppelstern. Auch das System [[Zeta Reticuli]] erscheint als nur 14 Lichtjahre entferntes gelbes Doppel dritter Größe am Himmel.

Die leuchtschwachen direkten Nachbarn aus dem Bewegungshaufen von AB&nbsp;Doradus zieren den Himmel als orange-rötliche, nur schwach erkennbare Sterne, die selbst nie auffällig in Erscheinung treten und aufgrund ihrer identischen Eigenbewegung kaum ihre Position am Himmel ändern.

== Siehe auch ==
* [[AB-Doradus-Bewegungshaufen]]

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* [https://www.astronews.com/news/artikel/2007/06/0706-028.shtml Neues Verfahren macht Begleiter sichtbar] – Nachricht vom VERY LARGE TELESCOPE auf astronews.com
* [https://www.mpifr-bonn.mpg.de/staff/abrunthaler/pub/suw_m33.pdf Das System AB Doradus] (PDF, 330&nbsp;kB)
* [http://star-www.st-and.ac.uk/~acc4/abdorpix.html The AB Dor Picture Gallery – The starspots and corona of AB Dor]
* [https://www.mpia.de/news/wissenschaft/2005-01-massenbestimmung Pressemitteilung] des [[Max-Planck-Institut für Astronomie|Max-Planck-Instituts für Astronomie]] vom 20. Januar 2005

== Anmerkungen ==
<references group="A" />

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Lesenswert|11. Juli 2009|62096737}}

{{SORTIERUNG:Ab Doradus}}
[[Kategorie:Rotationsveränderlicher Stern]]