Spätphasen der Sternentwicklung: Beobachtung & Theorie

sternentwicklung 1. Historischer Überblick 2. Die Masse als Weichensteller der Entwicklung: Ein einfaches Raster 3. Die Entwicklung für kleine und mittlere Massen: Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg     bispektrum-speckle-interferometrie 1. Einleitung 2. Beobachtungsergebnisse für AGB Sterne 3. Beobachtungsergebnisse für massereiche Sterne     Strahlungstransport

Sternentwicklung

1. Historischer Überblick

Emden baute diese Theorien weiter aus und faßte den bis dahin erlangten Wissensstand 1907 in dem Buch Gaskugeln zusammen, das in den nächsten 20 Jahren wegweisend für das Verständnis des Sternaufbaus war. Es wurde zu der Zeit angenommen, daß der Energietransport im Inneren eines Sterns vor allem durch konvektive Bewegungen vermittelt wird, so daß\ ein bestimmter Polytropenindex mit einer Gaskugel im konvektiven Gleichgewicht korrespondiert. Die Frage der Energieerzeugung war noch vollkommen ungeklärt. Aus den damals vorhandenen geologischen Abschätzungen zum Erdalter folgte bereits, daß die Sonne ihren Energiehaushalt weder durch Kontraktion (Helmholtz-Kelvin-Hypothese) noch durch die ebenfalls diskutierte Möglichkeit von Meteoriteneinfällen bis heute gedeckt haben kann, da diese Energiequellen entweder viel zu schnell erschöpft gewesen wären oder aber zu kleine Beiträge lieferten.

Während der nächsten 20 Jahre wurde der Energietransport durch Strahlung als wichtiger Transportmechanismus erkannt und detailliert untersucht (erste Arbeiten dazu z.B. von Schwarzschild (1908)). Hertzsprung trug 1911 die Helligkeit (Leuchtkraft) einer Anzahl von Sternen gegen ihren Spektraltyp (Temperatur) auf. Der weitaus größte Teil der Sterne lag auf einem schmalen Band (,,Hauptreihe``), das sich diagonal durch das Diagramm zieht. Es zeigte sich bald, daß sich verschiedenen Gebieten dieses Diagrammes auch verschiedene Entwicklungsstadien der Sterne zuordnen lassen (wie z.B. der Hauptreihe die Phase des Wasserstoffkernbrennens, in der sich auch die Sonne befindet), so daß das ,,Hertzsprung-Russell-Diagramm`` fortan zur Bühne der Sternentwicklung wurde. Mit der gleichzeitigen Etablierung der Atomtheorie kam der Gedanke auf, daß die Quelle der von einem Stern abgestrahlten Energie ,,subatomaren`` Ursprungs sein könnte (erstmals vorgeschlagen von Russell (1919), Perrin (1920) und Eddington (1920)). Die Ergebnisse dieser Forschungsepoche faßt 1926 Eddingtons berühmtes Buch The Internal Constitution of the Stars zusammen.

In der folgenden Dekade wurden zwei grundsätzliche Lücken im Verständnis der Sternentwicklung geschlossen: Zum einen entstand die Theorie entarteter Plasmen (siehe z.B. Fowler 1926, Chandrasekhar 1931), die den Aufbau der Weißen Zwerge klärte. Zum anderen wurden die nuklearen Mechanismen entdeckt, die (auf der Hauptreihe) für die Energieversorgung im Inneren sorgen (Proton-Proton-Kette durch von Weizsäcker (1937) sowie Bethe und Critchfield (1938), CNO-Zyklus durch Bethe (1939)). Chandrasekhars Monographie An Introduction to the Study of Stellar Structure (1939) enthält umfangreiche Studien zu Sternaufbau und -entwicklung inklusive der Theorie Weißer Zwerge und den ersten Resultaten zur nuklearen Energieerzeugung und wurde damit zu einem Standardwerk der Astrophysik.

Weitere umfangreiche Untersuchungen folgten, insbesondere zur Bestimmung nuklearer Energieerzeugungsraten. So konnten schließlich erfolgreich genauere Sternentwicklungsmodelle konstruiert werden, die nun verschiedene nukleare Energieerzeugungsmechanismen im Inneren enthielten. Die Konstruktion solcher Modelle ist in dem von Schwarzschild 1957 veröffentlichten Buch Structure and Evolution of the Stars beschrieben.

Der folgende und bis heute andauernde Abschnitt der Untersuchungen zur Sternentwicklung ist durch den Einsatz von leistungsfähigen Computern geprägt (Großrechenanlagen, workstations) Erst durch sie - gestützt von immer besseren nuklearen und atomaren Daten - wurden sehr detaillierte Rechnungen zur Sternentwicklung möglich, da nun die Entwicklung in all ihren Phasen simuliert werden kann.

2. Die Abhängigkeit der Entwicklung von der Anfangsmasse

2.1 Sterne mit Anfangsmassen M < 0.08 Sonnenmassen
Diese Objekte sind zu massearm, um in ihrem Inneren genügend hohe Temperaturen zur Zündung des Wasserstoffbrennens aufbauen zu können. Sie werden als ,,Braune Zwerge`` bezeichnet. Unterhalb von etwa 0.015 Sonnenmassen (=15 Jupitermassen) beginnt schließlich das Gebiet der Planeten.

2.2 Sterne mit Anfangsmassen 0.08 Sonnenmassen < M < 0.8 Sonnenmassen
Hier zündet das Wasserstoffkernbrennen, jedoch ist die Entwicklung so langsam, daß die Hauptreihenphase länger als das heutige Alter des Universums dauert. Diese Sterne befinden sich also noch heute am Anfang ihrer Entwicklung.

2.3 Sterne mit Anfangsmassen 0.8 Sonnenmassen < M < 8 Sonnenmassen
Nach dem Ende des zentralen Wasserstoffbrennens wird der Stern zu einem kühlen Roten Riesen. Er besteht in seinem Inneren nun aus Helium umgeben von einer ausgedehnten Wasserstoff/Helium-Hülle. Schließlich zündet als nächste Fusionsstufe das zentrale Heliumbrennen und der Stern wird wieder heißer.
Hier wiederholt sich nun die Entwicklung: nach dem Verlöschen des zentralen Heliumbrennens wird der Stern abermals zu einem Roten Riesen, der diesmal noch ausgedehnter und leuchtkräftiger ist. Der Stern besteht dann in seinem Inneren aus einem Kohlenstoff/Sauerstoff-Kern, der von einer helium- und einer wasserstoffbrennenden Schale umgeben ist, er bevölkert nun den sog. Asymptotischen Riesenast (Asymptotic Giant Branch, AGB). Enorme Massenverluste prägen diese Entwicklungsphase und beenden die AGB-Entwicklung, noch bevor das Kohlenstoffbrennen als nächste zentrale Brennstufe gezündet werden kann. Der Stern hat bis zu 85% seiner ursprünglichen Masse in diesem Entwicklungsstadium verloren. Die Oberflächentemperatur steigt schließlich wieder an, der Stern beginnt, vom AGB abzuwandern und wird zunächst zu einem Zentralstern eines Planetarischen Nebels.
Bei etwa konstanter Leuchtkraft erhöht sich dabei die Effektivtemperatur von anfangs 3000K auf über 100000K, sehr massereiche Zentralsterne (> 1 Sonnenmasse) können auch 500000K und mehr erreichen. Die vormals auf dem AGB abgeworfene und seitdem ständig expandierende Hülle wird dann vom Zentralstern ionisiert. Wenn dessen Temperatur 30000 K erreicht, wird ein Planetarischer Nebel sichtbar. Gegen Ende dieser Phase beginnt die Energieproduktion der Schalenquellen zu versiegen, und Leuchtkraft sowie Temperatur des Sternes fallen ab. Die durch Kontraktion und Neutrinoverluste dominierte Entwicklung zu einem Weißen Zwerg beginnt, in deren Verlauf der Stern langsam auskühlt.

2.4 Sterne mit Anfangsmassen 8 Sonnenmassen < M < 11 Sonnenmassen
Die Entwicklung in diesem schmalen Massenbereich vollzieht sich ähnlich wie in dem gerade geschilderten. Allerdings kommt es hier zur Zündung des Kohlenstoffbrennens (im nicht oder nur schwach entarteten Bereich), an dessen Ende sich im Inneren ein entarteter Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern befindet, der von einer Kohlenstoff-, Helium- und Wasserstoffschalenquelle umgeben ist. Auch hier führt die Entwicklung zu einem Weißen Zwerg.

2.5 Sterne mit Anfangsmassen M > 11 Sonnenmasen
Für massereichere Sterne führt die Entwicklung nicht mehr zu einem Weißen Zwerg. Es wird in immer immer kürzeren Entwicklungszeitskalen eine nukleare Energiequelle nach der anderen (Ne-Brennen, O-Brennen, etc.) gezündet, bis der Kern - umgeben von einer entsprechenden Anzahl von Schalenquellen - schließlich aus Eisen besteht. Eine weitere Fusion ist nicht mehr möglich, da alle weiteren Fusionsstufen endotherm sind. Die fortlaufende Kontraktion verbunden mit den sehr hohen Temperaturen führt schließlich zur Photodissoziation des Eisenkerns und damit zum Kollaps. Es folgt eine Supernova-Explosion, nach der schließlich, je nach Masse des Sterns, ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch verbleibt. Sehr massereiche Sterne (100 Sonnenmassen) enden bereits nach wenigen Fusionsstufen als Supernova (z.B. durch explosives Sauerstoffbrennen oder Elektron-Positron-Instabilitäten).

Entwicklungswege für Sterne mit Anfangsmassen von 1, 3 und 40 Sonnenmassen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Eingezeichnet sind ebenfalls einige Objekte, die mit der Bispektrum-Speckle-Interferometrie-Methode boebachtet wurden. Die Kreise geben den (ungefähren) Ort an. Die gestrichelte Linie kennzeichnet die sog. Alter-Null-Hauptreihe (ZAMS=Zero Age Mean Sequence). Der Entwicklungsweg für 1 Sonnenmasse ist nur bis zur Spitze des Roten Riesenastes gezeigt; der für 3 Sonnenmassen enthät auch die AGB Phase und den Übergang zu den Weißen Zwergen; der 40 Sonnenmassen Entwicklungsweg endet, bevor die Wolf-Rayet-Phase erreicht ist.

3. Der Asymptotische Riesenast

Wie alle Sterne beginnen spätere AGB-Sterne ihre Entwicklung zunächst mit der sog. Hauptreihenphase. Wärend dieser Phase, in der sich auch unsere Sonne befindet, verbrennt im Zentrum Wasserstoff zu Helium. Nach dem Ende des zentralen Wasserstoffbrennens bildet sich um den dann aus Helium bestehenden Kern eine Wasserstoffschalenquelle aus, in der weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert wird.
Der Stern verläßt die Hauptreihe und wird erstmals zu einem Roten Riesen, dessen Heliumkern immer kompakter wird, während die Hülle sich ständig weiter ausgedehnt (durchaus bis zu mehr als 100 Sonnenradien). An der Spitze des sog. Roten Riesenastes zündet schließlich das Heliumkernbrennen, nach dessen Ende der Stern in seinem Inneren dann aus einem entarteten Kohlenstoff/Sauerstoff-Kern besteht, der von zwei Schalenquellen umgeben ist, in denen weiterhin Wasserstoff und Helium verbrannt werden. Über diesem stellaren Kern befindet sich eine ausgedehnte konvektive Hülle.
Der Stern wird schließlich abermals zu einem Roten Riesen und hat den Asymptotischen Riesenast erreicht. Im Laufe der folgenden Entwicklung steigt die Leuchtkraft stark an (bis zu einigen 10000 Sonnenleuchtkräften). Die konvektive Hülle erreicht Ausdehnungen von mehreren Hundert Sonnenradien. Tief im Inneren dahingegen kontrahiert der stellare Kern, während gleichzeitig seine Masse durch die nach außen brennenden Schalenquellen anwächst. Der Kern wird somit immer massiver, während die Hülle immer ausgedehnter und dünner wird. Seine Masse beträgt schließlich 0.5 bis 1 Sonnenmasse, mit etwa 1/100 Sonnenradius Durchmesser ist er aber um einen Faktor 10000 kleiner als die über ihm liegende Hülle.

Aufbau eines AGB Sternes

Die Entwicklung auf dem Asymptotischen Riesenast wird insbesondere durch folgende Punkte gekennzeichnet:

• Viele AGB-Sterne sind aufgrund dynamischer Instabilitäten der Hüllenrandschichten Pulsationsveränderliche . Typische AGB-Sterne sind z.B. Mira- und OH/IR-Sterne. Als langperiodisch Veränderliche haben Mira-Sterne Perioden von 100 bis etwa 500 Tagen. Sie sind von einer zirkumstellaren Hülle umgeben, daher weisen ihre Spektren sowohl im Optischen (stellare Komponente) als auch im Infraroten (zirkumstellare Komponente) Intensitätsmaxima auf. Außerdem zeigen sie zu etwa 30% eine OH-Maseremission bei 1665/67 und 1612 MHz. Die OH/IR-Objekte hingegen sind durch die sie umgebenden dickeren Staubhüllen nur im Infraroten sichtbar und zeigen alle die oben genannte Maseremission. Etwa 75% von ihnen sind periodisch veränderlich mit Perioden bis zu 2000 Tagen.
• Die Heliumschalenquelle wird in quasi zyklischen Abständen thermisch instabil. Diese Thermischen Pulse beeinflussen kurzzeitig Leuchtkraft und Radius des Sterns. Sie können Mischprozesse auslösen und die ursprünglich sauerstoffreiche Zusammensetzung der Hülle in eine kohlenstoffreiche Chemie verändern. Kohlenstoffsterne machen einen großen Prozentsatz der AGB-Sterne aus und finden ihre Erklärung in den Thermischen Pulsen. Die "Perioden" dieser Pulse betragen, je nach Masse des Sterns, typischerweise einige 1000 bis 10000 Jahre.
• Die Hüllenkonvektion dringt im Laufe der Entwicklung immer tiefer in den Stern ein. Sie kann sogar Gebiete der Wasserstoffschalenquelle erreichen, wenn der Stern massereich genug ist (>5 Sonnenmassen). Dieses Eintauchen der ausgedehnten Hülle in tief liegende, nuklear-aktive Gebiete führt zum sog. Hüllenbrennen, in dessen Verlauf die Chemie der Hülle verändert wird. Kohlenstoff-Sterne können z.B. wieder in sauerstoff- und dann jedoch ebenfalls stickstoffreiche Sterne transformiert werden. AGB Sterne mit Hüllenbrennen sind im Gegensatz zu anderen Roten Riesen an ihrer Oberfläche stark mit Lithium angereichert und weisen größere Leuchtkräfte auf.
• Neutrinoverluste kühlen das Innere des Sterns und verzögern damit nachhaltig die thermonukleare Zündung von Kohlenstoff, die den Stern durch die starke Entartung der Kernbereiche zerreissen würde.
• Während er AGB Entwicklung kommt es zu immer heftiger werdenen Massenverlusten durch schock- und staubgetriebene Winde, die zur Ausbildung zirkumstellarer Staubhüllen führen. Durch die oft dramatisch ansteigenden Massenverlustraten können AGB-Sterne bis zu 85% ihrer Anfangsmasse verlieren. Dieser enorme Massenverlust ist nicht nur die weitere Entwicklung von entscheidener Bedeutung, sondern auch für die Anreicherung des interstellaren Mediums mit nuklear prozessierter Materie. Das so von den AGB-Sternen ins interstellare Medium zurückgebene und mit schwereren Elementen angereicherte Material nimmt dann wieder an der Bildung neuer Generationen von Sternen (und Planeten) teil.
  Diese starken stellaren Winde beenden schließlich die AGB-Entwicklung, noch bevor der stellare Kern die Chandrasekhar-Grenzmasse von 1.44 Sonnenmassen erreichen kann, was zum Kollabieren des Kerns und zu einer Supernova-Explosion führen würde. Denn sobald die Hüllenmasse (= Masse oberhalb des stellaren Kerns) nur noch wenige 1/100 Sonnenmassen beträgt, schrumpft die Hülle, und der Stern verläßt den Asymptotischen Riesenast. Der stellare Kern enthält dann fast die gesamte Masse des Sterns und ist bereits ein vorgefertigter Weißer Zwerg. Typischerweise verbleibt zum Beispiel von einem 1-Sonnenmassen-Stern am Ende der AGB-Entwicklung nur noch ein Rest von 0.6 Sonnenmassen , ein 7-Sonnenmassen-Stern verliert etwa 6 Sonnenmassen. Größe und Entwicklung der Massenverluste steuern somit die Aufenthaltsdauer in dieser wichtigen Phase der Sternentwicklung.

Bispektrum-Speckle-Interferometrie

1. Einleitung

2. Beobachtungsergebnisse für AGB Sterne

Weiterhin konnten auch die Staubhüllen von Sternen in späten Entwicklungsstadien untersucht werden. Mit dem 6-m-Teleskop konnten wir viele Schlüsselobjekte im Infraroten auflösen. So wurde z.B. die Staubhülle des nahen, extremen Kohlenstoffsterns IRC +10 216 bei verschiedenen Wellenlängen untersucht. IRC +10 216 befindet sich in einem weit fortgeschrittenen Entwicklungsstadium auf dem Asymptotischen Riesenast. Die Speckle-Masking-Rekonstruktionen zeigen erstmals, daß die IRC +10 216-Staubhülle sogar in unmittelbarer Nähe des Sterns eine klumpige Struktur aufweist. Es wurden mindestens fünf Wolken im Abstand von 100 bis 210 Millibogensekunden (16 bis 34 Astronomische Einheiten) vom Zentralstern aufgelöst, die sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 18 Millibogensekunden pro Jahr (3 Astronomische Einheiten pro Jahr) vom Zentralstern entfernen. Zur Interpretation der Messungen wurden die beobachteten Staubschalenstrukturen mit theoretischen Modellen für kohlenstoffreiche zirkumstellare Staubhüllen verglichen. Das Auftreten sehr starker Fragmentierung des zirkumstellaren Materials relativ nahe der Staubkondensationszone legt einen bereits an der Sternoberfläche inhomogen stattfindenden Abströmungsprozeß nahe. Das Entstehen inhomogener Massenverluste geht wahrscheinlich auf die extreme Ausdehnung der oberflächennahen Konvektionszellen Roter Riesen (Supergranulation) und die damit verbundenen großskaligen Dichte-Temperatur-Fluktuationen zurück. Der Massenverlust in noch späteren Stadien der Sternentwicklung konnte durch Messungen von Protoplanetarischen Nebeln untersucht werden.

3. Beobachtungsergebnisse für massereiche Sterne