Astronomie

Wann genau wird aus einem Unterriesen ein roter Riese?

Wann genau wird aus einem Unterriesen ein roter Riese?



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Eine einfache, aber interessante Frage, finde ich. Ich verstehe, dass nach der Wasserstofferschöpfung auf der Hauptsequenz die Post-Hauptsequenz mit dem SGB beginnt, wo sie Wasserstoff in einer Hülle um den Heliumkern verbrennen. Wir wissen auch, dass Sterne unter $ 2 M_{odot }$ einen Heliumblitz erleben und nach der Spitze des Roten Riesen eine Heliumkernfusion beginnen. Während Sterne, die größer als 2 M_{odot}$ sind, diesen Heliumblitz nicht erleben und den He-Kern sofort nach dem SGB ohne Heliumblitz brennen (sehr massereiche Sterne brennen Helium auf der Hauptsequenz).

Meine Frage ist nun, welcher spezifische physikalische Prozess in einem Unterriesen abläuft, der ihn danach zu einem Roten Riesen macht?

Vielen Dank im Voraus (ich bin auch sehr offen für mathematische/physikalische Erklärungen, da ich selbst Physik studiere).


Ich weiß nicht, ob dies Ihre Frage beantwortet, aber beide Sterne durchlaufen den gleichen Prozess. Was mit den Unterriesen passiert, ist, dass die Wolke der freien Elektronen den Prozess ein wenig stoppt, aber in den massereichen Sternen wurde diese Wolke nicht verändert.

Entartete Elektronenwolke: nicht wechselwirkende Teilchen mit Druck und anderen physikalischen Eigenschaften, die durch quantenmechanische Effekte bestimmt werden. Es ist das Analogon eines idealen Gases in der klassischen Mechanik. Der entartete Aggregatzustand, sofern er von einem idealen Gas abweicht, entsteht bei außergewöhnlich hoher Dichte (bei kompakten Sternen) oder bei extrem niedrigen Temperaturen im Labor. Es tritt für Materieteilchen wie Elektronen, Neutronen, Protonen und Fermionen im Allgemeinen auf und wird in diesem Fall als elektronenentartete Materie, neutronenentartete Materie usw. bezeichnet. In einer Mischung von Partikeln, wie Ionen und Elektronen in Weißen Zwergen oder Metallen, können die Elektronen entartet sein, während die Ionen es nicht sind.


Lassen Sie uns durch die Stadien der Post-Hauptsequenz-Evolution gehen. Als Referenz stammen die Bilder und ein Großteil des Inhalts aus An Introduction to Modern Astrophysics von Carroll und Ostlie. Ich unterteile dies in Sterne mit geringer Masse ($sim1:mathrm{M_odot}$) und Sterne mittlerer Masse (($sim5:mathrm{M_odot}$)

Entwicklung bei geringer Masse

Oben ist ein H-R-Diagramm, das den Weg eines Sterns mit geringer Masse durch den Helligkeits-Temperatur-Phasenraum darstellt. Der Stern verlässt die Zero-Age Main Sequence (ZAMS), sobald dem Kern des Sterns der Wasserstoff ausgegangen ist und die Fusion von Wasserstoff zu Helium aufhört. Wie Sie sagten, beginnen Sie eine leichte Kernkontraktion und dann beginnt Wasserstoff in einer Hülle um den Kern herum zu brennen, wodurch eine Heliumhülle entsteht. Dieses Brennen der Wasserstoffhülle führt dazu, dass der Kern weiter an Größe wächst und irgendwann erreicht man die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze, im Wesentlichen die Massengrenze für den Kern, die den Gravitationsdruck von sich selbst und der Hülle tragen kann. Sobald der Kern zu massiv wird, zieht er sich schnell zusammen, wodurch viel potenzielle Gravitationsenergie freigesetzt wird, die in die Hülle geworfen wird und diese aufheizt. An diesem Punkt befindet sich der Stern am Ende des Sub-Giant Branch (SGB)-Abschnitts des Pfades und kurz davor, in den Red Giant Branch (RGB) einzutreten.

Mit einem kollabierenden Kern (und anhaltendem Brennen der Wasserstoffhülle), der riesige Mengen an Energie erzeugt, und einer sich aufheizenden Hülle muss der Stern ein Gleichgewicht erreichen. Dies wird dadurch erreicht, dass sich die Hülle stark ausdehnt. Dies ist, würde ich argumentieren, wenn der Stern ein roter Riese wird. Nachdem die Kernkontraktionsenergie in die Hülle abgegeben wurde und die Hülle sich aufgrund der Erwärmung ausgedehnt hat. Nach diesem Punkt passiert noch viel mehr, einschließlich eines Ausbaggerns aus dem Kern und dem Heliumblitz, aber das liegt außerhalb des Rahmens Ihrer Frage.

Mittlere Massenentwicklung

Dies ist das H-R-Diagramm, das den Weg eines Sterns mittlerer Masse darstellt, wenn er das ZAMS verlässt. Das meiste der obigen Beschreibung ist hier anwendbar, da der Stern mit mittlerer Masse dem gleichen Prozess folgt. Im Detail gibt es nur wenige Unterschiede. Der Hauptunterschied, den Sie vielleicht feststellen können, besteht darin, dass der Stern, während er sich entlang des SGB bewegt, gegen Ende tatsächlich an Leuchtkraft abnimmt, bevor er den RGB-Wert erhöht. Dies liegt einfach daran, dass, nachdem sich der Kern zusammengezogen und Energie in die Hülle abgegeben hat, die Hülle so viel größer ist als der Fall mit geringer Masse, dass sie viel mehr Energie aufnehmen kann, bevor sie sich wieder ausgleichen muss. Eine Zeit lang zieht sich der Kern zusammen, gibt Energie in die Hülle ab und die Gesamtleuchtkraft des Sterns nimmt ab, weil die Energie des Kerns noch nicht den Weg aus dem Stern gefunden hat, aber der Stern ist jetzt kleiner. Sobald die Hülle ihren maximalen Energieverbrauch erreicht, dehnt sie sich aus, genauso wie im Zustand geringer Masse $-$ es einfach mehr Zeit und Energie braucht, um diesen Punkt zu erreichen.


Die einfache Definition bezieht sich auf die Position eines Sterns auf seiner evolutionären Spur im HR-Diagramm (siehe unten). Die Unterriesenzweigsterne sind diejenigen, die ihren Wasserstoffkern erschöpft haben und die Wasserstoff in einer Hülle verbrennen aber ihre He-Kerne haben sich nicht wesentlich zusammengezogen. Der deutliche Anstieg der Leuchtkraft markiert den Beginn des Roten Riesenzweigs. Dies geschieht, wenn der Kern deutlich massiver wird, sich nicht hydrostatisch stützen kann und sich zusammenzuziehen beginnt. Gleichzeitig dehnt sich die Hülle aus und wird konvektiv und die H-brennende Hülle bewegt sich nach innen und nimmt an Temperatur und Leuchtkraft zu.

Die Spitze des Roten Riesenzweigs ist dort, wo Er entzündet wird. Dies geschieht "explosiv" in einem entarteten Kern, wenn der Stern unter ca $2M_{odot}$ (nicht $5M_{odot}$), aber beginnt glatt in Sternen höherer Masse. Dadurch dehnt sich der Kern aus, drückt die H-brennende Hülle nach außen und reduziert die Leuchtkraft.

HR-Diagramm, das die Position der Zweige des Unterriesen und des Roten Riesen auf den Entwicklungsspuren für Sterne unterschiedlicher Masse zeigt. Die Spuren beginnen an der Hauptreihe und entwickeln sich zum Ende der Hauptreihe, über den Unterriesenzweig, bis zum Roten Riesenzweig, der endet, wenn das Brennen des Kern-Hes beginnt und die Sterne weniger leuchtend und heißer werden.


Rote Riesen und Planeten zum Leben

Astronomen dachten lange, dass der beste Ort für Leben, wie wir es kennen, ein Planet in der "habitablen Zone" ist - dem Bereich von Umlaufbahnen, der zu Planeten mit flüssigem Wasser führt - die einen Hauptreihenstern wie unsere Sonne umgeben. Science-Fiction-Autoren wissen es besser – und jetzt überdenken Astronomen ihre bisherige Arbeit.

Der amerikanische Astrophysiker William Danchi und die französischen Kollegen Bruno Lopez und Jean Scheider argumentieren, dass die Suche nach Planeten nicht auf Hauptreihensterne wie unsere Sonne beschränkt werden sollte. Die Hauptsequenz ist nur die erste stabile Lebensphase unserer Sonne, wenn sie beginnt, ihren Wasserstoff um einen wachsenden Heliumkern zu verbrennen, bietet sie eine weitere Zeitspanne von mehreren Milliarden Jahren Stabilität. Schließlich werden Sterne mit der richtigen Masse schließlich zu roten Riesen. Die Temperatur des Sternkerns steigt beim Schrumpfen, aber die äußeren Schichten dehnen sich aus und kühlen ab. Die "bewohnbare Zone" eines Roten Riesen (wie die Sonne es sein wird) erstreckt sich von etwa 630 Millionen Meilen bis 2 Milliarden Meilen.

Danchi, Lopez und Schneider argumentieren, dass sich etwa 150 Unterriesen- und Rote Riesensterne innerhalb von 100 Lichtjahren von der Erde befinden (im Vergleich zu etwa 1.000 Hauptreihensternen). Die NASA-Weltraummission Terrestrial Planet Finder wird sich nur auf Hauptreihensterne konzentrieren. Diese Sterne werden bewohnbare Planeten haben, die weiter von ihren Sonnen entfernt sind und daher im Licht der Elternsterne leichter zu finden sind.

Science-Fiction-Autoren haben rote Riesensterne lange Zeit oft als bequemen Ort für außerirdische Zivilisationen verwendet. Es wird verwendet, um den Planeten einer sehr alten und weisen Zivilisation zu bezeichnen. In seinem 1953 erschienenen Roman Childhood's End beschreibt Arthur C. Clarke den Planeten der Overlords, die kamen, um der Erde durch eine schwierige Entwicklungsphase zu helfen:

Dies war der höchste Moment seines Lebens: Jetzt sollte er als erster Mensch eine Welt erblicken, die von einer anderen Sonne beleuchtet wurde.

Es war kalt, wenn auch nicht unangenehm. Das Licht der großen roten Sonne tief am Horizont war für menschliche Augen ziemlich reichlich, aber Jan fragte sich, wie lange es dauern würde, bis er sich nach Grün- und Blautönen sehnte. Dann sah er diese riesige, hauchdünne Sichel, die wie ein großer Bogen neben der Sonne in den Himmel ragte. Er starrte es lange an, bis er merkte, dass seine Reise noch nicht ganz zu Ende war. Das war die Welt der Overlords. Dies muss sein Satellit sein, lediglich die Basis, von der aus ihre Schiffe operierten.

Lesen Sie mehr unter Sterbende Sterne könnten gefrorene Planeten bewohnbar machen. Wenn Sie befürchten, dass die Erde nicht mehr in der "bewohnbaren Zone" liegt, wenn unsere Sonne zu einem Roten Riesen wird, lesen Sie, was Science-Fiction-Autoren über die Bewegung eines Planeten zu sagen haben.


Riesenstern

Unsere Redakteure prüfen, was Sie eingereicht haben, und entscheiden, ob der Artikel überarbeitet werden soll.

Riesenstern, jeder Stern, der einen relativ großen Radius für seine Masse und Temperatur hat, da die Strahlungsfläche entsprechend groß ist, ist die Helligkeit solcher Sterne hoch. Unterklassen von Riesen sind Überriesen mit noch größeren Radien und Helligkeit für ihre Massen und Temperaturen (sehen Überriesenstern) rote Riesen, die niedrige Temperaturen haben, aber von großer Helligkeit sind, und Unterriesen, die leicht reduzierte Radien und Helligkeit haben.

Einige Riesen haben eine Leuchtkraft, die das Hunderttausendfache der Sonne beträgt. Ihre Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegt oberhalb der Hauptreihe, in die die meisten Sterne, im Gegensatz dazu Zwergsterne genannt, fallen. Die Massen von Riesen und Überriesen können das 10- bis 30-fache der Sonnenmasse betragen, aber ihr Volumen ist oft 1.000.000 bis 10.000.000 Mal größer. Somit handelt es sich um „diffuse“ Sterne geringer Dichte.

Dieser Artikel wurde zuletzt von Robert Lewis, Assistant Editor, überarbeitet und aktualisiert.


Spektakuläre Regenbogenwolke im Weltraum, hervorgebracht durch kosmischen Showdown zwischen Sternen

Eine atemberaubende regenbogenfarbene Gaswolke umgibt ein Sternenpaar, das sie vor einigen hundert Jahren auslöschte.

Mit dem Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) beobachteten Astronomen die Doppelsternsystem HD101584 genannt und enthüllt eine eigentümliche Gaswolke, von der angenommen wird, dass sie das Ergebnis einer Konfrontation zwischen den beiden Sternen ist, laut einer Erklärung der Europäischen Südsternwarte.

Daten von ALMA und das Atacama Pathfinder EXperiment (APEX) zeigt, dass einer der Sterne so groß wurde, dass er den anderen verschlang. Als der kleinere Stern sich spiralförmig zu seinem riesigen stellaren Begleiter bewegte, verursachte er, dass der größere, sonnenähnliche Stern seine äußeren Schichten ablöste, was zu den expandierenden Gaswolken führte, die in den neu veröffentlichten ALMA-Bildern eingefangen wurden.

Wenn sonnenähnliche Sterne den gesamten Wasserstoff in ihrem Kern durchbrennen, werden sie normalerweise zu einem heller rot-riesiger Stern. Wenn dieser Sterntyp stirbt, wirft er seine äußeren Schichten ab und hinterlässt einen heißen, dichten Überrest, der als Weißer Zwerg bezeichnet wird.

Die Entwicklung des Roten Riesen in HD101584 wurde jedoch "vorzeitig und dramatisch beendet, als ein naher massearmer Begleitstern von dem Riesen verschlungen wurde", sagte Hans Olofsson, ein Astronom an der Chalmers University of Technology in Schweden, der neue Forschungen über die Sternpaar, sagte in der Aussage.

Als sich der kleinere Stern seinem größeren Begleiter zuwendete, bildeten sich Gasstrahlen, die wiederum das vom Roten Riesen ausgestoßene Material in den Weltraum schleuderten. Dieser Prozess bildete die Gasringe und die leuchtend blauen und roten Materialklumpen, die in . zu sehen sind die ALMA-Bilder. Die blauen Gaswolken repräsentieren das Material, das sich am schnellsten auf uns zubewegt, während die roten Gaswolken das Material darstellen, das sich laut Aussage am schnellsten von uns wegbewegt.

Basierend auf den ALMA-Beobachtungen vermuten die Forscher, dass der massearme Begleitstern vom Roten Riesenstern eingefangen wurde, als er erst vor wenigen hundert Jahren eine kritische Größe erreichte, heißt es in der Erklärung.

Der kleinere Stern drehte sich spiralförmig auf den Roten Riesen zu, hielt jedoch an, bevor er seinen Kern erreichte, weshalb das Paar so nah beieinander erscheint und als einzelner heller Punkt in der Mitte des ALMA-Bildes dargestellt wird.

"Derzeit können wir die Todesprozesse vieler sonnenähnlicher Sterne beschreiben, aber wir können nicht erklären, warum oder wie sie genau passieren", sagte Sofia Ramstedt, Mitautorin der neuen Forschung und Astronomin an der Universität Uppsala in Schweden in der Aussage. „HD101584 gibt uns wichtige Hinweise, um dieses Rätsel zu lösen, da es sich derzeit in einer kurzen Übergangsphase zwischen Besserem befindet Evolutionsstufen studiert. Mit detaillierten Bildern der Umgebung von HD101584 können wir die Verbindung zwischen dem riesigen Stern, der er vorher war, und dem stellaren Überrest, der er bald sein wird, herstellen."

Ihre Erkenntnisse wurden letztes Jahr in der Zeitschrift Astronomy & Astrophysics veröffentlicht.


Hauptsequenz-Star:

Die Mehrheit aller Sterne in unserer Galaxie und sogar im Universum sind Hauptreihensterne. Unsere Sonne ist ein Hauptreihenstern, ebenso wie unsere nächsten Nachbarn, Sirius und Alpha Centauri A. Hauptreihensterne können in Größe, Masse und Helligkeit variieren, aber sie tun alle dasselbe: Wasserstoff in Helium in ihren Kernen umzuwandeln , eine enorme Menge an Energie freigesetzt.

Ein Stern in der Hauptreihe befindet sich im hydrostatischen Gleichgewicht. Die Schwerkraft zieht den Stern nach innen und der leichte Druck aller Fusionsreaktionen im Stern drückt nach außen. Die nach innen und außen gerichteten Kräfte gleichen sich aus und der Stern behält seine Kugelform. Sterne in der Hauptreihe haben eine Größe, die von ihrer Masse abhängt, die die Schwerkraft definiert, die sie nach innen zieht.

Die untere Massengrenze für einen Hauptreihenstern beträgt etwa das 0,08-fache der Sonnenmasse oder das 80-fache der Jupitermasse. Dies ist der minimale Gravitationsdruck, den Sie benötigen, um die Fusion im Kern zu zünden. Sterne können theoretisch mehr als das 100-fache der Sonnenmasse erreichen.


Thema: Wie lange dauert es, bis ein Stern ein roter Riese wird?

Angenommen, Sie haben einen Stern am Ende seiner Hauptreihenlebensdauer und der gesamte oder der größte Teil des geschmolzenen (?) Wasserstoffs ist zu Helium geworden. Was ich nun in meinem Astrophysik-Lehrbuch gelesen habe, ist, dass der Stern kleiner und heller wird, da der Strahlungsdruck die Schwerkraft nicht mehr ausgleicht. Schließlich wird der Kern genug komprimiert sein, um die Heliumfusion einzuleiten, und der Stern wird sich zu einem Roten Riesen ausdehnen.

Ich frage mich, wie lange dieser Prozess dauert. Der Ausgangspunkt ist ein wenig vage - mein Eindruck ist, dass ein Stern bis zu einem bestimmten Punkt seiner Lebensdauer mehr oder weniger konstant in Temperatur und Leuchtkraft ist, also nenne das den Anfang. Wie lange würde es zwischen diesem Punkt und dem Beginn der Heliumfusion und von der Heliumfusion bis zum Ende der Expansion des Sterns dauern?

Und wie verändert sich die Leuchtkraft während dieses Prozesses? Ich habe eine Idee, aber es wäre nützlich, wenn jemand einen Zeiger auf ein Diagramm im Zeitverlauf hat.


Die Situation kam während einer RPG-Session auf, ob Sie es glauben oder nicht. Ich wusste es nicht und konnte die Antwort nicht finden, also musste ich es verfälschen. Operationen:


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(Bis zum 1,5-fachen der Sonnenmasse)
Riesige Sterne
(Von der 1,5- bis 3-fachen Sonnenmasse)
Riesensterne
(Über die 3-fache Masse der Sonne)

DER LEBENSZYKLUS DER STERNE
Sterne werden in Nebeln geboren. Riesige Staub- und Gaswolken kollabieren unter Gravitationskräften und bilden Protosterne. Diese jungen Sterne unterliegen einem weiteren Kollaps und bilden Hauptreihensterne.

Sterne dehnen sich aus, wenn sie alt werden. Wenn dem Kern Wasserstoff und dann Helium ausgehen, dehnen sich die Kernkontakte und die äußeren Schichten aus, kühlen ab und werden weniger hell. Dies ist ein roter Riese oder ein roter Superriese (abhängig von der Anfangsmasse des Sterns). Es wird schließlich zusammenbrechen und explodieren. Sein Schicksal wird durch die ursprüngliche Masse des Sterns bestimmt, er wird entweder ein schwarzer Zwerg, ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch.


Wissenswertes

Was ist der hellste Stern am Nachthimmel?

Abgesehen von unserer Sonne ist Sirius der hellste Stern am Nachthimmel. Sirius ist auch der hellste Stern im Sternbild Canis Major. Da draußen gibt es Sterne, die heller sind als Sirius, aber Sirius befindet sich viel näher bei uns und erscheint daher heller.

Warum funkeln Sterne?

Einige Sterne weisen im Laufe der Zeit Helligkeitsschwankungen auf. Sie werden schwächer und schwächer, und dann beginnen sie heller und heller zu leuchten. Sterne funkeln jedoch wegen der Atmosphäre unserer Erde.

Turbulenzen oder Luftbewegungen können das Licht, das wir von einem Stern wahrnehmen, so beeinflussen, dass es leicht gebogen wird. Daher entsteht die Illusion, dass der Stern funkelt.

Welche Farbe hat der heißeste Stern?

Die heißesten Sterne im Universum haben normalerweise eine blaue Farbe. Sie sind Sterne vom Typ O und sie sind um ein Vielfaches heißer als unsere Sonne. 10 Lacerta zum Beispiel ist ein Stern vom Typ O und seine durchschnittlichen Oberflächentemperaturen liegen bei etwa 36.000 K. Das bedeutet, dass er mehr als 6,2 Mal heißer ist als unsere Sonne mit Temperaturen von 5.778 K.

Weiße Zwergsterne hingegen sind noch heißer. Sie können Temperaturen von bis zu 100.000 K erreichen oder mehr als 17-mal heißer als unsere Sonne. Einige Weiße Zwerge sind sogar noch heißer.


Welchen Treibstoff verbraucht ein Roter Riese?

Ich weiß, dass ein Stern als Brennstoff Wasserstoff zu Helium verbrennt, aber was ist mit Roten Riesen? Ich habe versucht, es zu googeln, aber die Leute sagen immer wieder, dass Rote Riesen sterben, nur indem sie ihren Treibstoff verbrennen.

Rote Riesen sind nicht so wichtig was's verschmelzen, sondern eher wo die Verschmelzung erfolgt.

Ein Stern wie unsere Sonne wird in seinem Kern Wasserstoff zu Helium verschmelzen. Nach Milliarden von Jahren beginnt der Kern mit all der Helium- "asche, die sich bei der Wasserstofffusion gebildet hat, verschmutzt zu werden, was die Kernfusion immer weniger effizient macht. Es befindet sich jedoch immer noch relativ reiner Wasserstoff in einer Hülle, die den Kern umgibt (da Helium dichter als Wasserstoff ist und es in diesem Bereich nicht viel Konvektion gibt, neigt es dazu, im Zentrum des Sterns zu bleiben).

Irgendwann ist die Wasserstofffusion im Kern so ineffizient, dass sie nicht mehr genügend Strahlungsdruck erzeugen kann, um gegen die Schwerkraft des Sterns zu drücken, und die äußeren Schichten beginnen nach innen zu fallen. In Kombination mit der Heliumasche im Kern, die so dicht ist, dass die Oberflächengravitation um diese Aschekugel ziemlich hoch ist, gibt es plötzlich genug Druck, damit sich der relativ reine Wasserstoff in der umgebenden Hülle entzündet und zu schmelzen beginnt. Tatsächlich ist der Druck so groß, dass diese Fusion viel schneller abläuft, viel mehr Strahlungsdruck erzeugt als eine typische Kernfusion und die äußeren Schichten des Sterns viel weiter nach außen drückt und sie dabei kühlt - dies ist ein Rot Riesenstern.

Irgendwann geht selbst der Wasserstoffhülle das frische Material zum Verschmelzen aus, und der ganze Stern beginnt zu kollabieren. bis die Heliumasche im Kern genügend Druck hat, dass ein "Heliumblitz" entsteht, und sie beginnt, Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen. Da die Fusion zum Kern zurückgekehrt ist, schrumpft der Stern wieder nach unten und wird wieder blauer – er ist jetzt ein horizontaler Zweigstern.

Schließlich wird sogar Helium im Kern durch Kohlenstoffasche verunreinigt, und in einer bekannten Reihenfolge beginnt Helium in einer Hülle um den Kohlenstoffaschekern herum zu schmelzen. Dies führt wiederum dazu, dass sich die äußeren Schichten des Sterns nach außen ausdehnen – noch größer, heller und röter als zuvor – und der Stern wird wieder ein roter Riese, diesmal jedoch ein asymptotischer Riesenzweigstern.

TLDR: Ein roter Riese hat mehr mit der Fusion in einer Hülle um den Kern zu tun, als mit dem Material, das er verschmilzt.


Das Geheimnis der unterschiedlichen Roten Riesen lösen Giant

Wissenschaftler haben lange über langsame und regelmäßige Helligkeitsschwankungen vieler entwickelter Riesensterne nachgedacht. Jetzt könnten Hinweise aus neu analysierten Infrarotbeobachtungen dieses Rätsel endlich gelöst haben.

Unerklärliche Änderungen

Künstlerische Illustration der Lebensstadien eines Sterns wie der Sonne, der schließlich zu einem kühlen roten Riesenstern altert und dann seine äußeren Schichten ausstößt, um einen planetarischen Nebel zu bilden. [ESO/S. Steinhöfel]

Der größte Teil dieser Variabilität der Roten Riesen ist einigermaßen gut verstanden, aber es gibt eine Art, die mysteriös geblieben ist: so genannte lange Nebenzeiten.

Gemeinsame Entwicklung

Zusätzlich zu den gewöhnlichen Variationen von Pulsationen zeigen rote Riesen mit langer Sekundärperiode regelmäßige Einbrüche in ihren optischen Lichtkurven, die auf Zeitskalen auftreten, die eine Größenordnung länger als die Pulsationen sind – typischerweise mehrere Monate bis mehrere Jahre.

Entwickelte Sterne mit langen Sekundärperioden sind überraschend häufig: Mindestens ein Drittel der leuchtenden asymptotischen Riesenzweigsterne und Überriesen zeigen diese langperiodischen Variationen. Doch trotz ihrer Allgegenwart blieben lange Sekundärperioden jahrzehntelang ungeklärt. Sind diese Variationen dem alternden Stern eigen? Oder werden sie durch einen externen Faktor verursacht?

Ein Beispielsatz von Lichtkurven eines variablen Sterns mit langer Sekundärperiode zeigt die primären Finsternisse in allen drei Lichtkurven. Sekundäre Finsternisse erscheinen nur in den beiden Infrarotbändern (W1 und W2, die orangen und roten Daten), nicht im optischen Band (I, die blauen Daten). [Angepasst von Soszyński et al. 2021]

Optisch vs. Infrarot

Soszyński und Mitarbeiter sammelten optische Beobachtungen einer Stichprobe von 16.000 bekannten veränderlichen Sternen langer Sekundärperiode in der Milchstraße und den nahegelegenen Magellanschen Wolken. Für rund 700 dieser Sterne erhielten die Autoren dann aus der NEOWISE-R-Mission entsprechende Lichtkurven bei zwei Infrarot-Wellenbändern.

Beim Vergleich der optischen und infraroten Beobachtungen dieser Variablen wurde sofort ein auffallendes Merkmal deutlich: Wo die optischen Lichtkurven einen einzigen langzeitigen Helligkeitsabfall zeigten, zeigten die Infrarotlichtkurven von etwa der Hälfte der Sterne auch a zweite Dip, der genau phasenverschoben mit dem primären Dip erschien.

Ehemaliger Planet, jetzt Dusty Shade

Was bedeutet das? Soszyński und Mitarbeiter argumentieren, dass diese zweiten Einbrüche bestätigen, dass die langzeitige Variabilität durch Finsternisse eines binären Begleiters verursacht wird.

Künstlerische Illustration eines umkreisenden Planeten, der einem kometenartigen Staubschweif hinterherläuft. Ein staubumhüllter Brauner Zwerg als Begleiter ist die beste Erklärung für die langzeitige Variabilität, die in den Lichtkurven vieler entwickelter Sterne zu sehen ist. [Maciej Szyszko]

Diese Lösung des jahrzehntealten Mysteriums der Variabilität der langen Sekundärperiode bei Roten Riesen öffnet die Tür zu neuen Entdeckungen. Durch die Untersuchung der Form der Finsternisse in den Lichtkurven der variablen Sterne können wir jetzt hoffen, viel mehr darüber zu erfahren, wie sich Sterne wie die Sonne neben ihren Planeten entwickeln.

Zitat

„Binarität als Ursprung langer Sekundärperioden in Roten Riesensternen“, I. Soszyński et al. 2021 ApJL 911 L22. doi:10.3847/2041-8213/abf3c9


Schau das Video: sonnensytem mit roter riese (August 2022).