R-Coronae-Borealis-Stern

R-Coronae-Borealis-Stern
Lichtkurve des Leuchtverhaltens von R Coronae Borealis über einen Zeitraum von etwa 8 Jahren. (Zeitangaben als Julianisches Datum)

R-Coronae-Borealis-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: RCB) sind Sterne, deren Helligkeit in unregelmäßigen Abständen stark abnimmt.

R Coronae Borealis-Sterne gehören zu der Klasse der eruptiven Veränderlichen. Sie sind wasserstoffarme gelbe Überriesen der Spektraltypen F oder G mit einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Die Helligkeitsabfälle sind wahrscheinlich auf in unregelmäßigen Zeitabständen ausgestoßene Rußwolken zurückzuführen, die die Photosphäre des Sterns verdecken.

Inhaltsverzeichnis

Lichtwechsel

Alle R Coronae Borealis-Sterne zeigen Helligkeitsabfälle von bis zu 8 mag. Dabei ist der Zeitpunkt eines Minimums ebenso wenig vorhersagbar wie seine Tiefe. Der Abfall aus dem Normallicht ist steil mit 3 bis 6 mag in 50 Tagen. Der folgende Anstieg kann ebenso schnell sein wie der Abfall oder auch erheblich langsamer. Der Anstieg kann mit neuen Helligkeitseinbrüchen überlagert sein. Der mittlere Abstand zwischen Minima beträgt ungefähr 1100 Tage für alle RCBs.

Im Normallicht zeigen alle R Coronae Borealis-Sterne halbregelmäßige Helligkeitsänderungen mit einer Amplitude von einigen Zehntel Magnitudine und Perioden zwischen 40 bis 100 Tagen. Diese halbregelmäßige Veränderlichkeit kann im Infraroten, wo der Staub opak ist, auch in tiefen Minima beobachtet werden. In den meisten, wenn nicht allen Fällen ist dieser halbregelmäßige Lichtwechsel eine Folge von Pulsationen. Bei RY Sgr und V854 Cen wurde ein Korrelation zwischen der Phase des halbregelmäßigen Lichtwechsels und dem Beginn des Helligkeitsabfalls gefunden, während beim Prototyp R CrB ein solcher Zusammenhang nicht bestätigt werden konnte.

Spektrum

Alle R Coronae Borealis-Sterne sind gelbe Überriesen mit den Spektralklasse F oder G bei einer effektiven Temperatur zwischen 5000 und 7000 K. Weiterhin wird eine extreme Unterhäufigkeit von Wasserstoff um einen Faktor 100 beobachtet (1% im Gegensatz zu 90% bei der Sonne gemessen nach der Atomanzahl), während Kohlenstoff und Stickstoff gegenüber der solaren Zusammensetzung stark angereicht sind. Alle RCB-Sterne sind Einzelsterne und während der tiefen Minima treten keine grundsätzlichen Änderungen im Spektrum auf. Vor und am Anfang der Minima treten blauverschobene Absorptionslinien mit einer Geschwindigkeit von bis zu -400 km/s auf, die als schnell beschleunigter Masseausstoß interpretiert werden. Während der Minima werden Emissionslinien sichtbar und verschwinden teilweise wieder. Dies spielt eine zeitliche Reihenfolge wieder, bei der Emissionslinien umso später aus dem Spektrum verschwinden je weiter ihr Ursprungsort vom Stern entfernt liegt.

Daneben gibt es noch eine kleine Gruppe von heißen R Coronae Borealis-Sternen, zu denen in der Milchstraße V348 Sgr, MV Sgr und DY Cen gehören. Ihre effektive Temperatur liegt im Bereich von 15.000 bis 20.000 K. Ihre Spektren sind ebenfalls wasserstoffarm mit einem Massenanteil von weniger als 4 Prozent und sie zeigen ebenfalls einen Infrarotexzess aufgrund einer ausgedehnten Staubhülle[1]. Kühle RCB-Sterne werden als DY Per-Sterne bezeichnet nach dem Prototypen DY Persei mit einer effektiven Oberflächentemperatur von circa 3.500 K. Ihre Spektren sind ebenfalls wasserstoffarm und kohlenstoffreich, aber sie zeigen einen langsamen und symmetrischen Lichtwechsel. Die zirkumstellare Hülle der DY Per-Sterne ist sowohl wärmer als auch lichtschwächer als bei den RCB-Sternen. Daher könnte es sich auch um normale Kohlenstoffsterne handeln, die gelegentlich Minima durchlaufen aufgrund eines Ausstoßes einer Staubwolke[2].

Etwa ein Drittel der optischen Strahlung wird vom zirkumstellaren Staub absorbiert und wieder im Infraroten emittiert. Die Infrarotstrahlung ist in erster Näherung die zweier schwarzer Körper mit Temperaturen von 400 bis 900 Kelvin sowie 30 bis 100 K. Während die wärmere Temperatur den Staubwolken zugeschrieben wir, die auch die tiefen Helligkeitsminima verursacht, liegt die kühlere Komponente in großem Abstand vom RCB-Stern. Es könnte sich dabei um kondensierte Bestandteile vom Sternwind des Vorläufersterns des R-Coronae-Borealis-Sterns handeln. Weiterhin sind im infraroten Spektrum bei DY Cen und V854 Cen polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe sowie einfache Buckminster-Fulleren C60 nachgewiesen worden[3].

Ursache der Veränderlichkeit

Ein Helligkeitsminimum ist die Folge eines Ausstoßes von Materie vom Stern, der in einiger Entfernung zu Staub kondensiert. Der Staub verdeckt den Stern in unserer Sichtlinie. Diese Annahme wird durch Polarisationsmessungen unterstützt, wobei die Polarisation am Beginn des Minima zunimmt. Im weiteren Verlauf beschleunigt der Strahlungsdruck den Staub und transportiert ihn in den interstellaren Raum. Eine ausgestoßene Wolke umhüllt nicht den ganzen Stern, sondern überdeckt nur einen kleinen Raumwinkel. Daher ist die Variation der Helligkeit im Infraroten nicht mit den Minima im Optischen korreliert.

In welchem Abstand vom R Coronae Borealis-Stern der Staub kondensiert ist offen. Die Beobachtungen legen eine Entfernung von nur zwei Sternradien nah. Allerdings ist die Temperatur dort zu hoch für die Kondensation von Graphitteilchen. Erst in 20 Sternradien sind die Bedingungen zur Staubbildung geeignet.

Entwicklung

R Coronae Borealis-Sterne sind selten. Trotz einer hohen Entdeckungswahrscheinlichkeit aufgrund der großen Amplitude des Lichtwechsels sind nur etwas 100 RCBs bekannt und in der gesamten Milchstraße dürfte ihre Anzahl weniger als 1000 betragen. Sie stellen daher entweder einen seltenen Ablauf in der Sternentwicklung da oder das Phase ist sehr kurzlebig. Weiterhin sind sie alt und von einer im Infraroten nachweisbaren Staubhülle umgeben. Diese muss 105 Jahre vor dem RCB-Stadium abgestoßen worden sein. Aus den Pulsationen wurde auf eine Masse von 0,7 bis 0,8 Sonnenmassen geschlossen.

Es sind zwei Hypothesen zur Entstehung der R Coronae Borealis-Sterne in der Diskussion. Es handelt sich um das Modell des finalen Heliumblitzes sowie der Verschmelzung zweier weißer Zwerge.

  • Beim finalen Heliumblitz handelt es sich um das letzte Aufbäumen eines einzelnen weißen Zwerges vor dem endgültigen Abkühlen. Demnach zündet die heliumreiche Schicht des weißen Zwerges noch einmal und der äußere Hülle bläht sich auf.
  • Beim Verschmelzen zweier weißer Zwerge, eines Heliums- und eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Weißen Zwerges, entsteht der Überriese in einem ehemaligen Doppelsternsystem. Die beiden weißen Zwerge haben sich angenähert unter der Abstrahlung von Gravitationswellen. Der massenärmere Stern ist zerrissen worden und ein Teil dient als Brennmaterial für eine heliumbrennende Schicht. Der andere Teil des zerrissenen Begleiters bildet die Hülle des Überriesen. Diese Hypothese wird durch die Häufigkeit von 18O und von Fluor in den Atmosphären von R-CrB-Sternen unterstützt[4].

Extreme Helium-Sterne

Extreme Helium-Sterne (EHe) teilen viele Gemeinsamkeiten mit den R Coronae Borealis-Sternen. Was ihnen dagegen fehlt ist der halbregelmäßige Lichtwechsel, die tiefen Minima und ein Infrarotexzess durch ausgestossene Wolken aus Kohlenstoff. Die Spannweite ihrer Temperaturen reicht von 9000 bis 35000° K und liegt damit höher als bei den RCBs. Die EHe haben weiterhin einen im Mittel um einen Faktor 10 niedrigeren Anteil an Wasserstoff in ihren Atmosphären. Es wird vermutet, dass die EHe die Nachfolger der RCBs sind und sich nach dem Verlust ihrer Atmosphäre zu weißen Zwergen weiterentwickeln.

Staubinduzierte Minima bei anderen Veränderlichen Sternen

Neben den R Coronae Borealis-Sternen werden durch Staubwolken in der Sichtlinie erzeugte Minima noch bei den folgenden Sternenklassen beobachtet:

Bei diesen Sternklassen sind entweder Pulsationen wie bei den R Coronae Borealis-Sternen oder Wind-Wind-Kollisionen in Doppelsternsystemen die Ursache für die Kondensation von Staub.

Bekannte R Coronae Borealis-Sterne

R CrB, RY Sgr, SU Tau, Z UMi

Einzelnachweis

  1. Geofrey C. Clayton et al: The Dust Properties of Two Hot R Coronae Borealis Stars and a Wolf-Rayet Central Star of a Planetary Nebula: in Search of a Possible Link. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1106.0563v1.
  2. P. Tisserand et al: New Magellanic Cloud R Coronae Borealis and DY Per type stars from the EROS-2 database: the connection between RCBs, DYPers and ordinary carbon stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009, arXiv:0905.3224v1.
  3. D. A. Garcıa-Hernandez, N. Kameswara Rao, David L. Lambert: Dust around R Coronae Borealis stars: I. Spitzer/IRS observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1107.1185v1.
  4. P. Tisserand, L. Wyrzykowski, P.R. Wood, A. Udalski, M.K. Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, I. Soszyński, O. Szewczyk, K. Ulaczyk, R. Poleski: New R Coronae Borealis stars discovered in OGLE-III Galactic Bulge fields from their mid- and near- infrared properties. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1007.0800v2.

Literatur

  • C G. C. Clayton: The R Coronae Borealis Stars]. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 108, 1996, doi:10.1086/133715.
  • C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. J.A. Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  • J.R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  • B. Miszalski, J. Mikołajewska, J. Köppen, T. Rauch, A. Acker, M. Cohen, D. J. Frew, A. F. J. Moffat, Q. A. Parker, A. F. Jones, A. Udalski: The influence of binarity on dust obscuration events in the planetary nebula M 2-29 and its analogues. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1101.4959.

Siehe auch

Weblinks


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