- Roter Überriese
-
Ein Roter Überriese (engl.: red super giant, RSG) ist ein sehr ausgedehnter Stern, der am Ende seiner Entwicklung angelangt ist.
Größenvergleich bekannter Sterne und Planeten. Rote Überriesen finden sich im Bildabschnitt Nr. 5 und Nr. 6
Hubble-Aufnahme des roten Überriesen Beteigeuze.Inhaltsverzeichnis
Charakteristika
Er ähnelt in seiner Erscheinung einem Roten Riesen, ist jedoch wesentlich größer und massereicher. Ein Überriese kann die 10- bis 50-fache Masse und einen bis zu 1000-fach so großen Radius wie unsere Sonne besitzen. Die Helligkeit kann bis auf mehrere 10000-fache Sonnenleuchtkraft anwachsen.[1]
Entwicklung
Nach Ende seines Wasserstoffbrennens, sinkt der Strahlendruck und es überwiegen die Gravitationskräfte und machen sich in einer Kontraktion des Kerns bemerkbar und erhitzen diesen auf über 100 Mio. Kelvin. Unter dieser Temperatur erreicht der Stern das Heliumbrennen im Kern des Sterns. Der nächste Brennvorgang, das Kohlenstoffbrennen, setzt ab 500 Millionen Kelvin ein. Weitere Sterne ab 13 Sonnenmassen erreichen das Neonbrennen und darüber hinaus weitere Stufen der Nukleosynthese. Die immer noch vorhandene Wasserstoffbrennzone setzt sich langsam Richtung Sternoberfläche fort.[2][3]
Durch die Störung des inneren Gleichgewichts steigt der Gasdruck im Inneren des Sterns. Dies führt zu einer Ausdehnung der äußeren Gasschichten, die dabei abkühlen, und Licht überwiegend im rötlichen Spektralbereich abstrahlen. Die Ausdehnung erreicht ihr Maximum, wenn der Stern sein inneres Gleichgewicht gefunden hat. Diese kann bis zum tausendfachen Radius unserer Sonne reichen. Zum Vergleich, in unserem Sonnensystem würde dies in etwa der Jupiterumlaufbahn entsprechen, also etwa dem 5,2-fachen der Erdbahn.[4]
Bis der Stern das Hertzsprung-Russell-Diagramm (kurz HRD) im Überriesen-Bereich erreicht, verliert er etwa 25 % bis 33 % (empirisch unsicherer Parameter) seiner Masse. Dies ist der Punkt, bei dem die meisten Riesen im HRD nach unten abfallen und es nicht zum Überriesen schaffen.[5]
Ein Stern durchläuft die Phasen im HRD oft mehrmals, wird zum Roten (Über-)Riesen und fällt wieder zurück, wenn es ihm gelingt, sich kurzzeitig zu stabilisieren. Bei diesen Masseauswürfen verliert der Stern unter Umständen bis zu einigen Zehnteln Sonnenmasse, so dass sich daraus planetare Nebel bilden können. Weiterhin bestimmt der Masseverlust auch das Endstadium des Sterns, wie beispielsweise das Ende als Neutronenstern oder Schwarzes Loch.[6]
Beispiele
Beteigeuze und Antares A sind bekannte Rote Überriesen. Der bislang größte bekannte Stern VY Canis Majoris hat den 1800 bis 2100-fachen Durchmesser der Sonne.[7]
Name Masse Radius Leuchtkraft Antares (α Sco A) 15–18 M☉ 820 R☉ 90.000 L☉ Beteigeuze (α Ori) 20 M☉ 1000–950 R☉ 135.000 L☉ Granatstern (μ Cep) 25 M☉ 1420 R☉ 350.000 L☉ 119 Tauri 15–18 M☉ 600 R☉ 50.000 L☉ VV Cephei A 25–40 M☉ 1900–1600 R☉ 275.000–575.000 L☉ VY Canis Majoris 30–40 M☉ 2100–1800 R☉ 400.000–500.000 L☉ Siehe auch
Weblinks
Commons: Roter Überriese – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien- Roter Überriese speit Materie
- Sterne - Entwicklung und Ende (auch für Fachfremde) (Uni Mainz)
- Entstehung eines massereichen Sternes (Uni Erlangen)
Einzelnachweise
- ↑ Rote Riesen auf Sternenecke.ch
- ↑ [A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos Seite Seite 299 (7.A)]
- ↑ [Joachim Hermann: dtv-Atlas zur Astronomie Seite 189]
- ↑ [Hans-Ulrich Keller: Astrowissen S. 173]
- ↑ [A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos Seite Seite 295-299 (7.A)]
- ↑ [A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos Seite Seite 297-302 (7.A)]
- ↑ VY Canis Majoris auf universetoday.com
Kategorien:- Sternklasse
- Roter Überriese
Wikimedia Foundation.
