AGB-Stern

Die Entwicklung von Sternen unterschiedlciher Masse im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Der asymptotische Riesenast, abgekürzt als AGB, zeigt einen Stern mit zwei Sonnenmassen.

Ein AGB-Stern (engl. Asymptotic giant branch) ist ein entwickelter Stern mit circa 0,6 bis 10 Sonnenmassen in einer späten Entwicklungsphase. Die innere Struktur der Sterne auf dem asymtotischen Riesenast ist gekennzeichnet durch das Heliumbrennen und Wasserstoffbrennen in Schalen um einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die beim Drei-Alpha-Prozess des Heliumbrennens entstanden sind. Der Stern erscheint als ein Roter Riese mit starkem Massenverlust durch Sternwind bei veränderlicher Helligkeit^[1].

Entwicklung

Das AGB-Stadium wird von Sternen mit einer mittleren Masse durchlaufen, wobei die exakten Massengrenzen abhängig von der Metallhäufigkeit sind. Auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms findet die Energierzeugung durch Wasserstoffbrennen in der Kernregion statt. Ist der Wasserstoff in der Kernregion zu Helium fusioniert, verlagert sich das Wasserstoffbrennen in eine Schale um den Kern. Bei dem Fortschreiten des Wasserstoffbrennens wird der Stern sowohl kühler als auch leuchtkräftiger und wandert als Roter Riese den Roten Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms herauf.

Bei genügend massereichen Sternen erreicht der Kern eine Temperatur und Dichte, welche das Einsetzen des Heliumbrennens ermöglicht. Um das hydrostatische Gleichgewicht wiederherzustellen verschiebt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu höheren Temperaturen und niedrigerer Leuchtkraft. Bei der weiteren Entwicklung beginnt nach der Erschöpfung des Heliums im Kern ein Schalenbrennen des Heliums. Dabei wird der Stern leuchtkräftiger und zeigt an der Oberfläche niedrigere Temperaturen. Im HR-Diagramm nähert sich der AGB-Stern im Laufe der Entwicklung asymptotisch dem Roten Riesenast an, woher der Name asymptotischen Riesenast (engl. Asymptotic Giant Branch) stammt^[2].

Im Gegensatz zu der frühen Phase auf dem asymptotischen Riesenast erlischt in der thermischen Pulse-Phase (TP-AGB) das Heliumzonenbrennen. Nur alle 10.000 bis 100.000 Jahre kommt es zu einem Helium-Blitz, einem explosionsartigen Zünden des Heliumsbrennens. Der thermische Puls führt zu einem Verlöschen des Wasserstoffbrennens in der äußeren Schale und einer Durchmischung der Atmosphäre des Roten Riesens mit Elementen, die im s-Prozess erzeugt wurden. Außerdem expandiert der Durchmesser des AGB-Sterns für einen Zeitraum von einigen Tausend Jahren^[3].

Spektrum

Rote Riesen auf dem Asymptotischen Riesenast werden drei Spektralklassen zugeordnet:

• Bei der Spektralklasse M dominieren die Banden des Titanoxids
• Bei der Spektralklasse C werden die Swanbanden des C₂ nachgewiesen. Diese Sterne werden auch als Kohlenstoffsterne bezeichnet.
• Bei der Spektralklasse S dominieren die Banden des Zirkonoxids

Die Unterschiede in den Spektren werden gesteuert vom Verhältnis vom Kohlenstoff C zu Sauerstoff O. Durch die hohe chemische Affinität gehen die beiden Elemente bevorzugt eine Bindung als Kohlenstoffmonoxid, das im sichtbaren Spektrum nicht sichtbar. Besteht in der Atmosphäre des Sterns ein Überschuss an Kohlenstoff, so bilden sich Swanbanden der Kohlenstoffsterne. Ist das Verhältnis C/O < 1 geht der nicht im Kohlenmonoxid gebundene Sauerstoff eine Verbindung mit dem Titan als Titanoxid ein. Beträgt C/O ungefähr 1 dominieren die Zirkonoxidbanden bei den S-Sternen, da Zirkon eine stärkere Affinität zum Sauerstoff hatt als Titan^[4].

Rote Riesen auf dem asymptotischen Riesenast zeigen in ihren Spektren sowohl Lithium als auch ⁹⁹Technetium. Beide Isotope können erst vor kurzem durch Nukleosynthese entstanden sein. ⁹⁹Tc hat eine Halbwertzeit von 200.000 Jahren und Lithium wird durch Kernfusion bereits bei niedrigen Temperaturen zerstört. Sowohl der hohe Kohlenstoffanteil als auch der Nachweis von ⁹⁹Technetium und Lithium in den Atmosphären von AGB-Sternen wird als Indiz für eine dredge-up (dt. heraufbaggern) genannte Phase angesehen. Während der späten Helium-Blitze erfolgt der Energietransport in der Atmosphäre des Roten Riesens überwiegend durch Konvektion bis zur heliumbrennenden Zone und damit werden durch s-Prozesse erzeugte Elemente an die Oberfläche des Sterns transportiert^[5].

Veränderlichkeit

Alle AGB-Sterne zeigen eine veränderliche Helligkeit^[6]. Am Anfang der Entwicklung auf dem asymptotische Riesenast sind die Amplituden eher gering und die Helligkeitsänderungen unregelmäßig. Die traditionelle Klassifizierung im Laufe der Entwicklung als AGB-Stern verläuft von Langsam unregelmäßig veränderlicher Stern, Halbregelmäßig veränderlicher Stern, Mira-Stern und final zum OH/IR-Stern. Dabei pulsieren die ersten beiden Gruppen in der ersten und/oder höheren Oberschwingungen, während die Mira- und OH/IR-Sterne die größte Amplitude in der Grundschwingung haben. Mit der Entwicklung auf dem asymptotischen Riesenast nimmt der Durchmesser der Roten Riesen zu und damit auch die Periode der pulsierenden veränderlichen Sterne.

Auf einen thermischen Puls, dem explosiven Zünden des Heliumzonenbrennen, reagiert ein AGB-Stern mit einer raschen Expansion und nachfolgender Kontraktion nach dem erneuten Erlöschen des Heliumbrennens. Die Radiusänderungen sollten sich in einer raschen Periodenänderung niederschlagen und die Mira-Sterne R Aql, T UMi, R Hya, BH Cru und W Dra gelten als Kandidaten für einen kürzlich erfolgten thermischen Puls^[7]. Diese Hypothese ist nicht unumstritten, da es keine Korrelation zwischen den Periodenänderungen und dem Auftreten von sekundären Indikatoren eines thermischen Pulses existiert wie eine Anstieg der Häufigkeit der Elemente Lithium und ⁹⁹Technetium in den Atmosphären der AGB-Sterne^[8].

Der Mechanismus, welcher die Atmosphäre der AGB-Sterne in Schwingungen versetzt, ist der Kappa-Mechanismus wie bei den Cepheiden. Allerdings wird die Strahlungsenergie in der Ionisationszone des Wasserstoffs temporär gespeichert, während dies bei den meisten pulsierenden Veränderlichen die Ionisationszone des Heliums ist. Die zwischengespeicherte Energie läuft als Schockwelle durch die ausgedehnte Atmosphäre des Roten Riesens und beschleunigt einen Teil des Gases aus dem Gravitationsfeld des Stern hinaus^[9].

Etwa 30% aller pulsationsveränderlicher AGB-Sterne zeigen eine überlagerte Modulation des Pulsationslichtwechsels, die als long secondary period (auf deutsch etwa Lange Zweitperiode) bezeichnet wird. Diese Modulation tritt fast immer in Form von Minima unterschiedlicher Tiefe von Zyklus zu Zyklus auf und hat eine Länge von 250 bis 1400 Tagen. Das Verhältnis der long secondary period zur primären Pulsationsperiode liegt im Bereich von 8 bis 10. Die Beobachtungsdaten schließen als Ursache sowohl eine überlagerte Pulsation als auch elliptische oder Bedeckungsveränderlichkeit durch eine Doppelsternnatur aus. Wahrscheinlich handelt es sich bei den Minima der long secondary period um eine Lichtabsorption in Staubwolken, die durch einen Massenausstoß des AGB-Sterns in eine zirkumstellare Umlaufbahn um den Roten Riesen befördert wurden^[10],^[11].

Massenverlust

Die Pulsationen transportieren in Dichtewellen Material in die äußere Atmosphäre des Roten Riesen, welches dort überwiegend zu Karbiden kondensiert. Die Karbide lagern sich aneinander an und bilden makroskopische Staubteilchen, die durch den Strahlungsdruck auf Geschwindigkeiten von circa 10 km/s beschleunigt werden. Durch Kollisionen werden auch die atomaren Bestandteile der zirkustellaren Hülle mitgerissen und es bildet sich während eines Zeitraums von ungefähr einer Million Jahre eine Zone mit einem Durchmesser von einigen 10 Lichtjahren aus dem prozessierten Material des AGB-Sterns an. Der stärkste Massenverlust tritt zum Ende der AGB-Phase auf und erreicht bei OH/IR-Sternen Werte von bis zu 10^-4 Sonnenmassen pro Jahr. Die AGB-Sterne sind mit einer dichten Hülle umgeben und können aufgrund der hohen Extinktion nur noch im Infraroten nachgewiesen werden. In entwickelten AGB-Sternen wie den OH/IR-Sternen und Mira-Sternen sind die Bedingungen vorhanden um einen natürlichen Maser entstehen zu lassen. Es handelt sich dabei um nicht thermische Strahlung des OH, Wasser und Siliziumoxid mit einem U-förmigen Linienprofil bei einer Strahlungstemperatur von mehr als 10⁶ Grad. Die Besetzung der moelkularen Energieniveau erfolgt durch Absorption von Infrarotstrahlung des warmen Staubs und die Maserstrahlung folgt den Helligkeitsvariationen im Infraroten.

AGB-Sterne sind noch vor den Novae und Supernovae die wichtigste Quelle für die Anreicherung des interstellare Medium mit schweren Elementen und damit verantwortlich für eine höhere Metallizität von nachfolgenden Sterngenerationen. Der Massenverlust beendet die AGB-Phase, wenn die äußere Atmosphäre bis auf eine dünne wasserstoffreiche Schicht abgeworfen wurde^[12], ^[13].

Post-AGB-Entwicklung

Der Stern verlässt den asymptotischen Riesenast, wenn durch den Massenverlust die Atmosphäre auf einen Wert von nur noch einem hundertstel Sonnenmassen geschrumpft ist. Daraufhin schrumpft der Radius und das Post-AGB-Objekt bewegt sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach links zu höheren Temperaturen. Die Geschwindigkeit der Entwicklung ist dabei abhängig von der im Kern des Sterns konzentrierten Masse und liegt bei 10⁴ bis 10⁵ Jahren. Ein Post-AGB-Stern ist ein Riese bis Überriese mit einer Spektralklasse B bis K und einem starken Infrarotexzess. Der Infrarotexzess entsteht durch die Absorption und Reemission der Strahlung des Sterns in der ausgedehnten zirkumstellaren Hülle, die durch den vorangegangenen Massenverlust entstanden ist. Die Post-AGB-Sterne kreuzen den Instabilitätsstreifen auf ihrem Weg zu höheren Temperaturen und fangen wieder an zu pulsieren als Gelber Riese. Auch die RV Tauri-Sterne mit ihren charakteristischen abwechselnd tiefen und flachen Minima werden zu den Post-AGB-Objekten gezählt. Die Entwicklung zu höheren Temperaturen wird beschleunigt durch einen strahlungsdruckgetriebenen Massenverlust, durch den aufgrund von s-Prozessen entstandene Elemente in der Atmosphäre freigelegt werden^[14], ^[15]. .

Der bipolarer Planetarische Nebel (M2-9)

Nicht alle Post-AGB-Sterne entwickeln sich zu Planetarischen Nebeln. Ein Planetarischer Nebel ist ein Emissionsnebel mit einem charakteristischen Durchmesser von ungefähr einem Lichtjahr, bei dem die während der AGB-Phase abgeströmte Materie durch einen mehrere 100.000 K heißen Zentralstern zur Strahlung angeregt wird. Nur schwere Post-AGB-Sterne können ihre Atmosphäre schnell genug mit Hilfe des Strahlungsdrucks abwerfen um die erforderlichen hohen Temperaturen zu erreichen bevor die auf dem asymptotischen Riesenast abgeworfene Materie sich zu weit vom Zentralstern entfernt hat. Ein alternativer Entwicklungsweg liegt vor, wenn die äußere Atmosphäre eines Roten Riesens beschleunigt abströmt aufgrund einer Interaktion in einem Doppelsternsystem während einer Gemeinsamen-Hüllen-Phase. Diese Hypothese erklärt auch die vielfach beobachtete bipolare Struktur vieler Planetarischer Nebel^[16].

Später thermischer Puls

Sternentwicklungsrechnungen lassen erwarten, dass circa ein Viertel aller Post-AGB-Sterne einen letzten thermischen Puls durchlaufen. Da in dieser Entwicklungsphase die Atmosphäre des Sterns nur noch über eine Masse von einem hundertstel Sonnenmassen verfügt führt das explosive Zünden des Heliumbrennens zu einer raschen Expansion der Hülle des Sterns. Der Durchmesser schwillt wieder auf Werte vergleichbar dem eines Roten Riesens an und die Temperatur sinkt ab auf Werte von 3000 K ab. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm wandert der Post-AGB-Stern aus dem Bereich der Zentralsterne Planetarischer Nebel zum Roten Riesenast in einem Zeitraum von einigen Jahren bis Jahrzehnten. Diese rasche Entwicklung wird als wiedergeborender Stern (engl. born again star) bezeichnet^[17].

Neben der Wandlung zu einem Roten Riesen zeigen die Entwicklungsrechnungen einen Anstieg des Anteils von Kohlenstoff und anderer Elemente aus dem s-Prozess als Folge des Helium-Flash in der Atmosphäre der wiedergeborenden Sterne. Zu diesem Stadium der Sternentwicklung werden die Veränderlichen V605 Aquilae, FG Sagittae und V4334 Sagittarii (Sakurais Objekt) gezählt. Sie sind innerhalb von Jahren oder Jahrzehnten einmal quer durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm gewandert, haben sich von einem blauen Objekt in einem Roten Riesen gewandelt und liegen in einem Planetarischen Nebel, der sich während der letzten Phase auf dem asymptotischen Riesenast gebildet hat. Der hohe Kohlenstoffgehalt in ihren Atmosphären führt zu tiefen Minima wie bei den R-Coronae-Borealis-Sternen^[18]. Da das Heliumbrennen schnell wieder erlischt, wandert der Stern nach dem durch den Strahlungsdruck bedingten Verlust seiner Atmosphäre zurück in den Bereich der Zentralsterne Planetarischer Nebel innerhalb einiger hundert Jahre. Die wasserstoffarme Atmosphäre wird als Wolf-Rayet-Stern klassifiziert und die 10% der Zentralsterne Planetarischer Nebel mit einem Spektraltyp WN oder WC werden als die Nachfolger von wiedergeborenden Sternen angesehen^[19].

Diffusion-induzierte Nova

Während es beim späten thermischen Puls zu einem erneuten Zünden des Heliumbrennens in einem Helium-Blitz kommt kann in der Nach-AGB-Phase auch das Wasserstoffbrennens nach dem CNO-Zyklus erneut zünden. Auf der Abkühlbahn vom AGB zum Weißen Zwerg trennen sich die chemischen Elemente mittels gravitativer Trennung auf. Es entsteht eine wasserstoffreiche äußere Atmosphäre, eine heliumreiche Mittelschicht und darunter eine Schicht mit den Elementen, die beim Heliumbrennen entstanden sind. Dies sind insbesondere Kohlenstoff(C), Stickstoff(N) und Sauerstoff(O). Zu einer diffusion-induzierte Nova kann es kommen, wenn ein später thermischer Puls die Dicke der Heliumschicht stark reduziert hat und beim Abkühlen des Weißen Zwerges mittels Konvektion Wasserstoff aus der äußeren Atmosphäre in die CNO-Schicht gemischt wird. Aufgrund der hohen Dichte reichen die Temperaturen zu einem erneuten Zünden des Wasserstoffbrennens und es entsteht wie beim späten thermischen Puls erneut ein später Riese. Simulationsrechnungen zeigen das Wandern des Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm innerhalb von einem Jahrzehnt von einem Weißen Zwerg zu einem gelben Überriesen. Eine diffusion-induzierte Nova unterscheidet sich von einem späten thermischen Puls durch das Fehlen eines Planetarischen Nebels und einem Ausstoß von wasserstoffreicher Materie. Die seltsame langsame Nova CK Vul gilt als Kandidat für eine diffusion-induzierte Nova^[20].

Einzelnachweis

1. ↑ A. Weigert, H.J. Wendker, L. Wisotzki: Astronomie und Astrophysik: Ein Grundkurs. 5. überarbeitete und erweiterte Auflage Auflage. Wiley VCH, Weinheim 2009, ISBN 978-3-527-40793-4.
2. ↑ A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. 7. überarbeitete und erweiterte Auflage Auflage. Springer Verlag, Berlin 2006, ISBN 978-3540421771.
3. ↑ H. Scheffler, H. Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. 2. überarbeitete und erweiterte Auflage Auflage. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1990, ISBN 978-3860256374.
4. ↑ James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. 1. Auflage. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg 1994, ISBN 978-3860250891.
5. ↑ H. J. Habing, H. Olofsson: Asymptotic Giant Branch Stars. 1 Auflage. Springer Verlag, Berlin 2003, ISBN 978-0387008806.
6. ↑ Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
7. ↑ K. Szatmáry, L. L. Kiss and Zs. Bebesi: The He-shell flash in action: T Ursae Minoris revisited. In: Astronomy & Astrophysics. 398, 2003, S. 277-284, doi:10.1051/0004-6361:20021646.
8. ↑ Stefan Uttenthaler et al.: The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1105.2198v1.
9. ↑ John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
10. ↑ C. P. Nicholls, P. R. Wood, M.-R. L. Cioni, I. Soszyńsk: Long Secondary Periods in variable red giants. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 399, Nr. 4, 2009, S. 2063–2078, doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x.
11. ↑ P. R. Wood and C. P. Nicholl: EVIDENCE FOR MASS EJECTION ASSOCIATED WITH LONG SECONDARY PERIODS IN RED GIANTS. In: The Astrophysical Journal. 707, Nr. 1, 2009, S. 573, doi:10.1088/0004-637X/707/1/573.
12. ↑ W. Nowotny, B. Aringer, S. Höfner and M. T. Lederer: Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust. In: Astronomy & Astrophysics. 529, Nr. A129, 2011, doi:10.1051/0004-6361/201016272.
13. ↑ T. Lebzelter and P. R. Wood: Long period variables and mass loss in the globular clusters NGC 362 and NGC 2808. In: Astronomy & Astrophysics. 529, Nr. A137, 2011, doi:10.1051/0004-6361/201016319.
14. ↑ Hans Van Winckel: Post-AGB Stars. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 41, 2003, doi:10.1146/annurev.astro.41.071601.170018.
15. ↑ H. Van Winkel: Why Galaxies Care about Post-AGB stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1105.2615v1.
16. ↑ Sun Kwok: The Origin and Evolution of Planetray Nebulae. In: Cambridge Astrophysics Series. Nr. 31, Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-3-521-03907-9.
17. ↑ Herbert. H. B. Lau, Orsola De Marco, X. W. Liu: V605 Aquilae: a born again star, a nova or both?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arXiv:1009.3138.
18. ↑ Falk Herwig: Modeling the evolution of Sakurai's Object. In: Astrophysics and Space Science. 279, 2002, S. 103-113, doi:10.1023/A:1014660325834.
19. ↑ Asplund, M.; Lambert, D. L.; Kipper, T.; Pollacco, D.; Shetrone, M. D.: The rapid evolution of the born-again giant Sakurai's object. In: Astronomy and Astrophysics. 343, 1999, S. 507-518.
20. ↑ Marcelo M. Miller Bertolami, Leandro G. Althaus, Carlos Olano, Noelia Jimenez: The diffusion-induced nova scenario. CK Vul and PB 8 as possible observational counterparts. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1103.5455.