Kohlenstoffstern

Kohlenstoffsterne (engl. carbon stars) sind späte Riesensterne, ähnlich roten Riesen oder gelegentlich roten Zwergen, deren optischen Spektren von Banden aus Kohlenstoffverbindungen dominiert werden.

Im Gegensatz zu ‚normalen‘ Roten Riesen enthalten die Atmosphären der Kohlenstoffsterne mehr Kohlenstoff als Sauerstoff. Aufgrund der hohen Affinität dieser beiden Elemente bilden sich bevorzugt in den kühlen äußeren Schichten der Sterne Kohlenmonoxid. Da Kohlenmonoxid über keine Spektrallinien im optischen Spektrum verfügt dominieren bei den ‚normalen‘ Roten Riesen Metalloxid-Verbindungen. Dabei handelt sich meist um Titanoxid.

Bei Kohlenstoffsternen bilden die nicht oxidierten Kohlenstoffatome C₂, C₃, CH, CN-Moleküle und SiC₂. Die „rußige“ Atmosphäre streut und absorbiert den blauen und gelben Anteil im Licht. Dies führt zu einer ausgesprochen roten Erscheinung für Beobachter.

In „normalen“ Sternen (wie die Sonne) enthält die Atmosphäre mehr Sauerstoff als Kohlenstoff. Gewöhnliche Sterne, die nicht die Ausprägung bzw. Eigenschaften von Kohlenstoffsternen besitzen, werden zur Unterscheidung Sauerstoffsterne (engl. oxygen stars) genannt.

Spektrum

Die spektrale Charakteristik dieser Sterne wird charakterisiert durch die Swan-Banden vom C₂. Daneben finden sich noch weitere schwere Elemente, die als Nebenprodukte des Heliumbrennens und durch den s-Prozess im Sterninneren entstanden sind. Sie wurden durch Durchmischungsprozesse an die Oberfläche transportiert. Dazu gehören insbesondere Lithium und Technetium, die in alten Sternen sonst nicht nachgewiesen werden können.

Als Spektralklassifikation wird heutzutage meist das Morgan-Keenan System verwendet, welches die Kohlenstoffsterne parallel zu den normalen Roten Riesen anordnet. Eine Spektralklasse von C5,4 (oder C5,₄) beschreibt einen Kohlenstoffstern C mit einer Oberflächentemperatur 5 (siehe Tabelle unten) und einer Stärke der Swan-Banden mit dem Index 4.

Spektraltyp	C0	C1	C2	C3	C4	C5	C6	C7
Entspricht	G4-G6	G7-G8	G9-K0	K1-K2	K3-K4	K5-M0	M1-M2	M3-M4
Teff	4500	4300	4100	3900	3650	3450	---	---

Herkunft

Es gibt keine Kohlenstoffsterne in Sternentstehungsgebieten oder jungen offenen Sternhaufen. Daher wird angenommen, dass die Kohlenstoffatome sich in den späten Phasen der Sternentwicklung bilden. Eine Überhäufigkeit von Kohlenstoff in der Sternatmosphäre wird bei drei Klassen von Sternen beobachtet:

• Roten Riesen auf dem Asymptotischen Riesenast
• durch Massentransfer in Doppelsternsystemen
• die wasserstoffarmen Kohlenstoffsterne (Abk. HdC = Hydrogen deficit carbon stars) und Veränderlichen vom Typ RCB

Die klassischen Kohlenstoffsterne auf dem Asymptotischen Riesenast (Abk. AGB) sind ein Nebenprodukt des instabilen Heliumbrennens. In einer späten Phase auf dem AGB kommt es episodisch alle 10.000 bis 100.000 Jahre zu einer explosiven Zündung des Drei-Alpha-Prozess in einer Schale um den Kern. Der Stern gerät durch die zusätzliche Energieentstehung aus dem Gleichgewicht und durch Konvektion werden die neuentstandenen Elemente an die Sternoberfläche transportiert. Der Stern expandiert und das Heliumbrennen erlischt wieder. Neben dem Kohlenstoff werden auch kurzlebige radioaktive Isotope an die Sternoberfläche transportiert. Der Vorgang wird Helium-Blitz genannt.

Die zweite Klasse von Kohlenstoffsternen wird in Doppelsternsystemen gefunden. Hier durchläuft der Partner das oben beschriebene explosive Heliumbrennen und dehnt sich aus. Dabei wird seine Atmosphäre auf den Begleiter transferiert, der jetzt eine kohlenstoffreiche Atmosphäre aufweist. Der Spender verliert seine äußeren Schichten bei dem Transfer und erscheint als ein leuchtschwacher Weißer Zwerg.

Die dritte Gruppe der wasserstoffarmen Kohlenstoffsterne ist wenig verstanden. Es scheint sich nicht um Doppelsterne zu handeln und sie zeigen im Gegensatz zu den RCB-Sternen keinen Infrarotexzess.

Veränderlichkeit

Wie alle Roten Riesen sind auch die Kohlenstoffsterne mit einem Spektraltyp später als C4 veränderlich. Im Vergleich zu den Sauerstoffsternen ist die Amplitude bei vergleichbaren Spektraltyp geringer, da die Titanoxid und Zirkonoxid-Banden temperaturempfindlicher sind als die Swan-Banden. Typischer Vertreter der Kohlenstoffsterne sind La Superba = Y Canum Venaticorum, Crimsons Stern = R Leporis, IRC+10216 = CW Leonis sowie RU Camelopardalis, der ehemalige Cepheid.

Ebenfalls zu den Kohlenstoffsternen gehören die R-Coronae-Borealis-Sterne. Die Veränderlichkeit dieser Sternklasse wird durch Rußwolken verursacht, die in unregelmäßigen Abständen von diesen wasserstoffarmen Sternen ausgestoßen werden. Die Rußwolken absorbieren das sichtbare Licht, welches dann im Infraroten abgestrahlt wird.

Literatur

• James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht. Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg u. a. 1994, ISBN 3-86025-089-2.
• Harm J. Habing, Hans Olofson (Hrsg.): Asymptotic Giant branch stars. Springer, Berlin u. a. 2004, ISBN 0-387-00880-2 (Astronomy and Astrophysics Library).