Ich hab erst vor kurzem über sterbende Sterne und ihre Verwandlung in rote Riesen geschrieben. Genau so einen roten Riesenstern haben Astronomen nun mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) beobachtet. Und dabei sind sie auf sehr überraschende Ergebnisse gestoßen.

Warum sich ein Stern am Ende seines Lebens aufbläht, ist leicht zu verstehen. Ein Stern wird durch zwei grundlegende Kräfte geprägt. Das ist einmal die Gravitationskraft. Ein Stern ist eine große Kugel aus Gas, die unter ihrem eigenen Gewicht zusammenfallen möchte. Die Gravitation stellt also eine nach innen gerichtete Kraft dar. Überlässt man den Stern sich selbst, dann fällt er immer weiter in sich zusammen und wird immer dichter. Das ist auch bei seiner Geburt passiert: Eine große Gaswolke kollabierte und wurde immer dichter. Wenn sich die Dichte erhöht, dann wird es dort aber auch heißer. Irgendwann wird es so heiß, dass in seinem Zentrum die Kernfusion einsetzt. Jetzt entsteht im Stern Energie und Strahlung. Diese Strahlung dringt von innen nach außen und erzeugt einen Strahlungsdruck. Das ist die zweite Kraft, die das Leben eines Sterns bestimmt und sie wirkt nach außen. Die Gravitation wirkt nach innen und will den Stern komprimieren, der Strahlungsdruck wirkt nach außen und will ihn aufblähen. Bei einem normalen Stern wie unserer Sonne halten sich beide Kräfte die Waage, der Stern bleibt stabil und ändert seine Größe kaum. Das bleibt auch so, zumindest so lange, bis dem Stern irgendwann der Brennstoff ausgeht. Wenn keine Kernfusion mehr stattfindet, fällt auch der Strahlungsdruck weg. Die Gravitation gewinnt die Oberhand und der Stern beginnt zu kollabieren. Dadurch wird sein Zentrum wieder dichter und heißer. So heiß, dass nun andere Arten der Kernfusion einsetzen können. Der heißere Stern kann nun auch andere Atome als Brennmaterial benutzen und erneut Strahlung erzeugen; sogar mehr als zuvor. Der Strahlungsdruck setzt wieder ein und besiegt die Gravitation. Der Stern bläht sich enorm auf und wird ein roter Riese.

Diese neue Fusionsphase läuft aber nicht so schön gleichmäßig ab wie es beim Normalbetrieb des Sterns der Fall war. So wie ein Motor zu stottern anfängt, bevor er endgültig den Geist aufgibt, sind auch die letzten Momente im Sternenleben etwas holprig. Es gibt immer wieder sogenannte thermische Pulse in denen der Strahlungsdruck besonders stark ist. Alle 10000 bis 50000 Jahre gibt es eine kurzen, wenige hundert Jahre dauernde Puls. Dabei bläst der Stern die äußeren Schichten seiner Atmosphäre ins All – und verliert sie am Ende ganz, so dass schließlich nur noch der dichte und kompakte Kern übrig bleibt in dem keine Fusion mehr stattfindet. Der rote Riese wurde zu einem weißen Zwerg und hat sein Leben damit beendet.

So weit ist R Sculptoris aber noch nicht. Dieser Stern, der sich am Südhimmel im Sternbild Bildhauer befindet, ist noch ein roter Riese. Er wurden mit dem Atacama Large Millimeter/submillimeter Array beobachtet. Das ist eine große Anlage aus Antennen die sich in über 5000 Meter Höhe auf dem Chajnantor-Plateau in der Atacamawüste in Chile befindet. Wie der Name schon sagt, kann man damit Licht beobachten, das eine Wellenlänge im Millimeter bzw. Submillimeterbereich hat. Das ist zu lang, damit wir es mit unseren Augen sehen können. Aber um die äußeren Schichten eines sterbenden Sterns zu beobachten, genau richtig. Denn das abgestoßene Material wird vom zentralen Stern angestrahlt, aufgeheizt und gibt Wärmestrahlung ab, die genau die richtige Wellenlänge hat, um mit ALMA beobachtet zu werden.

So sieht das Bild aus, dass die Astronomen gemacht haben:

Man erkennt hier nicht nur sehr schön das ganze Material, dass der Stern im Laufe der Zeit ausgestoßen hat. Man erkennt auch deutlich, dass es sich in einer Spirale um den Stern angeordnet hat! Das alleine ist noch nicht so wahnsinnig dramatisch. Es sieht äußerst cool aus und ist ein klarer Hinweis darauf, dass R Sculptoris nicht alleine ist, sondern dass er Teil eines Doppelsternsystems ist. Der Begleitsstern sorgt mit seiner Anziehungskraft dafür, dass das abgestoßene Material sich in einer Spiralbahn vom Stern entfernt. Aber das wirklich interessante ist, was man aus dieser Spiralform lernen kann! Denn je nachdem wie schnell das Material vom Stern weggeblasen wird, sind die Abstände zwischen den Spiralbahnen größer oder kleiner. Die Aufnahme von R Sculptoris erlaubt es also, die zeitliche Entwicklung der Geschwindigkeit nachzuvollziehen, mit der der rote Riese seine Atmosphäre abgestoßen hat.

1 / 2 / Auf einer Seite lesen

Kommentare (16)

  1. #1 Daniel Fischer
    Königswinter
    12. Oktober 2012

    Es handelt sich nicht um thermische Emission, die hier beobachtet wurde, sondern um Linienemission, die bei einem Rotationsübergang des Kohlenmononxid-Moleküls (dem beliebtesten ‘Tracer’ in der Radioastronomie für Gas aller Art) in einen anderen abgestrahlt wird. Bei rund 0,9 mm Wellenlänge, also der ca. 2000-fachen des sichtbaren Lichts – und trotzdem hat das Bild (bei dem es sich um einen Schnitt durch einen Datenkubus für eine bestimmte Geschwindigkeit des Gases relativ zur Erde handelt) die Anmutung einer optischen Aufnahme: Das finde ich fast noch erstaunlicher als die Spirale an sich. Und ALMA war zum Zeitpunkt der Datengewinnung erst teilweise aufgebaut.

  2. #2 Florian Freistetter
    12. Oktober 2012

    @Daniel Fischer: ” Und ALMA war zum Zeitpunkt der Datengewinnung erst teilweise aufgebaut.”

    Hab ich im Artikel erwähnt.

    “Es handelt sich nicht um thermische Emission, die hier beobachtet wurde”

    Dann sag bitten den Leuten von der ESO Bescheid, damit sie ihre Pressemitteilung korrigieren. Da steht nämlich “Die ausgestoßene Hülle um AGB-Sterne besteht aus Gas und aus Staubkörnern. Der Staub kann aussfindig gemacht werden, indem man im fernen Infrarot oder bei Millimeter- und Submillimeterwellenlängen nach der Wärmestrahlung sucht, die er abgibt.”

  3. #3 JaJoHa
    12. Oktober 2012

    Spielt der Gasdruck (ideales Gas) gegenüber dem Strahlungsdruck keine Rolle oder ist in den Bereichen die Teilchendichte einfach zu gering?

  4. #4 DiddiZ
    12. Oktober 2012

    Kleiner Tippfehler, gegen Ende vom vorletzten Absatz ist “Sterne” klein geschrieben: “… später wieder neue sterne entstanden sind.”

  5. #5 Bruttl
    13. Oktober 2012

    @JaJoHa: Doch, in den allermeisten Sternen ist der Gasdruck die entscheidende Groesse. In das sogenannte hydrostatische Gleichgewicht, das die Balance zwischen nach innen gerichteter Gravitation und nach aussen gerichtetem Druck ausmacht, und das den Aufbau der Sterne beschreibt, geht der Gesamtdruck ein. Da ist immer der Gasdruck; manchmal ein signifikanter Anteil Stahlungsdruck zusaetzlich; in manchen Situationen beherrschende Anteile von Druck aufgrund entarteter Elektronen, oder sogar relativistisch entartetert Elektronen; oder in extremen Faellen von entarteten Neutronen. Auf der Hauptreihe (im uebigen auch waehrend der Sternentstehung) ist die dominierende Komponente ganz einfach der Gasdruck, selbst ganz im Inneren der Sonne noch. Erst bei den massereichsten Sternen “uebernimmt” der Strahlungsdruck. Fuer das Erreichen einer stabilen Konfiguration (eben des hydrostatischen Gleichgewichts) sind die Fusionsprozesse im Inneren eigentlich sogar erstmal unerheblich. Es ist nur so, dass zu dem Druckgradient, den das hydrostatische Gleichgewicht vorgibt, auch ein Temperaturgradient von innen nach aussen gehoert. Und am Rand des Sterns gibt es auch noch den Uebergang ins kalte Weltall: der Stern verliert also staendig Energie (Er leuchtet. Nein, echt jetzt! Kein Scherz!!). Diesen Energieverlust mus er wettmachen, und das funktioniert eben meist durch Anschalten der Kernfusion.

    Wenn es den Gasdruck nicht gaebe, wuerden ja auch Braune Zwerge, Jupiter etc. so lange in sich zusammenfallen, bis es selbst dort im Zentrum heiss und dicht genug waere, um dauerhaft Kernfusionsprozesse zu unterhalten. Tun sie aber nicht. Die kuehlen dann eben langsam aus, weil sie nicht “dauerhaft” (=so lange wie ein Stern) Energienachschub liefern koennen.

    Wie die Anteile Gasdruck/Strahlungsdruck in verschiedenen Tiefen von AGB-Sternen sind, weiss ich jetzt gar nicht genau. Sicher ist aber, dass der Stahlungsdruck in der Huelle einen grossen Anteil hat. Sogar einen so grossen, dass die Gravitation nichts mehr dagegen ausrichten kann, es gibt also kein hydro*statisches* Gleichgewicht mehr, sondern alles wird dynamisch: Es kommt zu Massenverlust. Das Zusammenspiel mit den thermischen Pulsen (Fusionsprozessen in Schalen) ist dann nochmal komplexer. Gibt man dem Stern jetzt noch einen Begleiter dazu, der den Massenverlust “in Form bringt”, sind wir beim Protagonisten dieses Artikels mit seinem spiralfoermigen Schmuck, der da so schoen portraitiert wurde.

  6. #6 Alderamin
    13. Oktober 2012

    @Bruttl

    Sicher ist aber, dass der Stahlungsdruck in der Huelle einen grossen Anteil hat. Sogar einen so grossen, dass die Gravitation nichts mehr dagegen ausrichten kann, es gibt also kein hydro*statisches* Gleichgewicht mehr, sondern alles wird dynamisch: Es kommt zu Massenverlust.

    Du scheinst vom Fach zu sein. Ich hab’ immer gelernt, dass der Masseverlust bei Roten Riesen hauptsächlich von Sternwinden verursacht wird. Spielen da nicht, wie beim Sonnenwind, Magnetfelder eine Rolle? Immerhin ist der Stern voll konvektiv, und konvektives Plasma sollte doch ordentliche Magnetfelder mit sich führen.

    Außerdem ist der Rote Riese so groß, dass außen im Vergleich zu einem Hauptreihenstern kaum noch Schwerkraft herrscht, dass sollte es einem heißen Gas leichter machen, dem Stern zu entkommen, schon alleine wegen der thermischen Bewegung. Spielt das nicht auch eine Rolle?

    Mich wundert, dass der Strahlungsdruck beim Massenverlust eine Rolle spielen soll, so weit außen im Stern. Ich kannte nur, dass Sterne je nach dem Zustand des Plasmas in der jeweiligen Tiefe entweder durch Strahlung oder durch Konvektion die Wärme transportieren und habe kürzlich noch gelesen, bei Roten Riesen wäre es Konvektion bis tief ins Innere.

  7. #7 JaJoHa
    13. Oktober 2012

    @Bruttl
    Die Frage stellte sich für mich, weil der Gasdruck ja linear mit T und \rho läuft, aber die Leistungsdichte für Emission (und der Strahlungsdruck glaube ich auch) mit Stefan-Boltzmann wie T^4 läuft.
    Und die Außenbereiche sind einerseits ja relativ dünn, andererseits allerdings auch nicht so heiß (rote Schwarzkörperstrahlung=”kühl”)

  8. #8 Bruttl
    13. Oktober 2012

    @JaJoHa: Kurze Antwort, “ja genau”, zusaetzlich zu meiner obigen Aussage, dass ich gerade nicht weiss, wie die Anteile Gasdruck/Strahlungsdruck in verschiedenen Tiefen von AGB-Sternen sind:

    http://www.file-upload.net/download-6689858/zustandsgleichung.jpg.html

    @Alderamin: Mehr Schein als Sein. Im Detail wird das jetzt zu kompliziert, weil ich natuerlich auch nochmal vereinfacht habe.
    Wichtige Aspekte sind aber:

    Ja, genau, aussen herrscht im Vergleich zu einem Hauptreihenstern kaum noch Schwerkraft, und da die Balance ja immer auf dem lokalen Druckgradient und der lokalen Schwerebeschleunigung basiert, wird es nach aussen hin zunehmend schwieriger, diese Bedingung zu erfuellen.

    Die Konkurrenz von Energietransport durch Strahlung (findet immer statt) und dem sehr viel effizienteren Energietransport durch Konvektion hat nicht direkt mit dem Strahlungsdruck als einem Anteil an der Zustandsgleichung zu tun. Wie die Energie vorwiegend nach aussen transportiert wird, haengt daran, wie steil der Temperaturgradient in der jeweiligen Tiefe gerade ist (Schwarzschild-Kriterium). Man kann aber problemlos hohen Strahlungsdruck und gleichzeitig keine Konvektion haben. Umgekehrt koennen Rote Riesen in vergleichsweise weiten Bereichen, von den kuehleren Schichten aussen bis tief hinein, Konvektion haben.

    Weiter: Der Sonnenwind ist ein Sternwind, ganz klar. Die Beschleunigung des Sonnenwindes ist ein Thema fuer sich und wird ueber eine Argumentation, die ich auch nicht auswendig perat habe, bei der aber, so meine ich mich zu erinnern, die Temperaturinversion eine Rolle spielt, letztendlich auf das Problem der Koronaheizung zurueckgefuehrt. Und ja, da spielen Magnetfelder eine grosse Rolle, die Details sind aber noch nicht verstanden. Ausserdem gibt es schnellen und langsamen Sonnenwind, dazu noch die koronalen Massenauswuerfe, es sind vor allem diese Dinger, bei denen das Magnetfeld stark modifiert wird. Strahlungsdruck spielt in der Sonne keine Rolle.

    Die Sternwinde in Sternen auf dem asymptotischen Riesenast sind aber nochmal von einem ganz anderen Kaliber. Die Massenverlustraten sind um viele Groessenordnungen hoeher. Sogar so hoch, dass der Impulsuebertrag durch Kontinuumsstrahlung auf Materie allein nicht ausreicht, um die Zahlen zu erklaeren. Man braucht gezielten Impulsuebertrag durch in den Spektrallinien schwerer Elemente absorbierte Strahlung, um da auch nur annaehernd in den richtigen Bereich zu kommen, vielleicht auch Staub; vielleicht zusaetzliche mechanische Energie durch Instabilitaeten. Die Beschreibung oben, die sich an das Prinzip des Eddington-Limits anlehnt, war also schon vereinfacht. Dazu kommt einerseits, dass die Entstehung von diesen Sternwinden noch nicht vollstaendig verstanden ist, und ich hier andererseits auch die thermischen Pulse selbst nicht miteinbeziehe, von denen solche zusaetzliche mechanische Energie kommen koennte (da spekuliere ich nun selbst, ich weiss nicht, was die existierenden Modellrechnungen da genau dazu sagen, ich kenne das nur von Modellen fuer Wolf-Rayet-Sterne).

    Und nun muss ich mich leider trotz nicht erschoepfender Auskuenfte erstmal aus der Prokrastination verabschieden, meine 100 Stunden sind diese Woche noch nicht voll …

  9. #9 Bruttl
    13. Oktober 2012

    +1 fuer eine bequeme Vorschaufunktion.

  10. #10 Alderamin
    13. Oktober 2012

    @Bruttl

    Vielen Dank, Deine Kenntnisse scheinen wohl doch eher mehr Sein als Schein zu sein 🙂

    Deine Antwort zusammengefasst: Die Sternenwinde bei Roten Riesen sind also so stark wegen

    – der geringeren Gravitation an der Oberfläche und damit geringeren Kräften, die Teilchen zurückhalten könnten
    – Magnetfeldern im Plasma
    – aber vor allem wegen der Absorption von Strahlung durch Staub und schwere Elemente, d.h. den Strahlungsdruck, der immer vorhanden ist.

    Kühlere Riesen haben ja sogar Moleküle wie Titanoxid, das ist das Molekül, das in der Sonnenmilch die UV-Strahlung absorbiert, was es im Stern dann natürlich auch tut und somit sehr viel Impuls aufnehmen sollte.

    Wenn Du noch ein paar Minuten Prokrastination aufbringen könntest ;-): Wie kommt es eigentlich zu den thermischen Pulsen, die Florian oben erwähnt und wodurch die schönen planetarischen Nebel entstehen? Das ist ja wohl ein anderer Mechanismus als bei Pulsationsveränderlichen (wo er nur in der äußeren Atmosphäre statt findet) im Spiel, der direkt die Fusionsrate beeinflusst.

  11. #11 Florian Freistetter
    13. Oktober 2012

    @Alderamin: Eine Kurzerklärung zu den thermischen Pulsen findest du hier: http://de.wikipedia.org/wiki/Helium-Blitz#Helium-Blitz_auf_dem_Asymptotischen_Riesenast

  12. #12 Bruttl
    13. Oktober 2012

    @Alderamin: Die thermischen Pulse ganz kurz zusammengefasst: Wechsel zwischen Wasserstoffschalenbrennen (die meiste Zeit) und Heliumschalenbrennen (kurz, daher Helium-Blitz).

    Die Pulse sind in der Tat nicht zu verwechseln mit Pulsationen, ABER die mechanischen Instabiltaeten (=Pulsationen hier!) helfen in der Tat auch beim Abwerfen der Masse kraeftig mit, wie ich oben vage vermutet hatte und wie ich hieraus nun noch nachgelesen habe:

    https://www.cps-jp.org/~pschool/pub/2011-01-10/index.html

    -> Lecture II, Peter R. Wood, lecture Notes I+II wahlweise als pdf oder Video. Warnung: Danach hat man nur noch mehr Fragen! Und es zeigt warum man vereinfachen MUSS, wenn die zu erzaehlende Geschichte in einen einzelnen Blogpost passen soll!

  13. #13 Alderamin
    13. Oktober 2012

    @Florian & Bruttl

    Danke & Danke 🙂

    Ich bin immer wieder erstaunt, was man so alles über Sterne und ihr Innenleben herausgefunden hat, obwohl sie auch im größten Teleskop nur Lichtpunkte sind (bis auf sehr wenige Ausnahmen mit Interferometrie).

  14. #14 Bruttl
    13. Oktober 2012

    Grrrrr. Pausen sind gefaehrlich. Gerade eben, beim Waschmaschine ausraeumen …

    … fiel mir auf dass der Punkt Oberflaechenschwerebeschleunigung doch noch einen Nachtrag braucht. Es ist naemlich nicht so, dass der Wind mit staerker werdender Oberflaechenschwerebeschleunigung etwa versiegen wuerde. Tatsaechlich nimmt die Oberflaechenschwerebeschleunigung gegen Ende der AGB-Entwicklung immer mehr zu: die “Oberflaeche” des Sterns verschiebt sich nach innen, weil die Huelle ja nach und nach verloren geht, damit nimmt die Gravitation an der Oberflaeche also wieder zu (letztendlich bis hin zu den extremen Werten bei Weissen Zwergen, also dem uebrigbleibenden Kern). Der Wind (oder Superwind in diesem Stadium, um das treffender zu bezeichnen) wird dadurch aber nicht etwas schwaecher, ganz im Gegenteil: um dem Stern dennoch zu entkommen, muss sich seine Geschwindigkeit erhoehen, weil sich die Fluchtgeschwindigkeit von der Oberflaeche ja erhoeht hat. Und das passiert, und fuehrt zu einem immer schnelleren Wind, der dann auch zuvor abgestossene langsamere Schichten zusammenschieben und verdichten kann – was wiederum einige geometrische Aspekte in Planetarischen Nebeln erklaeren kann.

    Das fuehrt aber jetzt so langsam weg von der Situation in R Scu, wo das Material eben ganz klar durch die Effekte des thermischen Pulses ausgeworfen wurde.

  15. #15 JaJoHa
    13. Oktober 2012

    Ich denke die Frage passt hier halbwegs:
    http://en.wikipedia.org/wiki/V838_Monocerotis
    Finde ich sehr interessante Bilder, eine Frage dazu:
    Wenn ich annehme, das sich das Licht da isotrop ausbreitet liefert die Bilderfolge doch etwas ähnliches wie das Video oben, nur eben das die radiale Auflösung in der Reihenfolge der Bilder liegt (früheres Bild=weiter Innen)
    Oder ist da ein Fehler in der Überlegung?

  16. #16 Laie
    13. Oktober 2012

    Hallo zusammen,
    Ich bin ein blutiger Laie in diesem Fach, aber das Thema Astronomie interessiert mich schon seit meiner frühen Jugend, d.h. ein paar Jahrzehnte lang.
    Danke an alle , die sich hier an dieser regen Diskssion beteiligen, es macht auch mir Spaß mitzulesen.
    @Florian
    Ein großes Lob für dein Engagement auf all den Seiten hier rund um die ganzen Themenkomplexe und deine unermüdliche Anstrengungen für den normalen Menschenverstand und dein Einsatz gegen die Esotherik und die Weltuntergangsstimmung!