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Rote Riesen : Die Macht des Sternenstaubs

  • -Aktualisiert am

Forscher von der Europäischen Südsternwarte (Eso) haben bei unterschiedlichen Wellenlängen drei verschiedene Schichten in der Hülle eines langperiodisch veränderlichen Roten Riesen gleichzeitig untersucht. Und festgestellt: Massenverlust begrenzt die Lebensdauer von Roten Riesen.

          Wenn sonnenähnliche Sterne sich gegen Ende ihres langen Sternlebens zu Roten Riesen aufblähen, durchlaufen sie meist auch ein Entwicklungsstadium, das von starken Materieverlusten begleitet ist. Angeregt und gefördert wird dieser Prozess unter anderem durch Pulsationen, das heißt durch periodische Schwankungen des Durchmessers. Wie er im Detail abläuft, ist noch unklar - zumal sich über der „Oberfläche“ dieser Sterne, der Licht aussendenden Photosphäre, eine ausgedehnte Hülle befindet. Sie ist so groß, dass die Materie in den Außenbezirken nur noch eine schwache Anziehungskraft des Sterns verspürt und entsprechend leicht in die Umgebung entweichen kann.

          Eine internationale Gruppe von Forschern um Markus Wittkowski von der Europäischen Südsternwarte (Eso) hat jetzt erstmals bei unterschiedlichen Wellenlängen drei verschiedene Schichten in der Hülle eines langperiodisch veränderlichen Roten Riesen, eines sogenannten Mira-Sterns, gleichzeitig untersucht, um die Gesetze des Materieverlustes besser verstehen zu lernen.

          Zeiträume zwischen 80 und 1000 Tagen

          Wie sich die Durchmesser von Roten Riesen ändern, konnte man bislang wegen der großen Entfernungen meist nur indirekt aus den Helligkeitsschwankungen herleiten, die sich typischerweise über Zeiträume zwischen etwa 80 und 1000 Tagen erstrecken. Für die Erforschung des Sterns S Orionis haben die Wissenschaftler jetzt unter anderem das Interferometer des Very Large Telescope der Eso in Chile genutzt. Die Helligkeit dieses Sterns schwankt mit einer Periode von rund 420 Tagen fast um den Faktor 500. Wie die neuen Messungen ergeben haben, variiert der Durchmesser während der Lichtwechselperiode zwischen 7,9 und 9,7 Millibogensekunden. In der auf rund 1350 Lichtjahre geschätzten Entfernung des Sterns entspricht das rund 560 beziehungsweise 700 Millionen Kilometern oder etwa dem 400- bis 500-fachen Sonnendurchmesser.

          Die Infrarot-Beobachtungen im Bereich der Sternhülle bestätigten die Vorhersagen von Modellen, nach denen in der von dem Stern abströmenden Materie bereits einen Sternradius - in diesem Fall rund 300 Millionen Kilometer - von der Oberfläche entfernt Staubpartikeln entstehen. Die Rechnungen deuten darauf hin, dass es sich bei den Staubpartikeln vorwiegend um winzige Aluminiumoxidkörnchen (Korund) handeln dürfte. Wie die Beobachtungen außerdem ergaben, war die Staubdichte in der Sternhülle zur Zeit des Helligkeitsminimums am größten, um die Zeit des Helligkeitsmaximums dagegen deutlich geringer. In der Zwischenzeit rutschte die Innengrenze der Staubwolke überproportional weit nach außen. Für die Forscher ist dies ein deutlicher Hinweis darauf, dass die Staubproduktion nicht kontinuierlich verläuft, sondern in Schüben erfolgt.

          Abströmender Sternwind

          Für die Gaskomponente des abströmenden Sternwindes lieferten parallele Beobachtungen mit dem Very Long Baseline Array, einem Radiointerferometer aus insgesamt zehn 25-Meter-Teleskopen zwischen den Virgin Islands im Osten der Vereinigten Staaten und Hawaii im Westen, ein ganz anderes Bild. Die Forscher konnten einzelne Wolken aus Siliziumoxid-Molekülen ausmachen, die durch die Infrarotstrahlung des Sterns - und möglicherweise auch des abdriftenden Staubes - zur Aussendung von Maser-Strahlung im Gigahertz-Bereich angeregt werden.

          Die Wolken trieben mit einer Geschwindigkeit von etwa zehn Kilometern pro Sekunde radial nach außen und verließen schließlich den Bereich, in dem ihre Gasdichte und Energiezufuhr dazu ausreichen, Maserstrahlung zu erzeugen. Da ihre Gesamtzahl während der Pulsationsperiode nahezu unverändert blieb, müssen immer wieder neue Wolken von innen in diese „maserfähige“ Zone entsprechend nachgerückt sein. Die Gaskomponente des abströmenden Sternwindes scheint somit keinen vergleichbaren Schwankungen zu unterliegen.

          Noch ist unklar, welcher Prozess im Innern des Sterns für die zeitlich variable Freisetzung der staubbildenden Moleküle sorgt und ob er bei jeder Pulsation wirksam wird. Anschlussbeobachtungen sowie Messungen bei anderen Mira-Veränderlichen sind deshalb bereits geplant. Sie sollen zu einem besseren Verständnis der Endphase dieser Sternentwicklung beitragen. Da der Staub in der ausgedehnten Hülle eines roten Riesensterns in Folge der Reibungskopplung mit dem umgebenden Gas den Massenverlust des Himmelskörpers deutlich vergrößern kann, verkürzt eine zunehmende Staubproduktion die Lebenserwartung des Sterns beträchtlich.

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