WikiDer > Roter Überriese
Rote Überriesen sein Sterne mit einer Leuchtkraftklasse I (römisch), der von a Überriese. Das Spektralklasse ist Typ K oder M. Sie sind die größte bekannte Sterne in der Universum in Bezug auf die Volumen, obwohl sie nicht die meisten sind fest oder die meisten hell sind Sterne. Zwei der hellsten und bekanntesten roten Überriesen sind beteigeuze und Antares.
Einstufung
Ein Stern wird aufgrund seines Spektrums und seiner Leuchtkraftklasse als Überriese qualifiziert. Dieses System verwendet die Diagnose bestimmter spektral Emissionslinien, um die Oberflächengravitation eines Sterns zu bestimmen. Es ermöglicht auch, die Größe im Verhältnis zur Masse zu bestimmen. Größere Sterne haben bei einer bestimmten Temperatur mehr Leuchtkraft und werden daher in Gruppen eingeteilt.
Der Helligkeitsunterschied ist bei niedrigeren Temperaturen am deutlichsten, wo Riesensterne viel heller leuchten als Hauptreihensterne. Überriesen haben die schwächste Oberflächengravitation. Dies beinhaltet die größte Größe und die meiste Leuchtkraft bei einer bestimmten Temperatur.
Es Yerkes oder Morgan-Keenan (MK) Klassifizierungssystem ist fast universell. Es unterteilt Sterne in sieben Hauptgruppen nach Leuchtkraft, dargestellt durch römische Zahlen:
- 0 überriesen
- ich Überriese
- II heller Riese
- III Riesenstern
- IV Unterriese
- V Zwergstern (das Hauptfolge)
- VI Unterzwerg
Insbesondere bei Überriesen lässt sich die Leuchtkraftklasse weiter unterteilen: in normale Überriesen der Klasse Ib und besonders helle Überriesen der Klasse Ia. Eine Zwischenklasse, Iab, wird ebenfalls verwendet. Außergewöhnlich helle Sterne mit schwacher Oberflächengravitation mit starken Anzeichen für einen extremen Massenverlust können mit der Leuchtkraftklasse 0 (Null) angezeigt werden, obwohl dies sehr selten ist. Häufiger verwendet wird die Bezeichnung Ia und manchmal auch Ia-0. Dieser Hyperriese-Qualifizierer für den am weitesten ausgedehnten und instabilsten roten Überriesen wird selten verwendet.
Der Begriff "Rot" von "Roter Überriese" bezieht sich auf die Farbe und kühle Oberflächentemperatur. Rote Überriesen sind die kältesten der Überriesen. Dies betrifft hauptsächlich Sterne des Typs M und zumindest einige Sterne des Typs K, obwohl keine genaue Grenze festgelegt wurde. Typ-K-Überriesen sind viel seltener als Typ-M, da sie eine relativ kurzlebige Übergangsphase und dann etwas instabil in der Form sind. Diese Sterne vom Typ K, insbesondere die heißeren K-Typen, werden manchmal als orangefarbene Überriesen beschrieben (z. Zeta Cepheid) oder sogar in der gelben Variante (IRAs 17163-3907): ein gelber Hyperriese.
Eigenschaften
Ein roter Überriese ist cool und groß. Sie sind vom Spektraltyp K oder M und haben somit eine Oberflächentemperatur unter 4.100 K. Typischerweise haben sie den Radius der Sonne um das Hundert- bis mehr als Tausendfache, obwohl die Größe nicht der Hauptgrund für die Sternentstehung ist ein Überriese genannt werden. Ein heller, kühler Riesenstern kann leicht größer sein als ein heißerer Überriese. Beispielsweise, Alpha Herculis klassifiziert als Riesenstern mit einem Radius zwischen 264 und 303 R☉(Strahl der Sonne), während epsilon Pegasic ein K2 ist mit 'nur' 185 . ein Überriese R☉.
Obwohl rote Überriesen an der Oberfläche viel kühler sind als die Sonne, sind sie so viel größer, dass sie viel Leuchtkraft haben, normalerweise zehntausend oder hunderttausendmal stärker als die Sonne. Die Leuchtkraft der Sonne wird mit dem Symbol (l☉). Es scheint eine extreme Grenze für die Leuchtkraft eines roten Überriesen zu geben: etwa eine halbe Million Mal die der Sonne oder 500.000. l☉. Ein Stern oberhalb dieser Leuchtkraftgrenze könnte kein stabiler Himmelskörper sein und deshalb entstehen diese Sterne einfach nicht.
Ein roter Überriese hat eine Masse zwischen etwa 10 Sonnenmasse, Symbol (ich☉) und 40 ich☉. Hauptreihensterne mit mehr Masse als etwa 40 ich☉ nicht ausdehnen und abkühlen, um ein roter Überriese zu werden. Die roten Überriesen, die die extremen Grenzen von Leuchtkraft und Masse erreichen, sind die größten bekannten Sterne im Universum. Die schwache Oberflächengravitation und die hohe Leuchtkraft verursachen massive Massenverluste für den Stern, millionenfach mehr als die Sonne verliert, und hinterlassen beobachtbare Nebel, die den Stern umgeben. Am Ende seines Lebens kann ein roter Überriese bereits einen erheblichen Teil seiner Startmasse verloren haben. Die massiveren Überriesen verlieren viel schneller an Masse als die kleineren und alle roten Überriesen scheinen eine äquivalente Masse in der Größenordnung von 10 . zu erreichen ich☉, bis ihre Festung zusammenbricht. Der genaue Wert hierfür hängt von Faktoren wie chemischer Zusammensetzung und Drehzahl ab.
Die meisten roten Überriesen zeigen ein gewisses Maß an visuellem Variabilität, aber selten zeigt diese Variabilität eine ausgeprägte Periode oder Amplitude. Sie werden daher in der Regel klassifiziert als unregelmäßiger variabler Stern, oder halbregelmäßig variabel. Sie haben sogar ihre eigene Untergattung: 'SRC' für langsame semireguläre, 'LC' für langsame und unregelmäßige Überriesen. Variationen hiervon sind normalerweise langsam mit einer kleinen Amplitude, obwohl Amplituden bis zu vier Größenordnungen bekannt sind.
Die statistische Analyse der variablen Roten Überriesen zeigt eine Reihe plausibler Ursachen für die Variabilität: Nur wenige Sterne weisen große Amplituden und starkes Rauschen auf, was auf Variabilität bei vielen Frequenzen hindeutet. Es wird vermutet, dass dies auf starke Sternenwinde als Ursache, die am Lebensende eines roten Überriesen auftreten. Die häufigere Variabilität sind gleichzeitige radiale Variationen (radial, dh der Stern schrumpft oder dehnt sich als Ganzes aus) über einige hundert Tage, mit wahrscheinlich nicht-radialen Pulsationen in Perioden von mehreren tausend Tagen. Nur ein einzelner roter Überriese ist anscheinend völlig unregelmäßig: Diese haben kurze Amplituden, wahrscheinlich verursacht durch photosphärische Granulation. Das Photosphäre eines roten Überriesen enthält eine relativ kleine Menge der enorm großen Konvektionszellen im Vergleich zu Sternen wie der Sonne. Dies verursacht aufgrund der Rotation des Sterns eine Variabilität in der beobachteten Leuchtkraft.
Das Spektrum des Roten Überriesen weist viele Ähnlichkeiten mit anderen kühleren Sternen auf: Sie sind voll von vielen Absorptionslinien von Metallen und molekularen Verbindungen. Einige dieser Linien werden verwendet, um die Leuchtkraftklasse zu bestimmen, z. B. die Dicke der Infrarotbänder Oxalonitril.
Astrophysik maserEmissionen entstehen oft aus dem Material, das einen roten Überriesen umgibt. Normalerweise kommt dies von H2O und SiO, aber auch Hydroxyl(OH)-Emission tritt in engen Bereichen auf. Neben der Möglichkeit, Materie direkt um einen roten Überriesen in hoher Auflösung abzubilden, Interferometrie mit sehr langer Basislinie (VLBI)- oder Sehr langes Baseline-Array-Beobachtungen von Masern werden verwendet, um eine genaue Parallaxe und Entfernung von der Quelle. Dies wird heute hauptsächlich auf einsame Objekte angewendet, kann jedoch nützlich sein, um galaktische Strukturen zu analysieren und rote Überriesen zu entdecken, die sonst dem Blick verborgen bleiben würden.
Beobachtungen zeigen, dass rote Überriesen langsam oder sehr langsam rotieren. Laut Vorhersagemodellen würden selbst schnell rotierende Hauptreihensterne durch den damit verbundenen Massenverlust verlangsamt, sodass bei einem Roten Überriesen die Rotation minimal ist. Die roten Überriesen, die trotzdem eine schöne Rotationsgeschwindigkeit haben, wie zum Beispiel beteigeuze, haben dies möglicherweise erworben, nachdem sie das Lebensstadium des roten Überriesen erreicht haben, vielleicht durch Interaktionen durch a Doppelsternsystem. Der Stern eines roten Überriesen dreht sich jedoch immer noch, und die Differential Drehung kann anständig sein.
Definition
.jpg/250px-Betelgeuse_pulsating_UV_(HST).jpg)
Die Leuchtkraftklasse eines Überriesen ist leicht zu bestimmen und gilt für eine Vielzahl von Sternen, gruppiert aber sehr unterschiedliche Sterntypen unter einem Nenner. Die evolutionäre Definition beschränkt den Begriff Überriese auf jene massereichen Sterne, die die Kernfusion von Helium einleiten, ohne dass dieses Helium in einen entarteten Zustand übergeht (siehe: roter Riesenzweig) und ohne a Heliumblitz stattfinden. Sie verschmelzen dann alle schwerere Elemente, bis der Stern implodiert und einer er Supernova stattfinden.
Weniger massereiche Sterne können bei einer relativ geringen Leuchtkraft um 1000 . eine Überriesenklassifikation entwickeln l☉, wenn sie auf dem sind asymptotischer Riesenzweig (AGB), wo die Kernfusion von Helium in einer Sternhülle stattfindet. Forscher finden es jetzt bequemer, diese Sterne als AGB-Sterne und nicht als rote Überriesen zu kategorisieren, da sie weniger massereich sind, eine andere Oberflächenchemie aufweisen und unterschiedliche Arten von Pulsationen und Variabilität aufweisen. Auch diese AGB-Sterne entwickeln sich irgendwann anders, nämlich zu einem Planetennebel, jetzt sofort weißer Zwerg als Endprodukt. Die meisten asymptotischen Riesenzweigsterne produzieren keine Supernovae. Es gibt jedoch eine Reihe von "Super-AGB-Sternen", die massiv genug für eine vollwertige Kernfusion sind Kohlenstoff zu erschaffen: Diese Sterne können eine ungewöhnliche Art von Supernova produzieren, obwohl sie nie einen Eisenstern entwickeln. Eine weitere bemerkenswerte Gruppe von Sternen mit geringer Masse und hoher Leuchtkraft sind die RV Tauri Sterne. Dies sind auch asymptotische Riesenzweigsterne oder haben sich kürzlich aus ihnen entwickelt. Sie befinden sich auf der Instabilitätsstreifen und weisen eine charakteristische halbregelmäßige Variabilität auf.
Evolution
Rote Überriesen entwickeln sich aus Hauptreihensternen, etwa 10 ich☉ bis zu 30 ich☉ schwer. Wenn ein Stern noch massereicher ist, kann er sich nie genug abkühlen, um ein roter Überriese zu werden. Leichtere Sterne entwickeln einen Heliumkern in degenerierter Zustand während der roter Riese Lebensabschnitt. Es folgt der Heliumblitz, nach dem der Stern Helium im Kern auf der horizontaler Ast. Hat ein Stern dann genügend Masse, folgt der asymptotische Riesenast, bei dem ein Stern Helium in einer Sternhülle um einen entarteten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt. Danach wird es schnell seine äußeren Sternschichten abwerfen und einen Weißen Zwerg in einem planetarischen Nebel zurücklassen. Diese Sterne auf dem asymptotischen Riesenast können Spektren der Leuchtkraftklasse eines Überriesen entwickeln. Der Sternkörper schwillt extrem stark an und es kann eine Leuchtkraft des Zehntausendfachen der Sonne erreicht werden. Mäßig massereiche Sterne auf diesem asymptotischen Riesenast, etwa 9 ich☉, kann eine Kohlenstofffusion eingehen und beim Implodieren von a . eine Elektroneneinfang-Supernova erzeugen Sauerstoff-Neon--Ader.
Hauptreihensterne, die Wasserstoff in den Sternen verschmelzen, mit Massen zwischen 10 und 30 ich☉, wird Oberflächentemperaturen zwischen etwa 25.000 K und 32.000 K aufweisen. Dies sind die heißeren Spektraltypen B, möglicherweise auch sehr kühle Typen O Sterne. Dies sind sehr helle Sterne mit der 10.000- bis 100.000-fachen Leuchtkraft der Sonne (l☉). Dies ist auf eine schnelle Kernfusionsreaktion von Wasserstoff zurückzuführen, die Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf. Außerdem haben sie vollständig konvektive Kerne. Im Gegensatz zur Sonne sind die äußeren Schichten dieser heißen Hauptreihensterne nicht konvektiv.
Diese noch nicht roten Vorläufer des Roten Überriesen auf der Hauptreihe verbrauchen in etwa fünf bis zwanzig Millionen Jahren den Wasserstoff der Sterne. Danach wird immer noch Wasserstoff verbrannt, aber jetzt in einer Hülle um das Heck. Das Heck besteht dann hauptsächlich aus Helium. Diese Art des Verbrennens von Wasserstoff bewirkt, dass sich die Sterne ausdehnen und die Oberfläche bis zur Überriesenklassifizierung abkühlen. Die Leuchtkraft ist etwa dreimal so stark. Die Oberfläche von Helium beträgt jetzt bis zu 40% und es gibt eine geringe Anreicherung von schwereren Elementen.
Die Überriesen werden weiterhin abkühlen und die meisten werden die Cepheiden-Region des Instabilitätsstreifens reibungslos passieren. Die massivsten von ihnen werden für kurze Zeit als gelbe Hyperriesen existieren. Danach erreichen sie einen coolen Typ K oder einen Typ M und werden zu einem roten Überriesen. Der Beginn der Kernfusion von Helium beginnt ohne weitere Zurschaustellung während des Expansionsprozesses des Sterns oder während der Stern ein roter Überriese ist. Auf der Sternoberfläche ist sonst nichts zu sehen. Als roter Überriese entwickelt ein Stern tiefe Konvektionszonen, die sich von der Oberfläche des Sterns bis zur Mitte des Kerns erstrecken. Dies zeigt eine starke Anreicherung von Stickstoff auf der Oberfläche des Sterns mit einer gewissen Zunahme an noch schwereren Elementen.
Einige rote Überriesen durchlaufen im Hertzsprung-Russell-Diagramm eine sogenannte „blaue Schleife“, bei der ihre Oberflächentemperatur vorübergehend ansteigt, nur um in den Zustand des roten Überriesen zurückzukehren. Ob dies geschieht, hängt von Dingen wie der Gesamtmasse des Sterns, der Rotationsgeschwindigkeit und der chemischen Zusammensetzung ab. Während viele rote Überriesen nie eine solche blaue Schleife durchlaufen werden, zeigen einige wieder mehrere. An der Spitze einer solchen blauen Schleife kann die Oberflächentemperatur bis zu 10.000 K ansteigen. Der genaue Grund für eine blaue Schleife ist von Stern zu Stern verschieden, aber es hat immer damit zu tun, dass der Heliumkern relativ zur Masse des Sterns an Masse zunimmt, was den Massenverlust der äußeren Sternschichten erhöhen muss.
Alle roten Überriesen verbrauchen innerhalb von ein bis zwei Millionen Jahren das gesamte Helium in den Sternen und können dann Kohlenstoff verschmelzen. Diese kann mit immer schwereren Elementen bis hin zu einem eisernen Stern weiter zunehmen. Dieser Eisenkern kann nicht fusionieren und wird unweigerlich kollabieren, um eine Supernova zu erzeugen. Die Zeitspanne vom Beginn der Kohlenstofffusion bis zu dieser nuklearen Implosion beträgt nicht mehr als einige tausend Jahre. In den meisten Fällen findet die Kernimplosion statt, während der Stern ein roter Überriese ist. Zu diesem Zeitpunkt ist die große Wasserstoffatmosphäre bereits abgestoßen. So entsteht das Spektrum einer Typ-II-Supernova. Das Opazität von diesem freigesetzten Wasserstoff nimmt beim Abkühlen ab. Dies führt zu einer verlängerten Verzögerung des Abklingens der Leuchtkraft nach dem anfänglichen Peak in der Supernova. Dies sind Eigenschaften einer Supernova vom Typ II-P.
Von den hellsten roten Überriesen, mit a Metallgehalt wie bei der Sonne wird erwartet, dass so viele der äußeren Sternenschichten abgestoßen werden, bevor der Kern implodiert, dass sie sich wieder zu gelben Hyperriesen entwickeln und hellblaue Variablen. Solche Sterne können in einer Supernova vom Typ II-L explodieren, mit Wasserstoff noch in den Spektren, aber nicht genug, um ein ausgedehntes Helligkeitsplateau in der Lichtkurve zu erzeugen. Sterne mit noch weniger Wasserstoff können die seltene Typ-IIb-Supernova erzeugen. Darin ist so wenig Wasserstoff übrig, dass seine Emissionslinien in den anfänglichen Typ-II-Spektren langsam in das Spektrum einer Typ-Ib-Supernova übergehen.
Die beobachteten Sterne, die den Supernovae Typ II-P zugrunde liegen, haben alle Oberflächentemperaturen zwischen 3.500 K und 4.400 K und eine Leuchtkraft zwischen 20.000. l☉ und 200.000 l☉. Dies entspricht den erwarteten Werten für den weniger massiven roten Überriesen. Es wurde eine kleine Anzahl von Sternen beobachtet, die den Supernovae Typ II-L und Typ IIb zugrunde liegen: alle mit einer Leuchtkraft von etwa 100.000 l☉ und etwas höhere Temperaturen, bis zu 6.000K. Das korrespondiert gut mit dem etwas schwereren roten Überriesen mit viel Masseverlust. Für die hellsten roten Überriesen sind keine Vorläufer von Supernovae bekannt, daher wird erwartet, dass sich diese Sterne in a . verwandeln Wolf Rayetster bevor sie explodieren.
Sternhaufen
Ein roter Überriese kann nicht älter als 25 Millionen Jahre sein. Es wird erwartet, dass sich solche Riesensterne nur in relativ großen Sternhaufen und sie können hier gefunden werden. Diese Lebensphase ist im Vergleich zu anderen Lebensphasen eines Sterns recht kurz. Außerdem bilden sie sich nur aus relativ seltenen massereichen Sternen, sodass in einem Sternhaufen normalerweise nur eine kleine Anzahl von roten Überriesen zu finden ist. Zum Beispiel im Doppelcluster NGC 869 und NGC 884 nur 1 roter Überriese: S Persei. Im gigantischen Sternhaufen Hodge 301 in dem Tarantelnebel es gibt nur 3. Bis zum 21. Jahrhundert betrug die größte Anzahl von roten Überriesen, die in einem einzelnen Sternhaufen entdeckt wurden, fünf Zoll offener SternhaufenNGC 7419. Die meisten roten Überriesen werden allein gefunden, wie zum Beispiel beteigeuze im Orion OB1 Sternverband und Antares in der Skorpion-Zentaur-Vereinigung.
Seit 2006 wurde eine Reihe riesiger Sternhaufen nahe der Basis des Centaurus-Arm, von denen jeder mehrere rote Überriesen enthält. RSGC1 enthält mindestens 12 rote Überriesen, RSGC2 (alias Stephenson 2) enthält nicht weniger als 26, RSGC3 mit mindestens 8 und RSGC4 (alias Alicante8) ebenfalls mindestens 8. Es gibt insgesamt 80 bestätigte rote Überriesen in einem kleinen Gebiet vom Himmel zu diesen Sternhaufen. Diese 4 Sternhaufen sind anscheinend Teil eines großen Sternentstehungsereignisses vor 10 bis 20 Millionen Jahren, um das Ende des Spiralarms in der Nähe des Zentrums der Milchstraße. Ähnliche Sternhaufen wurden in der Nähe des entfernten Endes des Spiralarms gefunden, jedoch nicht mit so vielen roten Überriesen.
Beispiele
Obwohl ein roter Überriese ein seltener Stern ist, macht ihn die enorme Leuchtkraft schon von weitem sichtbar. Auch wegen der wechselhaften Natur gibt es eine Reihe von Beispielen, die viele Menschen kennen, die mit bloßem Auge zu sehen sind:
- Psi1 Aurigae
- 119 Tauri
- Antares
- beteigeuze
Andere Beispiele sind für ihre enorme Größe berühmt geworden, mehr als tausendmal so groß Sonnenradius, > 1.000 R☉:
- KW Schütze
- PZ Cassiopeiae
- VX Schütze
- KY Cygnia
- V354 Cepheid
- Granatenstern
- VV Cephei A
Siehe auch
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
|