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EIN Überriese ist eine klasse der meisten hell und festSterne. Überriesen sind im Oberlauf der Hertzsprung-Russell-Diagramm mit absolute Größen zwischen etwa -3 und -9, mit maximal 300.000-facher Leuchtkraft der Sonne, mit Oberflächentemperaturen zwischen 3500 und 20.000 Kelvin. Die hellsten Überriesen werden auch genannt überriesen. Wenn ein Stern ein Überriese ist, wird er Spektrum gekennzeichnet mit a c oder, verfeinert, mit Bezeichnungen wie Ia–0 (extrem heller Überriese), Ia (heller Überriese), Ib (schwächerer Überriese) oder II ("heller Riese": Übergang zu Riesensterne). Es gibt Blau, Gelb und rote Überriesen.
Definition
Der Begriff Überriese, also Stern, ist nicht eindeutig definiert. Der Begriff Riesenstern wurde beauftragt von Ejnar Hertzsprung als klar wurde, dass die meisten Sterne am Himmel im HR-Diagramm in zwei Kategorien fallen. Eine Kategorie für größere und hellere Sterne von Spektraltypen A bis M wurden Riesensterne genannt. Bei weiteren Untersuchungen wurde festgestellt, dass einige dieser Sterne, weil es keine Parallaxe beobachtet werden konnten, waren um ein Vielfaches größer und heller als der Hauptkörper, auf dem der Begriff Überriese in Gebrauch genommen wurde.
Spektralklasse und Leuchtkraft
Überriesen werden anhand ihrer Spektren identifiziert, mit spezifischen Spektrallinien, die auf hohe Leuchtkraft und niedrige . empfindlich reagieren Oberflächengravitation. Im Jahr 1897 wurde ein Wissenschaftler Antonia Maury Sterne kategorisiert nach Breite der Spektrallinien, wobei ihre "c" -Klasse die dünnsten Linien hat. Obwohl es damals noch nicht bekannt war, waren dies die leuchtendsten Sterne. 1943 haben William Wilson Morgan und Philip Childs Keenan definierte die Definition von Spektralklassen, wobei Klasse I die Überriesen wurde. Das gleiche MK-System wird noch heute verwendet, mit einigen Verfeinerungen aus dem verbesserten spektrale Auflösung von moderner Ausrüstung. Überriesen kommen in allen Spektralklassen vor, von jungen blauen Sternen vom Typ O bis zu hoch entwickelten Überriesen vom Typ M. Weil sie größer sind als Hauptreihensterne und Riesensterne derselben Spektralklasse haben sie eine schwächere Oberflächengravitation und es werden Veränderungen in den Linienprofilen beobachtet. Überriesen haben auch eine größere Metallgehalt dann Sterne in der Hauptsequenz. Ritt Überriesen benötigen wegen ihrer niedrigeren Temperatur eine größere Oberfläche, um die gleiche Energiemenge abzustrahlen als blaue. Rote Überriesen entstehen jedoch durch Expansion blaue Überriesen und sind daher in der Regel größer, mehrere hundert Mal so groß wie der Durchmesser der Sonne und behalten so ihre Helligkeit. Sie dehnen sich aus, weil der Kern des Sterns mit zunehmendem Alter heißer wird, wegen der stellare Nukleosynthese von immer stärker gebildeten chemischen Elementen in ihrem Kern.
Neben der Änderung der Spektrallinien durch die Fusionsprodukte und der geringen Oberflächengravitation haben die hellsten Sterne einen großen konstanten Massenverlust und sind daher von großen Wolken ausgestoßener Materie umgeben. Spektrallinien, P Cygni-Profile und verbotene Zeilen produzieren kann. Das Morgan Keenan (MK)-System teilt Riesensterne in Leuchtkraftklassen ein: ib für Überriesen;, Ia für wilde Überriesen; und 0 (null) oder Ia für Hyperriesen. In der Praxis sind es fließende Übergänge und keine klaren Abgrenzungen. Auch Klassifizierungen wie Iab für mittlere Überriesen verliehen. Die Spektren von Überriesen haben oft ungewöhnliche Eigenschaften.
Der Überriese als Lebensabschnitt definiert
Ein Überriese kann auch als eine bestimmte Stufe in der Lebensentwicklung bestimmter Sterne definiert werden. Sterne mit einer Anfangsmasse über etwa 8 bis 10 ich☉ Starten Sie die Kernfusion von Helium schnell und einfach, nachdem der Wasserstoff aus dem Kern verbraucht wurde. Danach werden auch schwerere Elemente verschmolzen, bis sie einen Eisenkern entwickeln. Danach kollabiert der Kern und ein Typ 2 Supernova produzieren. Wenn diese Riesensterne die Hauptreihe verlassen, dehnt sich die Atmosphäre stark aus und sie werden überriesen. Die Sterne mit einer Anfangsmasse unter 10 ich☉ werden niemals einen Eisenkern bilden können, noch werden sie evolutionär zu Überriesen, obwohl sie eine absolute Größe erreichen können, die das Tausendfache der Sonnengröße erreichen kann. Sie sind nicht in der Lage, Kohlenstoff oder schwerere Elemente zu verschmelzen, nachdem das Helium im Kern verbraucht wurde, sodass sie schließlich die Sternenhülle verlieren und den Kern in Form eines a form verlassen weißer Zwerg. Die Lebensphase, in der diese Sterne sowohl Wasserstoff als auch Helium in Schalen verschmolzen haben, wird als bezeichnet asymptotischer Riesenzweig, auf dem die Sterne langsam zu einem immer heller werdenden Stern der Klasse M werden. Sterne mit einer Masse zwischen 8 und 10 ich☉ kann genug Kohlenstoff in den Kern des asymptotischen Riesenastes einschmelzen, um einen Kern aus Sauerstoff und Neon zu produzieren. Diese Sterne sind dann in der Lage ElektroneneinfangSupernova, aber Astrophysiker kategorisieren diese Sterne als superasymptotische Riesen und nicht als Überriesen.
Kategorisierung von entwickelten Sternen
Es gibt mehrere Kategorien von entwickelten Sternen, die nicht als Überriesen bezeichnet werden, aber spektrale Eigenschaften der Überriesen aufweisen oder eine Leuchtkraft haben, die mit der eines Überriesen vergleichbar ist:
Stars der asymptotischer Riesenzweig und postasymptotisch sind hochentwickelte rote Riesensterne von relativ geringer Masse. Sie können eine Leuchtkraft haben, die mit den massereicheren roten Überriesen vergleichbar ist. Diese weniger massereichen Sterne befinden sich auch in einem anderen Lebensstadium (dem Kernfusionsprozess in einer Heliumhülle) und ihr Leben endet auf andere Weise, wenn Planetennebel und nicht als Supernova. Daher unterscheiden Astrophysiker zwischen diesen Sternformen und sind keine Überriesen. Die Trennlinie verschwimmt um Sterne der Masse 7 bis 10 ich☉ (dies kann sogar bis zu 12 . gehen ich☉ in einigen Modellen), wo Elemente, die schwerer als Helium sind, auf die Kernfusion beschränkt sind. Spezialisten für das Studium dieser Sterne bezeichnen sie als superasymptotische Riesenzweigsterne, da sie Eigenschaften mit asymptotischen Riesenzweigsternen wie thermischen Pulsen teilen. Andere beschreiben diese Sterne als massearme Überriesen, weil sie beginnen, Elemente, die schwerer als Helium sind, zu verschmelzen und als Supernovae explodieren können. Viele Abgänger des asymptotischen Riesenzweigs erwerben Spektraltypen mit der Lichtklasse eines Überriesen. So wird der Star Wohnmobil Tauri ein Ia-Rating (heller Überriese), obwohl weniger massiv als die Sonne. Einige asymptotische Riesenzweigsterne erhalten auch eine Überriesenklassifizierung, wie z W Virginis-Variablen, Sterne in ihrer blauen Schleife, verursacht durch die thermische Impulse. Auch ein kleiner Teil von Mira-wechselbar und andere Sterne, spät auf dem asymptotischen Zweig, haben eine Überriesenklassifikation.
Klassisch CepheidenVariablen werden normalerweise als Überriesen klassifiziert, obwohl nur die hellsten und massivsten von ihnen tatsächlich einen Eisenkern entwickeln. Die Mehrheit dieser Sterne hat eine durchschnittliche Masse, die nur Helium im Kern verschmilzt und sich schließlich zu einem asymptotischen Riesenzweigstern entwickelt. Delta-Cepheid ist ein Beispiel dafür mit einer Leuchtkraft von 2000 l☉ und eine Masse von 4,5 ich☉.
Wolf-Rayet-Sterne sind auch außergewöhnlich helle, massereiche Sterne, heißer als die meisten Überriesen und kleiner, wenn auch optisch weniger hell, aber aufgrund der hohen Oberflächentemperatur hell. Ihre spektralen Ergebnisse werden von Helium und anderen schwereren Elementen mit normalerweise wenig oder keinem Wasserstoff dominiert. Daraus folgert man, dass diese Phase der Sternentwicklung noch weiter sein muss als die eines Überriesen. So wie asymptotische Riesenzweigsterne alle um denselben Abschnitt in einem Hertzsprung-Russell-Diagramm als rote Überriesen erscheinen, befinden sich Wolf-Rayet-Sterne in derselben Nachbarschaft wie die heißesten blauen Überriesen und Hauptreihensterne.
Die massereichsten und hellsten Hauptreihensterne sind kaum von den Überriesen zu unterscheiden, in denen sie sich entwickeln. Die Temperatur ist fast identisch und die Leuchtkraft ist fast gleich. Nur die genaueste Spektralanalyse kann zeigen, dass der Stern der Typ-O Hauptreihenstern hat sich zum Typ-O-Überriesen entwickelt. Solche frühen Typ-O-Überriesen haben viele Merkmale mit den WNLh-Wolf-Rayet-Sternen gemeinsam und werden auch als "Slash" -Sterne bezeichnet, ein Zwischenprodukt zwischen den beiden Typen.
Hellblau variabel (LBVs) Sterne fallen im HR-Diagramm an die gleiche Stelle wie blaue Überriesen, werden aber normalerweise separat klassifiziert. Sie sind evolvierte Sterne mit einer ganz bestimmten spektralen Variabilität, was bedeutet, dass ihnen keine Standardklassifizierung gegeben werden kann. Diese extrem seltenen Sterne sind normalerweise Hyperriesen. LBVs, die nur für eine Momentaufnahme oder für einen bestimmten Zeitraum beobachtet werden, können aufgrund ihrer Leuchtkraft als heiße Überriesen oder als Kandidaten-LBVs klassifiziert werden.
Hyperriesen gelten im Allgemeinen als eine andere Kategorie von Sternen als der Überriese, obwohl sie in allen wichtigen Aspekten tatsächlich eine hellere Variante des Überriesen sind. Sie sind weiterentwickelte, ausgedehnte, sehr massereiche und helle Sterne, genau wie der Überriese, aber extrem hell und massereich. Aufgrund der Instabilität durch den extremen Masseverlust und der enormen Leuchtkraft haben sie besondere Eigenschaften. Normalerweise zeigen nur die am weitesten entwickelten Überriesen die Eigenschaften eines Hyperriesen, auch weil die Instabilität zunimmt, wenn ein Stern mehr Masse verloren hat.
Eigenschaften
Überriesen haben eine 8- bis 12-fache Masse der Sonne und darüber, mit einer Leuchtkraft, die tausend- bis millionenfach höher ist als die der Sonne. Der Radius dieser Sterne variiert stark, normalerweise zwischen 30 und 500 oder sogar mehr als das 1000-fache des Sonnenradius. Sie sind massiv genug, um die Kernfusion von Helium einzuleiten, bevor der Heliumkern degeneriert, ohne Heliumblitz und ohne die 'Dredge-Ups', die in masseärmeren Sternen vorkommen. Es folgt das Aufschmelzen schwererer Elemente, oft bis hin zum Element Eisen. Auch weil diese Sterne so massiv sind, ist das ultimative Schicksal das Supernova.
Das Stefan-Boltzmann-Gesetz besagt, dass die relativ kühlen Oberflächen eines roten Überriesen weniger Energie pro Distanzeinheit abstrahlen als die eines blauen Überriesen. Daraus lässt sich auch ableiten, dass der rote Überriese bei einer bestimmten Leuchtkraft viel größer wird als ein blauer. Strahlungsdruck begrenzt die Größe der größten kühlen Überriesen auf etwa 1500 R☉ und die massivsten heißen Überriesen auf etwa eine Million l☉(MKugel gegen 10 Uhr). Sterne in der Nähe dieses Wertes und gelegentlich auch darunter werden instabil, pulsieren und verlieren schnell viel Masse.
Oberflächengravitation
Die Leuchtkraftklasse der Überriesen wird anhand von spektralen Eigenschaften, die die Oberflächengravitation widerspiegeln, zugeordnet, obwohl solche Sterne auch anderen Faktoren unterliegen, beispielsweise Mikroturbulenzen. Überriesen haben typischerweise eine Oberflächengravitation von etwa log(g) 2,0 cgs Und niedriger. Statistisch gesehen haben Sterne der Leuchtkraftklasse II fast die gleiche Oberflächengravitation wie der durchschnittliche Ib-Überriese. Kühlere helle Überriesen haben eine schwächere Oberflächengravitation, wobei die hellsten (und instabilsten) von diesen um log(g) Null liegen.[Quelle?] Die heißeren Überriesen, selbst die hellsten, haben dank ihrer höheren Masse und ihres kleineren Radius eine Oberflächengravitation von etwa Eins.
Temperatur
Es gibt Überriesen in den Spektralklassen und reichen von Oberflächentemperaturen vom mittleren Typ-M um 3500 K bis zum heißesten Typ O-Stern, heißer als 40.000 K. Überriesen werden normalerweise nicht kühler als ein mittlerer Typ M gefunden die Theorie, da solche Sterne katastrophal instabil sein sollten; Es gibt jedoch potenzielle Ausnahmefälle, wie z VX Schütze.
Obwohl Überriesen in allen Typen O bis M vorkommen, sind die meisten vom Spektraltyp B mehr als alle anderen Typen zusammen. Ein viel kleinerer auffälliger Spitzenwert findet sich bei Typ G mit sehr geringer Leuchtkraft. Dies sind Sterne mittlerer Masse, in denen Helium im Kern verschmilzt, eine Lebensphase, die stattfindet, bevor sie zu den asymptotischer Riesenzweig. Ein weiterer deutlicher Spitzenwert bei den Überriesen ist bei den leuchtstarken Typen B0-B2 zu sehen. Im Typ O9.5 gibt es mehr Überriesen als Hauptreihensterne dieses speziellen Typs.
Die relative Anzahl blauer, gelber und roter Überriesen wird als Indikator für die Geschwindigkeit der Sternentwicklung und zur Überprüfung bestehender Modelle dieser massereichen Sterne verwendet.
Helligkeit
Die Überriesen befinden sich mehr oder weniger auf einem horizontalen Band und bevölkern den gesamten oberen Teil des Hertzsprung-Russell-Diagramms, aber es gibt einige Unterschiede zwischen verschiedenen Spektraltypen. Diese Schwankungen sind teils auf die unterschiedlichen Methoden der Helligkeitsklassenzuordnung und teils auf tatsächliche physikalische Unterschiede der Sterne zurückzuführen.
Die bolometrische Größe eines Sterns ist eine Bestimmung der Gesamtproduktion elektromagnetischer Strahlung bei allen Wellenlängen. Bei außergewöhnlich heißen und kalten Sternen ist die bolometrische Leuchtkraft dramatisch höher als die visuelle Leuchtkraft, manchmal um mehrere Größenordnungen oder einen Faktor von fünf oder mehr. Diese bolometrische Korrektur beträgt etwa eine Magnitude für mittlere Sterne vom Typ B, niedrigem K und hohen Typ M und erhöht sich auf drei Magnituden (ein Faktor von 15) für Sterne vom Typ O und mittlere M.
Alle Überriesen sind größer und heller als Hauptreihensterne mit gleicher Oberflächentemperatur. Das bedeutet auch, dass heiße Überriesen im HR-Diagramm über den hellen Hauptreihensternen ein relativ schmales Band bilden. Ein Hauptreihenstern mit Spektraltyp B0 hat eine absolute Helligkeit von -5, was bedeutet, dass alle Überriesen vom Typ B0 viel heller sind als absolute Helligkeit -5. Die bolometrischen Lichtkräfte selbst für die schwächsten blauen Überriesen sind zehntausendmal höher als die der Sonne (l☉). Die heftigsten können mehr als eine Million verdienen l☉ besitzen und sind oft instabile Sterne, wie z Alpha Cygni-Variablen und hellblaue Variablen.
Die heißesten Überriesen mit hohen O-Spektraltypen finden sich in einem schmalen Helligkeitsfeld über dem hellen O-Typ der hohen Hauptreihen und Riesensternen. Diese Sterne erhalten keine separate Unterteilung in normal (Ib) und hell (Ia), aber oft werden andere spektrale Angaben hinzugefügt, wie "f" für Stickstoff- und Heliumemission.
Ein gelber Überriese kann viel weniger hell sein als eine absolute Helligkeit von -5, mit Beispielen um -2 (wie 14 Persei). Mit einer bolometrischen Korrektur von etwa Null sind diese Sterne nur wenige hundert Mal heller als unsere Sonne. Dies sind jedoch keine sehr massereichen Sterne, sondern mittelschwere Sterne mit außergewöhnlich geringer Oberflächengravitation, oft aufgrund von Instabilität, wie zum Beispiel die Pulsationen von a Cepheiden- variabel. Diese mittelschweren Sterne, die über einen relativ langen Zeitraum ihrer Lebensentwicklung als Überriesen klassifiziert werden, sind für viele der schwach gelben Überriesen verantwortlich. Der hellste gelbe Stern, der gelbe Hyperriese, ist auch einer der visuell hellsten Sterne mit einer absoluten Helligkeit von etwa -9, aber weniger als einer Million l☉.
Es gibt eine scharfe Obergrenze für die Leuchtkraft eines roten Überriesen bei einer halben Million l☉. Die meisten roten Überriesen begannen auf der Hauptreihe mit Massen zwischen 10 und 15 ich☉ mit einer Leuchtkraft unter 100 000l☉. Es gibt nur sehr wenige Sterne vom Typ M mit der Überriesenklassifizierung von Ia. Die am wenigsten hellen Sterne, die als rote Überriesen klassifiziert werden, sind einige der hellsten asymptotischen Riesensterne und postasymptotischen Riesensterne. Diese Sterne haben sich enorm ausgedehnt und sind oft instabil, mit geringen Massen wie dem RV Tauri-Variablen. Die überwiegende Mehrheit der asymptotischen Riesenzweigsterne erhält eine Riesenstern- oder hellste Riesensternbewertung. Die am wenigsten stabilen Sterne davon wie W Virginis-Variablen kann eine Superriese-Bewertung gegeben werden. Die am wenigsten leuchtenden roten Überriesen haben eine absolute Helligkeit von -3.
Variabilität
Während die meisten Überriesen wie Alpha-Cygni-Variablen, semireguläre Variablen und irreguläre Variablen ein gewisses Maß an photometrischer Variabilität aufweisen, sind andere Formen variabler Sterne unter den Überriesen scharf definiert. Das Instabilitätsstreifen durchquert den Standort der Überriesen, wobei besonders viele der gelben Überriesen oft klassische Cepheiden-Variablen sind. Der gleiche Bereich der Instabilität umfasst die noch helleren gelben Hyperriesen, eine extrem seltene Form des hellen Überriesen mit kurzer Lebensdauer. Viele der R Coronae Borealis-Variablen, aber nicht alle, sind gelbe Überriesen, jedoch wird diese Variabilität durch die ungewöhnliche chemische Zusammensetzung und nicht durch physikalische Instabilität verursacht.
Noch andere veränderliche Sterne, die oft als Überriesen bezeichnet werden, sind die RV Tauri-Variablen und der Variablen für PV-Teleskope. Die RV-Tau-Sterne werden aufgrund ihrer geringen Oberflächengravitation oft als Überriesensterne klassifiziert. Sie sind einer der hellsten der asymptotischen und postasymptotischen Sterne mit sonnenähnlichen Massen. Die noch selteneren PV-Tel-Variablen werden oft als Überriese klassifiziert, die Leuchtkraft ist jedoch geringer als bei einem Überriesen. Sie haben ein außergewöhnliches B[e]-Spektrum mit extremem Wasserstoffmangel. Sie können auch postasymptotische oder wiedergeborene asymptotische Sterne sein.
Die hellblauen Variablen (LBVs) sind variabel mit mehreren halbregelmäßigen Perioden und weniger vorhersehbaren Eruptionen und riesigen Eruptionen. Sie sind normalerweise Überriesen oder Hyperriesen, gelegentlich mit Wolf-Rayet-Spektren – extrem helle, massereiche, entwickelte Sterne mit weit ausgedehnten Sternhüllen. Sie sind jedoch so unverwechselbar und ungewöhnlich, dass sie oft als separate Kategorie angesehen werden, ohne eine Überriesen-Bezeichnung oder eine Überriesen-Sternklassifikation zu erhalten. Oft wird der Spektraltyp dann wegen seiner besonderen und stark variablen Spektraleigenschaften mit Temperaturen von 8.000 K während eines Ausbruchs bis 20.000 K oder mehr während der Ruheperioden als 'LBV' bezeichnet.
Chemische Fülle
Das Überfluss von mehreren Elementen auf der Oberfläche des Überriesen unterscheidet sich von weniger hellen Sternen. Überriesen sind evolvierte Sterne und haben möglicherweise einen Konvektionsprozess durchlaufen, bei dem die Produkte der Kernfusion aus dem Inneren an die Oberfläche transportiert wurden.
Die kühleren Überriesen weisen aufgrund der Konvektion dieser Fusionsprodukte an die Oberfläche während der Hauptsequenzphase dieser sehr massereichen Sterne oder während der verschiedenen "Dredge-Ups" während der Fusionsprozesse erhöhte Helium- und Stickstoffgehalte in der Sternenoberfläche auf in den Schalen und beim Verlust der äußeren Schichten eines Sterns. Im Kern und später in der Hülle bildet sich durch den Fusionsprozess von Wasserstoff und Stickstoff Helium, das sich während der Verschmelzung relativ zu Kohlenstoff und Sauerstoff anreichert CNO-Zyklus. Gleichzeitig werden die Überschüsse an Sauerstoff und Kohlenstoff reduziert. Rote Überriesen können aufgrund der ungewöhnlichen chemischen Zusammensetzung ihrer Oberfläche von hellen, aber weniger massereichen asymptotischen Riesenzweigsternen unterschieden werden; zusätzlicher Kohlenstoff aus tiefen Dredge-Ups sowie Kohlenstoff-13, Lithium und Produkte aus dem s-Prozess. Die asymptotischen Riesenaststerne in den späteren Lebensstadien können mit OH . stark sauerstoffangereichert sein Maser hergestellt werden kann.
Die heißeren Überriesen zeigen unterschiedliche Stickstoffanreicherungen. Dies könnte an den Unterschieden im Mischprozess in Abhängigkeit von der Rotation während der Hauptreihenphase liegen oder daran, dass einige blaue Überriesen frisch aus der Hauptreihe sind und andere gerade eine rote Überriesenphase durchlaufen haben. Sterne nach der Roten Überriesenphase neigen dazu, aufgrund der Konvektion von verarbeitetem CNO-Material an die Oberfläche und des Totalverlusts der äußeren Schichten des Sterns im Vergleich zu Kohlenstoff höhere Mengen an Stickstoff zu haben. Die Anwesenheit von Helium ist auch in Sternen nach einer roten Überriesenphase größer, wo es mehr als 33 % der Sternenatmosphäre Angelegenheiten.
Evolution
(Hauptseite: Sternentwicklung)
Sterne vom Typ O der Hauptreihe und die massereichsten der blau-weißen Sterne vom Typ B werden zu Überriesen. Aufgrund ihrer extremen Masse haben sie eine kurze Lebensdauer, zwischen 30 Millionen Jahren und einigen hunderttausend Jahren. Sie werden hauptsächlich in jüngeren galaktischen Strukturen beobachtet, wie z offene Sternhaufen, die Arme von Spiralgalaxien und unregelmäßige Galaxien. Sie kommen selten vor in elliptische Galaxien oder Kugelsternhaufen, die hauptsächlich aus älteren Sternen bestehen.
Sterne entwickeln sich zu Überriesen, nachdem riesige Hauptreihensterne den Wasserstoff aus dem Kern verbrauchen, woraufhin sie beginnen, sich auszudehnen, genau wie die leichteren Sterne. Im Gegensatz zu helleren Sternen ist der Übergang zum Verschmelzen von Helium in den Sternen sehr glatt, der auch nach dem Auslaufen des Wasserstoffs schnell erfolgt. Dies bedeutet auch, dass sie zu diesem Zeitpunkt keine dramatische Zunahme der Leuchtkraft wie die helleren Sterne aufweisen und der Evolutionsfortschritt eine fast horizontale Verschiebung auf dem HR-Diagramm zu einem roten Überriesen ist. Diese roten Überriesen sind im Gegensatz zu ihren weniger massiven Varianten schwer genug, um schwerere Elemente als Helium zu fusionieren, sodass sie ihre Hüllen und Atmosphären in einer planetarischen Nebelphase nach der Verschmelzung von Wasserstoff und Helium in der Schale nicht wegblasen. Stattdessen verschmelzen sie schwerere Elemente in den Festungen, bis sie zusammenbrechen. Sie können nicht genug Masse verlieren, um einen Weißen Zwerg zu bilden, sondern hinterlassen nach einer Supernova-Explosion einen Neutronenstern oder (theoretisch) ein kleines Schwarzes Loch.
Die Sterne, die massereicher als etwa 40 Sonnenmassen sind, können sich nicht zu einem roten Überriesen ausdehnen. Da sie ihre Fusionsprodukte zu schnell verbrennen und ihre äußeren Schichten zu schnell verlieren, erreichen diese Sterne die blaue oder vielleicht gelbe Hyperriesenphase, bevor sie in noch heißere Sternformen zurückfallen. Die massereichsten Sterne über 100 M weichen kaum von ihrer Position als Typ-O-Hauptreihensterne ab. Die Konvektion, die in diesen Himmelskörpern stattfindet, ist so effizient, dass sie den Wasserstoff leicht von der Oberfläche zum Kern mischen. Der Wasserstoff-Fusionsprozess geht weiter, bis die Gesamtmenge an Wasserstoff in diesen Sternen fast vollständig erschöpft ist, dann folgen eine Reihe von schnellen, heißen Phasen der Sternentstehung als Überriesen und verschiedene Formen von a Wolf Rayetster. Am Ende des Lebens wird eine Supernova erwartet, aber wie weit sich diese Sterne entwickeln werden, bevor dies geschieht, ist noch ungewiss.
Die ersten Sterne im Universum Es wird angenommen, dass sie erheblich heller und massereicher waren als die Sterne des modernen Universums. Als Teil dieses theoretisierten Bevölkerung 3 Sterne, sie sind notwendig für die Beobachtungen von chemische Elemente außer Wasserstoff und Helium im Quasare erklären zu können. Möglicherweise größer und heller als jeder der heute bekannten Überriesen, wäre auch der innere Aufbau solcher Sterne ganz anders gewesen.
Als Quelle von Supernova
(Hauptartikel: Supernova)
Die meisten Quellen der Supernova vom Typ 2 werden als rote Überriesen angesehen, die selteneren Supernovae des Typs Ib/c werden von heißeren Wolf-Rayet-Sternen verursacht, die Wasserstoff aus der Atmosphäre verloren haben. Per Definition ist ein Überriese zu einem explosiven Ende verdammt. Sterne, die groß genug sind, um Elemente, die schwerer als Helium sind, zu verschmelzen, scheinen nicht in der Lage zu sein, genug Masse zu verlieren, um eine katastrophale Atomexplosion zu verhindern. Es gibt jedoch Gründe zu der Annahme, dass einige in ein Schwarzes Loch implodieren könnten, ohne eine Spur zu hinterlassen.
Das einfache "Zwiebelschalen"-Modell, bei dem rote Überriesen unweigerlich einen Eisenkern entwickeln und dann explodieren, hat sich jedoch als zu simpel erwiesen. Die Quelle für den ungewöhnlichen Typ II, SN 1987AEr war ein blau-weißer Überriese, von dem man annahm, dass er bereits die Lebensphase des roten Überriesen durchlaufen hatte. Inzwischen ist bekannt, dass dies häufiger vorkommt als bisher angenommen. Es wird viel geforscht, wie blaue Überriesen als Supernova explodieren können und wie rote Überriesen sie überleben können, um wieder heißere Überriesen zu bilden.
Bekannte Beispiele
Überriesen sind seltene, kurzlebige Sterne, aber aufgrund ihrer außergewöhnlichen Helligkeit gibt es viele Beispiele, die mit bloßem Auge gesehen werden können. Enthält einige der sichtbarsten Sterne am Himmel: Rigel, der hellste Stern in der SternzeichenOrion ist ein durchschnittlicher blau-weißer Überriese; Deneb ist der hellste Stern im Sternbild Schwan, ein weißer Überriese; Delta-Cepheid, der berühmte Prototyp für die Cepheiden-Variablen, ist ein gelber Überriese; und beteigeuze, Antares und UY Scutic sind rote Überriesen. Das Granatenstern ist einer der rötlichsten mit bloßem Auge sichtbaren Sterne und einer der größten Sterne in der Milchstraße.
Siehe auch
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
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