Blaue Nachzügler

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Blaue Nachzügler (geläufiger englischer Terminus: Blue Straggler) sind Sterne, die im Vergleich zu Sternen gleichen Alters und Metallizität blauer und leuchtkräftiger sind.[1]

Blaue Nachzügler liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm jenseits des Abknickpunktes der Hauptreihe

Analyse von Blauen Nachzüglern[Bearbeiten]

Blaue Nachzügler sind zunächst in Sternhaufen aufgefallen, bei denen alle Sterne zur selben Zeit aus einer homogenen Molekülwolke entstanden sind. Entsprechend der Theorie der Sternentwicklung sind alle Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm entsprechend dem Alter und ihrer Masse entlang einer Linie angeordnet, wobei Blaue Nachzügler scheinbar einen Widerspruch zur Theorie der Sternentwicklung darstellen. Inzwischen konnten Blaue Nachzügler auch im Halo der Milchstraße, im galaktischen Bulge und in Zwerggalaxien nachgewiesen werden.[2] Bei vielen Blauen Nachzüglern ist eine schnelle Rotationsgeschwindigkeit im Vergleich zu anderen Sternen scheinbar gleichen Alters nachgewiesen worden.[3]

Eine Analyse der Eigenschaften von Blauen Nachzüglern kann über deren Pulsationen, die Rotation oder Bedeckungsveränderlichkeit erfolgen:[4]

  • Viele Blaue Nachzügler liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm im Instabilitätsstreifen der Zwergcepheiden. Diese veränderlichen Sterne bilden ein Muster von Schwingungen aus, dessen Analyse mittels der Asteroseismologie eine Analyse des Sternaufbaus und damit auch der Entwicklung ermöglicht.
  • Die rasche Rotation vieler Blauer Nachzügler kann über die Rotationsverbreiterung in den Spektrallinien nachgewiesen werden. Im Fall einer äußeren konvektiven Schicht zeigen die rasch rotierenden Blauen Nachzügler alle Anzeichen einer stellaren Aktivität wie Radioflares, Röntgenemission und photometrische Veränderlichkeit durch Sternflecken. Die FK-Comae-Berenices-Sterne sind wahrscheinlich die Produkte einer Verschmelzung eines engen Doppelsternsystems.
  • Bei Blauen Nachzüglern, die durch einen Massentransfer in einem engen Doppelsternsystem entstanden sind, kann der massenspendende Begleiter durch Radialgeschwindigkeitsmessungen oder bei geeigneter Orientierung im Raum als Bedeckungsveränderlicher Stern beobachtet werden. In beiden Fällen ist eine Ableitung der absoluten Parameter und damit der Entwicklung des Doppelsternsystems möglich.

Entstehungsvarianten[Bearbeiten]

Massentransfer in Doppelsternen[Bearbeiten]

Verfügen Sterne in Doppelsternsystemen über unterschiedliche Massen, so verläuft ihre Entwickelung auf anderen Zeitskalen. Der massenreichere Stern erschöpft den Wasserstoffvorrat in seinem Kern durch Wasserstoffbrennen schneller und entwickelt sich zu einem Roten Riesen. Expandiert der Stern über seine Roche-Grenze hinaus, so fließt in der Folge Materie vom massereicheren Stern zu seinem Begleiter. Der expandierende Stern gerät dabei aus dem Gleichgewicht und expandiert weiter, wodurch der Materietransfer gesteigert wird. Im Ergebnis wird aus dem masseärmeren Begleiter der massereichere Stern, der von dem Kern des ehemals massereichen Sterns umkreist wird. Derartige Doppelsternsysteme, bestehend aus einem Blauen Nachzügler und einem massearmen Weißen Zwerg, konnten von dem NASA-Satelliten Kepler nachgewiesen werden.[5]

Sternverschmelzungen[Bearbeiten]

Ein zweiter Entstehungsmechanismus ist notwendig, da Blaue Nachzügler auch als Einzelsterne vorkommen. Als Vorläufer dieser Blauen Nachzügler werden enge Kontaktsysteme angenommen. Bei diesen Doppelsternsystemen wie z.B. die W-Ursae-Majoris-Stern verlaufen die Bahnen der beiden Sterne in einer gemeinsamen Hülle. Sie verlieren über Gravitationsstrahlung sowie magnetische Interaktion Drehimpuls und verschmelzen zu einem extrem schnell rotierenden Einzelstern[6]. Bei der Verschmelzung eines Doppelsternsystems wird viel Energie frei, wobei dieses Ereignis als Leuchtkräftige Rote Nova oder mergeburst bezeichnet wird. Im Falle der Leuchtkräftigen Roten Nova V1309 Sco konnte der Bedeckungslichtwechsel des Kontaktsystems vor der Verschmelzung vermessen werden[7]. In Dreifachsystemen können die Bahnen auch aufgrund des Kozai-Effekts oder der Darwin-Instabilität langfristig instabil sein und zu einem Verschmelzen des zentralen Doppelsternsystems führen[8].

Sternkollisionen[Bearbeiten]

Ungefähr 1% aller Sterne in Offenen Sternhaufen und in Kugelsternhaufen sind Blaue Nachzügler. Insbesondere in den dichten Zentren der Kugelsternhaufen kann ein Teil der Blauen Nachzügler durch Kollisionen entstanden sein. Ist die Relativgeschwindigkeit zwischen den beteiligten Sternen nicht sehr groß, gehen nur wenige Prozent der Atmosphäre bei der Kollision verloren, und es kommt nicht zu einer Durchmischung der Sterne. Die Spektren von Blauen Nachzüglern zeigen keine chemische Zusammensetzung, die für eine Durchmischung zweier Sterne typisch wäre.[9] Ebenfalls zu den Blauen Nachzüglern aus Kollisionen zählen nahe Begegnungen eines Sterns mit einem Doppelsternsystem, woraufhin sich die Bahnparameter des Doppelsternsystems ändern. Sollte der Bahnabstand im Doppelsternsystem abnehmen, so kann dies infolge eines Massentransfers langfristig zu einem Blauen Nachzügler führen.

Blaue Nachzügler in Kugelsternhaufen[Bearbeiten]

Die blauen Kreise auf dieser Aufnahme des HST zeigen die hohe Konzentration von Blauen Nachzüglern im Kern des Kugelsternhaufens NGC6397 (Quelle:NASA, A. Cool (SFSU) und Z. Levay (STScI))

Die Verteilung von Blauen Nachzüglern in Kugelsternhaufen ist geprägt durch eine hohe Konzentration im Kern, einer daran anschließenden Zone der Vermeidung (engl. zone of avoidance) und einer erhöhten Konzentration im Außenbereich des Sternhaufens. Dies wird als eine Folge zweier unterschiedlicher Entstehungsmechanismen im Kern und Außenbereich des Kugelsternhaufens oder als Folge dynamischer Reibung interpretiert. Hierbei wird bei einer nahen Begegnung von einem Blauen Nachzügler mit einem anderen Stern Bewegungsenergie auf den masseärmeren Stern übertragen und der per Definition massereichere Blaue Nachzügler verliert Bewegungsenergie. Als Folge sinkt er tiefer in Richtung des Zentrums des Sternhaufens und erhöht die Konzentration dort. Diese dynamischen Effekte machen es schwierig die Anteile der Entstehungsmechanismen zu bestimmen. Spektroskopische Untersuchungen zeigen allerdings bei bis zu 75 % aller Blauen Nachzügler in Kugelsternhaufen einen Begleiter aufgrund von Variationen der Radialgeschwindigkeit. Daher dürfte Massentransfer in engen Doppelsternsystemen in Kugelsternhaufen der dominierende Entstehungsmechanismus für Blaue Nachzügler sein[10].

Werden die Blauen Nachzügler aus einem Kugelsternhaufen in ein Farben-Helligkeits-Diagramm eingezeichnet, dann zeigen sich zwei Hauptreihen : Eine rote und eine blaue Reihe. Während in der blauen Reihe keine Veränderlichkeit durch Bedeckungslichtwechsel beobachtet wird ist gehören ungefähr 50 Prozent der Mitglieder der Roten zu den W-Ursae-Majoris-Sternen. Die blaue Sequenz wird als aus Kollisionen hervorgegangene Blaue Nachzügler interpretiert, wobei zwei Sterne mit nahezu identischer Masse verschmelzen. Die rote Reihe bildet sich dagegen aus dem Massentransfer in engen Doppelsternen, wobei der hohe Rotanteil von dem massespendenden Begleiter kommt[11].

Rote und Gelbe Nachzügler[Bearbeiten]

Neben den Blauen Nachzüglern werden in Kugelsternhaufen und offenen Sternhaufen auch rote bzw. gelbe Nachzügler gefunden. Diese Sterne liegen im Hertzspung-Russell-Diagramm zwischen dem Abknickpunkt, an dem die Sterne sich von der Hauptreihe in Richtung des Riesenastes entwickeln und dem Riesenast. Dabei sind sie aber heller als die normalen Unterriesen des Sternhaufens. Diese Sterne könnten ehemalige blaue Nachzügler sein, die aufgrund ihrer höheren Masse einen hellen Entwicklungsweg zum Riesenast zurücklegen. Alternativ könnte es sich auch um nicht aufgelöste Doppelsternsysteme oder Überlagerungen von Sternbildern handeln[12]. Die roten Nachzügler werden auch als Unter-Unterriesen bezeichnet aufgrund ihrer Lage im HR-Diagramm. Diese Sterne sind häufig die hellsten Röntgenquellen in den Sternhaufen mit einer Leuchtkraft von 1031 erg/s, die als ein Zeichen für koronale Aktivität interpretiert wird. Die Unter-Unterriesen sind wohl immer Mitglieder von Doppelsternsystemen[13].

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  A. Weigert, H.J. Wendker, L. Wisotzki: Astronomie und Astrophysik: Ein Grundkurs. 5. überarbeitete und erweiterte Auflage Auflage. Wiley VCH, Weinheim 2009, ISBN 978-3-527-40793-4.
  2.  William I. Clarkson et al.: The First Detection of Blue Straggler Stars in the Milky Way Bulge. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 22. Mai 2011, arXiv:1105.4176v1.
  3.  A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik. 7. überarbeitete und erweiterte Auflage Auflage. Springer Verlag, Berlin 2006, ISBN 978-3540421771.
  4.  Mario Matteo: Photometrically variable Blue Straggler. In: Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 53, 1993, S. 74-96.
  5.  R. Di Stefano: TRANSITS AND LENSING BY COMPACT OBJECTS IN THE KEPLER FIELD: DISRUPTED STARS ORBITING BLUE STRAGGLERS. In: The Astronomical Journal. 141, Nr. 5, 2011, S. 142-152, doi:10.1088/0004-6256/141/5/142.
  6.  Ealeal Bear, Amit Kashi, Noam Soker: Mergerburst Transients of Brown Dwarfs with Exoplanets. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1104.4106.
  7.  R. Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk: V1309 Scorpii: merger of a contact binary. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 1. November 2010, arXiv:1012.0163.
  8.  BENJAMIN J. SHAPPEE AND TODD A. THOMPSON: THE MASS-LOSS INDUCED ECCENTRIC KOZAI MECHANISM: A NEW CHANNEL FOR THE PRODUCTION OF CLOSE COMPACT OBJECT-STELLAR BINARIES.. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1204.1053v1.
  9.  Alison Sills: Blue Straggler Formation in Clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arXiv:1009.2033v1.
  10.  Nathan Leigh, Alison Sills, Christian Knigge: An Analytic Model for Blue Straggler Formation in Globular Clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1105.5388.
  11.  E. Dalessandro, F. R. Ferraro, D. Massari, B. Lanzoni, P. Miocchi, G. Beccari, A. Bellini, A. Sills, S. Sigurdsson, A. Mucciarelli, L. Lovisi: Double Blue Straggler sequences in GCs: the case of NGC 362. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1310.2389v1.
  12.  L. Lee Clark, Eric L. Sandquist, Michael Bolte: The Blue Straggler and Main-sequence Binary Population of the Low-Mass Globular Cluster Palomar 13. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2004, arXiv:0409269v1.
  13.  Maureen van den Berg: X-ray sources in Galactic old open star clusters. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1211.6133.

Weblinks[Bearbeiten]