Mira-Stern

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Die Mira-Sterne sind langperiodische (80 bis 1000 Tage) veränderliche Sterne mit großen Amplituden und späten Spektren. Sie sind nach ihrem Prototyp Mira im Sternbild Walfisch (lat. cetus) benannt.

Definition[Bearbeiten]

Mira-Sterne sind langperiodische rote Riesen mit Emissionslinien und späten Spektren mit den Spektralklassen Me, Se oder Ce. Die Amplitude des Lichtwechsels beträgt zwischen 2,5 und 11 mag. Dies entspricht einer Helligkeitsänderung im Visuellen zwischen dem Faktor 10 und 25000, während die bolometrische Helligkeit nur um den Faktor 2 bis 3 schwankt. Sie zeigen eine ausgeprägte Periodizität mit Perioden zwischen 80 und 1000 Tagen. Die Amplituden im Infraroten sind geringer als im Visuellen und bleiben meist unterhalb von 2,5 mag.

Da die Helligkeitsschwankungen zu einem großen Teil auf der Änderung der Opazität von Molekülen wie dem Titanoxid beruht und die Häufigkeit der Moleküle vom Spektraltyp abhängig ist werden Sterne mit ähnlichen physikalischen Eigenschaften in Abhängigkeit von ihrer chemischen Zusammensetzung sowohl den Mira-Sternen als auch den halbregelmäßig veränderlichen Sternen zugerechnet. Deshalb werden alle veränderlichen Roten Riesen mit Perioden von mehr als 50 Tagen der Gruppe der langperiodischen Sternen zugerechnet, was sowohl die Mira-Sterne, die halbregelmäßigen als auch die unregelmäßig veränderlichen Sterne umfasst[1].

Spektrum[Bearbeiten]

Die meisten Mira-Sterne gehören zur Spektralklasse M mit Titanoxid-Banden. Nur ein geringer Teil gehört zu den Kohlenstoffsternen C oder der Spektralklasse S mit ausgeprägten Zirkonoxid-Banden. Die Einteilung nach der Spektralklasse ist ein Ergebnis des relativen Anteils von Sauerstoff zu Kohlenstoff. Ist weniger Sauerstoff als Kohlenstoff vorhanden, so wird aller Sauerstoff im Kohlenmonoxid (CO) gebunden und der Überschuss an Kohlenstoff zeigt sich in den Kohlenstoffbanden der C-Sterne. Ist mehr Sauerstoff als Kohlenstoff in der Atmosphäre vorhanden so wird der gesamte Kohlenstoff in dem im Optischen nicht nachweisbaren CO gebunden und der verbleibende Sauerstoff bildet Titanoxid. Bei den S-Sternen liegt wahrscheinlich ein annähernd gleiches Verhältnis von Sauerstoff zu Kohlenstoff vor.

Unabhängig von der Spektralklasse werden bei Mira-Sternen die Wasserstofflinien und gelegentlich auch die Spektrallinien anderer Elemente in Emission beobachtet. Die Emission wird durch Schockwellen verursacht, die durch die ausgedehnte Atmosphäre des Roten Riesen laufen.

Der Nachweis von Lithium in den Atmosphären von Mira- und anderen AGB-Sternen war lange Zeit ein Rätsel. Lithium wird bereits bei Temperaturen von 3.000.000 K unterhalb des Wasserstoffbrennens durch thermonukleare Reaktionen zerstört. Da der Stern während dieser T-Tauri-Phase noch voll konvektiv war, sollte alles Lithium umgewandelt worden sein. Der Lithium-Anteil scheint mit der Pulsationsperiode und damit dem Alter anzusteigen. Dies wird als Folge eines Hot Bottom Burning interpretiert. Die Konvektionszone reicht in die Schale mit Wasserstoffbrennen und transportiert frisch synthetisiertes Lithium an die Oberfläche[2].

Lichtkurven[Bearbeiten]

Die Lichtkurven der Mira-Sterne sind in erster Annäherung sinusförmig. Im Gegensatz zu den Cepheiden sind die Lichtkurven selbst veränderlich und ein Zyklus unterscheidet sich stets vom vorangehenden. Im Anstieg zum Maximum können bei einigen Mira-Sternen Einsenkungen auftreten, die wie bei den Cepheiden wohl auf eine 2:1 Resonanz zwischen der Grundschwingung und der ersten Oberschwingung beruhen. Es gibt keinen Zusammenhang zwischen der Form der mittleren Lichtkurve und stellaren Parametern.

Daneben zeigen einige Mira-Sterne zufällig verteilte Helligkeitseinbrüche überlagert dem normalen Lichtwechsel. Dies wird mit einer Absorption durch Staubteilchen in der Hülle der Roten Riesen in Verbindung gebracht.

Ursache des Lichtwechsels[Bearbeiten]

Wie die Cepheiden sind Mira-Sterne Pulsationsveränderliche. Ihr Pulsationsmechanismus beruht ebenfalls auf dem Kappa-Mechanismus, wobei die temporäre Energiespeicherung im Gegensatz zu den Cepheiden nicht auf der Ionisation des Heliums, sondern der des Wasserstoffs beruht. Aufgrund des Aufbaus der Atmosphäre von Roten Riesen fehlt eine scharfe Übergangsschicht wie bei der Sonne (Stichwort Photosphäre), an der die Dichtewellen reflektiert werden. Die Dichtewellen laufen daher als Schockwellen durch die Sternatmosphäre mit Geschwindigkeiten von bis zu 10 km/s. Aufgrund der Ausdehnung der Sternatmosphäre brauchen die Schockwelle zwischen etwa hundert und einigen hundert Tagen um sie zu durchlaufen. Die visuellen Helligkeitsschwankungen werden durch drei Effekte verstärkt:

  • Stefan-Boltzmann-Gesetz: Die gesamte Strahlungsmenge nimmt mit der vierten Potenz der Temperatur zu.
  • Wiensches Verschiebungsgesetz: Bei geringeren Temperaturen wird ein Großteil der Strahlung im Infraroten (unsichtbar) und im Roten (beim skotopischen Sehen ist das Auge dort sehr unempfindlich) abgestrahlt. Der Umrechnungsfaktor Candela/Watt nimmt sehr geringe Werte an.
  • Bei abnehmender Temperatur kondensieren Molekülbanden (z. B. Titanoxid) in der äußeren Atmosphäre und absorbieren sichtbare Strahlung, die im Infraroten als unsichtbare Strahlung re-emittiert wird.

Mira-Sterne pulsieren in der Grundschwingung, der allerdings Oberschwingungen überlagert sein können. Während die Pulsationen im Sterninneren nach theoretischen Modellen sehr regelmäßig ablaufen wird die Veränderlichkeit der Lichtkurve durch Konvektionsströmmungen und nicht-radiale Schwingungen in der ausgedehnten Atmosphäre hervorgerufen. Nur eine kleine Gruppe von AGB-Sternen, bei denen durch ein Hot-Bottom-Burning wasserstoffreiche Materie aus den äußeren Schichten in die wasserstoffbrennende Zone gelangt, pulsieren in der ersten Oberschwingung. Für diese gilt eine andere Perioden-Leuchtkraft-Beziehung als oben angegeben.

Die Schwingungen in den äußeren Schichten der Atmosphäre von Kohlenstoffsternen kann Material beschleunigen, welches in einiger Entfernung von dem Stern zu einer Wolke aus Ruß kondensiert. Dies kann zu tiefen Minima bei einigen Mirasternen und den verwandten Halbregelmäßigen mit einem hohen Kohlenstoffgehalt führen aufgrund der Absorption von Licht durch die Staubteilchen. Interferometrische Beobachtungen unterstützen die Annahme eines asymmetrischen Auswurfs von Materie. Die Ursache der Asymmetrie ist nicht bekannt[3].

Sternwind[Bearbeiten]

Die Schockwellen transportieren Materie in die äußere Atmosphäre des Roten Riesen. Dort findet eine Kondensation zu Staubteilchen statt, die über den Strahlungsdruck einen zusätzlichen Impuls erhalten. Dies führt zu einer Massenverlustrate von bis zu 10−8 Sonnenmassen pro Jahr. Der Staub konnte als Silikat, Siliciumcarbid und Kohlenstoffstaub im Infraroten nachgewiesen werden. Mira-Sterne sind eine bedeutende Quellen von schweren Elementen, die in den interstellaren Raum für nachfolgende Sterngenerationen abgegeben werden.

Entwicklung[Bearbeiten]

Mira-Sterne sind Sterne mittlerer Sternmasse zwischen 0,6 bis zu ca. 3 Sonnenmassen auf dem Asymptotischen Riesenast. Sie haben einen dichten Kern aus Kohlenstoff über dem eine Helium-brennende Schicht liegt. Darüber befindet sich wiederum eine dünne wasserstoffreiche Schicht, in der nur zeitweilig ein Wasserstoffbrennen abläuft. Es handelt sich um die größten, kühlsten und leuchtkräftigsten Roten Riesen mit einem Alter zwischen 3 und 10 Milliarden Jahren. Das Mira-Stadium selbst ist mit einer Dauer von einigen hunderttausend Jahren recht kurzlebig. Als Vorgänger der Mira-Sterne werden Rote Riesen mit geringerem Lichtwechsel als halbregelmäßige Veränderliche angesehen. Als Nachfolger gelten die Kerne Protoplanetarischer Nebel oder Nach-AGB-Sterne. Bei diesen ist die Pulsation beendet und der Stern bewegt sich nach links im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu höheren Temperaturen.

Nah verwandt mit den Mira-Sternen sind die OH/IR-Sterne, die vollständig in Staubhüllen verborgen sind und einen noch höheren Massenverlust durch Sternwind zeigen. Die typische Maser-Strahlung von OH/IR-Sternen konnte auch bei einigen Mira-Sternen nachgewiesen werden.

Perioden[Bearbeiten]

Die Zykluslänge der Mira-Sterne beträgt zwischen 80 und bis zu 1000 Tagen. Dabei ist die Periodenlänge umgekehrt proportional zur Oberflächentemperatur, d. h. sie nimmt mit abnehmender Temperatur zu. Die beobachteten Periodenänderungen sind meist rein statistischer Natur aufgrund der veränderlichen Form der Lichtkurve. Diese Variationen betragen bis zu 5 Prozent der Zykluslänge. Nur wenige Mira-Sterne (R Aql, T UMi, R Hya, BH Cru und W Dra) zeigen echte Periodenänderungen, die auf Radiusänderungen nach einem Heliumflash zurückgeführt werden. Bei so einem thermischen Puls werden durch den s-Prozess Lithium und Technetium produziert, die aber bei den aufgeführten Mira-Sternen nicht nachgewiesen werden konnten. Alternative Modelle beschreiben die Periodenänderungen bei den langperiodischen Veränderlichen als die Folge eines Wechsel des Schwingungsmode oder einer chaotischen Wechselwirkung zwischen der molekularen Opazität und der Schwingungsamplitude.

Die Periode des Lichtwechsels ist in erster Näherung nur abhängig von dem Radius und der Temperatur des Sterns. Dementsprechend kann auch eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung wie bei den Cepheiden abgeleitet werden. Für das K-Band im Infraroten gilt: M ≈ 1,0 − 3,5 log P (M: mittlere absolute Helligkeit; P: Periodendauer in Tagen).

Perioden-Leuchtkraft-Beziehung[Bearbeiten]

Mira-Sterne unterliegen im Infraroten einer Perioden-Leuchtkraft-Beziehung. Sie werden meistens im K-Band beobachtet, da dort die Extinktion durch die zirkumstellare Materie sehr gering ausfällt.

M(K) =  3{,}3 \cdot \log(p/\text{Tage}) - 0{,}43

Eine kleine Gruppe von AGB-Sternen höherer Masse im Zustand des Hot Bottom Burning weicht von dieser Perioden-Leuchtkraft-Beziehung ab. Der Vorteil der Entfernungsbestimmung durch eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung mit Mira-Sternen gegenüber den Cepheiden ist[4]:

  • Mira-Sterne sind im fernen Infrarot leuchtkräftiger als Cepheiden und können daher über eine größere Distanz beobachtet werden
  • Mira-Sternen sind auch in Galaxientypen wie Zwerggalaxien zu finden, in denen keine Cepheiden auftreten
  • Mira-Sterne können auch in den Halos von Spiralgalaxien beobachtet werden. Im Gegensatz zu den Spiralarmen sind diese nicht dicht bevölkert und das Problem der Überlagerung mehrerer Sterne kann vermieden werden.

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  •  C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. J.A. Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  •  J.R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  •  K. Szatmáry, L. L. Kiss and Zs. Bebesi: The He-shell flash in action: T Ursae Minoris revisited. In: Astronomy & Astrophysics. 398, 2003, S. 277-284, doi:10.1051/0004-6361:20021646.
  •  Stefan Uttenthaler et al: The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1105.2198.
  • Patricia A. Whitelock: Asymptotic Giant Branch variables in the Galaxy and the Local Group. In: Variable Stars, the Galactic Halo and Galaxy Formation. Proceedings of an international conference held in Zvenigorod, Russia, 12-16 October 2009. Sternberg Astronomical Institute of Moscow University, Moskau 2010, arXiv

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  Lee Anne Willson, Massimo Marengo: Miras. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1207.4094.
  2.  S.Uttenthaler, T. Lebzelter, M. Busso, S. Palmerini, B.Aringer, and M. Schultheis: Lithium destruction and production observed in red giant stars⋆. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1206.2759v1.
  3.  C. Paladini, S. Sacuto, D. Klotz, K. Ohnaka, M. Wittkowski, W. Nowotny, A. Jorissen, and J. Hron: Detection of an asymmetry in the envelope of the carbon Mira R Fornacis using VLTI/MIDI. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1207.3910.
  4.  Patricia A. Whitelock: Asymptotic Giant Branch Variables as Extragalactic Distance IndicatorsI. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1210.7307.