R-Coronae-Borealis-Stern

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Lichtkurve des Leuchtverhaltens von R Coronae Borealis über einen Zeitraum von etwa 8 Jahren. (Zeitangaben als Julianisches Datum)

R-Coronae-Borealis-Sterne (GCVS-Systematikkürzel: RCB) sind Sterne, deren Helligkeit in unregelmäßigen Abständen stark abnimmt.

R Coronae Borealis-Sterne gehören zu der Klasse der eruptiven Veränderlichen. Sie sind wasserstoffarme gelbe Überriesen der Spektraltypen F oder G mit einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Die Helligkeitsabfälle sind wahrscheinlich auf in unregelmäßigen Zeitabständen ausgestoßene Rußwolken zurückzuführen, die die Photosphäre des Sterns verdecken.

Lichtwechsel[Bearbeiten]

Alle R Coronae Borealis-Sterne zeigen Helligkeitsabfälle von bis zu 8 mag. Dabei ist der Zeitpunkt eines Minimums ebenso wenig vorhersagbar wie seine Tiefe. Der Abfall aus dem Normallicht ist steil mit 3 bis 6 mag in 50 Tagen. Der folgende Anstieg kann ebenso schnell sein wie der Abfall oder auch erheblich langsamer. Der Anstieg kann mit neuen Helligkeitseinbrüchen überlagert sein. Der mittlere Abstand zwischen Minima beträgt ungefähr 1100 Tage für alle RCBs. Während eines Minima nimmt ein RCB-Stern eine rote Farbe an, was als Anzeichen für eine Extinktion angesehen wird.

Im Normallicht zeigen alle R Coronae Borealis-Sterne halbregelmäßige Helligkeitsänderungen mit einer Amplitude von einigen Zehntel Magnitudine und Perioden zwischen 40 bis 100 Tagen. Diese halbregelmäßige Veränderlichkeit kann im Infraroten, wo der Staub opak ist, auch in tiefen Minima beobachtet werden. In den meisten, wenn nicht allen Fällen ist dieser halbregelmäßige Lichtwechsel eine Folge von Pulsationen. Bei einigen RCB-Sternen wurde eine Korrelation zwischen der Phase des halbregelmäßigen Lichtwechsels und dem Beginn des Helligkeitsabfalls gefunden. Daher wird spekuliert, dass die Pulsationen der Auslöser für den Ausstoß von Materie sein könnte[1].

Spektrum[Bearbeiten]

Alle R-Coronae-Borealis-Sterne sind gelbe Überriesen mit den Spektralklassen F oder G bei einer effektiven Temperatur zwischen 5000 und 7000 K. Weiterhin wird eine extreme Unterhäufigkeit von Wasserstoff um einen Faktor 100 beobachtet (1 % im Gegensatz zu 90 % bei der Sonne gemessen nach der Atomanzahl). Ihre Atmosphären bestehen zu 98 % aus Helium. Gegenüber der solaren Zusammensetzung stark angereichert sind Kohlenstoff, Natrium, Schwefel, Silizium, Schwefel, Stickstoff, Nickel und Elemente, die im s-Prozess gebildet werden. Auch die Isotopenverhältnisse vieler Elemente weichen erheblich von denen aller anderen Sternklassen ab. Einige RCB-Sterne zeigen Anzeichen von Lithium in ihren Atmosphären. Da Lithium durch thermonukleare Reaktionen bereits bei niedrigen Temperaturen zerstört wird, kann es erst vor kurzer Zeit synthetisiert worden sein.[2]

Alle RCB-Sterne sind Einzelsterne und während der tiefen Minima treten keine grundsätzlichen Änderungen im Spektrum auf. Vor und am Anfang der Minima treten blauverschobene Absorptionslinien mit einer Geschwindigkeit von bis zu −400 km/s auf, die als schnell beschleunigter Masseausstoß interpretiert werden. Diese Linien können über einen Zeitraum von drei Monaten nachgewiesen werden und werden als beschleunigter Staub interpretiert, der über Stöße auch das Gas beschleunigt. Während der Minima werden Emissionslinien sichtbar und verschwinden teilweise wieder. Dies spielt eine zeitliche Reihenfolge wieder, bei der Emissionslinien umso später aus dem Spektrum verschwinden, je weiter ihr Ursprungsort vom Stern entfernt liegt.[3]

Daneben gibt es noch eine kleine Gruppe von heißen R-Coronae-Borealis-Sternen, zu denen in der Milchstraße V348 Sgr, MV Sgr und DY Cen gehören. Ihre effektive Temperatur liegt im Bereich von 15.000 bis 20.000 K. Ihre Spektren sind ebenfalls wasserstoffarm mit einem Massenanteil von weniger als vier Prozent und sie zeigen ebenfalls einen Infrarotexzess aufgrund einer ausgedehnten Staubhülle.[4]

Extrem kühle RCB-Sterne werden als DY-Per-Sterne bezeichnet nach dem Prototyp DY Persei mit einer effektiven Oberflächentemperatur von circa 3500 K. Ihre Spektren sind ebenfalls wasserstoffarm und kohlenstoffreich, aber sie zeigen einen langsamen und symmetrischen Lichtwechsel. Die zirkumstellare Hülle der DY-Per-Sterne ist sowohl wärmer als auch lichtschwächer als bei den RCB-Sternen. Im Gegensatz zu diesen zeigen sie eine normale Häufigkeit des Kohlenstoffisotops C13, während eine starke Unterhäufigkeit oder vollständige Abwesenheit ein Kennzeichen der RCB-Sterne ist. Daneben sind DY-Per-Sterne nur ein Zehntel so leuchtkräftig wie normale RCB-Sterne. Daher könnte es sich auch um normale Kohlenstoffsterne handeln, die gelegentlich Minima durchlaufen aufgrund eines Ausstoßes einer Staubwolke, ohne in einer Entwicklungssequenz mit den R-Coronae-Borealis-Sternen zu stehen.[5][6] RCBs gehören zu den Überriesen mit absoluten Helligkeiten zwischen -3,5 und -5 MV.

Ursache der Veränderlichkeit[Bearbeiten]

Ein Helligkeitsminimum ist die Folge eines Ausstoßes von Materie vom Stern, der in einiger Entfernung zu Staub kondensiert. Der Staub verdeckt den Stern in unserer Sichtlinie. Diese Annahme wird durch Polarisationsmessungen unterstützt, wobei die Polarisation am Beginn des Minima zunimmt. Im weiteren Verlauf beschleunigt der Strahlungsdruck den Staub und transportiert ihn in den interstellaren Raum. Eine ausgestoßene Wolke umhüllt nicht den ganzen Stern, sondern überdeckt nur einen kleinen Raumwinkel. Daher ist die Variation der Helligkeit im Infraroten nicht mit den Minima im Optischen korreliert.

In welchem Abstand vom R Coronae Borealis-Stern der Staub kondensiert, ist offen. Die Beobachtungen legen eine Entfernung von nur zwei Sternradien nah. Allerdings ist die Temperatur dort zu hoch für die Kondensation von Graphitteilchen. Erst in 20 Sternradien sind die Bedingungen zur Staubbildung geeignet.

Staub um R Coronae Borealis-Sterne[Bearbeiten]

Etwa ein Drittel der optischen Strahlung wird vom zirkumstellaren Staub absorbiert und wieder im Infraroten emittiert. Die Infrarotstrahlung ist in erster Näherung die zweier schwarzer Körper mit Temperaturen von 400 bis 900 Kelvin sowie 30 bis 100 K. Während die wärmere Temperatur den Staubwolken zugeschrieben wir, die auch die tiefen Helligkeitsminima verursacht, liegt die kühlere Komponente in großem Abstand vom RCB-Stern. Es könnte sich dabei um kondensierte Bestandteile vom Sternwind des Vorläufersterns des R-Coronae-Borealis-Sterns handeln. Weiterhin sind im infraroten Spektrum bei DY Cen und V854 Cen polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe sowie einfache Buckminster-Fulleren C60 nachgewiesen worden[7].

Da der Extinktionskoeffizient sich bei RCB-Sternen und der interstellaren Materie unterscheidet liegt eine andere Zusammensetzung vor. Es wird vermutet, dass es sich überwiegend um glasartige oder amorphe Graphitteilchen handelt. Laut polarimetrischen Messungen beim Prototyp R CrB liegt der Staub verteilt in drei Komponenten vor:

  • in einem diffusen Halo
  • in Wolken, die eine Lebensdauer bis zu einigen Jahrzehnten bis zur Auflösung haben können,
  • sowie in kleinen Wolkenfetzen.

Die Wolken haben keine bevorzugte Richtung und sind zufällig um den Stern verteilt. In den Wolken können aufgrund der höheren Dichte Graphitteilchen mit einem größeren Durchmesser heranwachsen als im Halo, wo bei der Staubbildung Moleküle aus dem Sternwind ondensieren[8].

Entwicklung[Bearbeiten]

R Coronae Borealis-Sterne sind selten. Trotz einer hohen Entdeckungswahrscheinlichkeit aufgrund der großen Amplitude des Lichtwechsels sind nur etwas 100 RCBs bekannt und in der gesamten Milchstraße dürfte ihre Anzahl weniger als 1000 betragen. Sie stellen daher entweder einen seltenen Ablauf in der Sternentwicklung dar oder die Phase ist sehr kurzlebig. Weiterhin sind sie alt und von einer im Infraroten nachweisbaren Staubhülle umgeben. Diese muss 105 Jahre vor dem RCB-Stadium abgestoßen worden sein. Aus den Pulsationen wurde auf eine Masse von 0,7 bis 0,8 Sonnenmassen geschlossen.

Es sind vier Hypothesen zur Entstehung der R Coronae Borealis-Sterne in der Diskussion. Es handelt sich um das Modell des finalen Heliumblitzes, der Verschmelzung zweier weißer Zwerge und die Entstehung in einer gemeinsamen Hüllenphase:

  • Beim finalen Heliumblitz handelt es sich um das letzte Aufbäumen eines einzelnen weißen Zwerges vor dem endgültigen Abkühlen. Demnach zündet die heliumreiche Schicht des weißen Zwerges noch einmal und der äußere Hülle bläht sich auf. Dieser auch später thermischer Puls bezeichneter Vorgang wurde bereits mehrfach beobachtet bei V605 Aquilae, FG Sagittae und V4334 Sagittarii (Sakurais Objekt). Diese Sterne zeigten aber nur kurzfristig Staubminima und haben sich (noch) nicht in einen RCB-Stern entwickelt.
  • Beim Verschmelzen zweier weißer Zwerge, eines Heliums- und eines Kohlenstoff-Sauerstoff-Weißen Zwerges, entsteht der Überriese in einem ehemaligen Doppelsternsystem. Die beiden weißen Zwerge haben sich angenähert unter der Abstrahlung von Gravitationswellen. Der massenärmere Stern ist zerrissen worden und ein Teil dient als Brennmaterial für eine heliumbrennende Schicht. Der andere Teil des zerrissenen Begleiters bildet die Hülle des Überriesen. Diese Hypothese wird durch die Häufigkeit von 18O und von Fluor in den Atmosphären von R-CrB-Sternen unterstützt[9]. Ein enges Paar von zwei Weißen Zwergen, dass innerhalb der Hubble-Zeit verschmelzen kann, entsteht, wenn zweimal eine Common-Envelope-Phase durchlaufen wird. Hierbei zieht jeweils der Begleitstern innerhalb der Atmosphäre eines entwickelten Roten Riesens seine Bahn. Durch die dabei auftretende Reibung wird Bewegungsenergie effektiv abgebaut[10].
  • Verschmelzen zwei Helium-Weiße Zwerge, so sollte zunächst ein sdO-Unterzwerg entstehen. Simulationsrechnungen zeigen, dass bei einigen der so entstandenen massereichen Unterzwergen es zu einem Heliumbrennen in einer Hülle um den Kern kommt und der Stern sich in der Folge in einen Riesen mit dem Spektraltyp B, A oder F entwickelt. Die chemische Zusammensetzung dieser so entstandenen Riesen entspricht der von R-Coronae-Borealis-Sternen und anderer extremer Heliumsterne. Dieser Entstehungsprozess ist nur für einen kleinen Teil der RCBs relevant. Er liefert aber eine Erklärung für das bei einigen RCBs mit geringer Leuchtkraft gefundene Lithium, dass sich bei der Verschmelzung aus 3He gebildet haben könnte[11].
  • DY Cen ist ein Doppelsternsystem mit einer Umlaufdauer von 39,6 Tagen und einer hohen Bahnexzentrizität. Die Emissionslinien im Spektrum werden als ein Anzeichen von anhaltenden Massentransfer auf den RCB-Stern interpretiert und DY Cen könnte ein Beispiel für ein Common-Envelope-System sein, in dem die beiden Sterne des Doppelsternsystems in einer gemeinsamen Hülle ihre Bahnen ziehen. Allerdings verfügt DY Cen über einen ungewöhnlich hohen Anteil an Wasserstoff und ist kein typischer R-CrB-Stern[12].

Extreme Helium-Sterne[Bearbeiten]

Extreme Helium-Sterne (EHe) teilen viele Gemeinsamkeiten mit den R Coronae Borealis-Sternen. Was ihnen dagegen fehlt, ist der halbregelmäßige Lichtwechsel, die tiefen Minima und ein Infrarotexzess durch ausgestoßene Wolken aus Kohlenstoff. Die Spannweite ihrer Temperaturen reicht von 9000 bis 35000° K und liegt damit höher als bei den RCBs. Die EHe haben weiterhin einen im Mittel um einen Faktor 10 niedrigeren Anteil an Wasserstoff in ihren Atmosphären. Es wird vermutet, dass die EHe die Nachfolger der RCBs sind und sich nach dem Verlust ihrer Atmosphäre zu weißen Zwergen weiterentwickeln. Wasserstoffarme Kohlenstoffsterne (HdC nach dem englischen Begriff hydrogen deficient carbon stars) entsprechen dagegen in ihrer chemischen Zusammensetzung bei meist tieferen Temperaturen eher den RCBs. Sie zeigen aber wie die extremen Helium-Sterne keine tiefen Minima[13].

Staubinduzierte Minima bei anderen Veränderlichen Sternen[Bearbeiten]

Neben den R Coronae Borealis-Sternen werden durch Staubwolken in der Sichtlinie erzeugte Minima noch bei den folgenden Sternenklassen beobachtet:

Bei diesen Sternklassen sind entweder Pulsationen wie bei den R Coronae Borealis-Sternen oder Wind-Wind-Kollisionen in Doppelsternsystemen die Ursache für die Kondensation von Staub.

Bekannte R Coronae Borealis-Sterne[Bearbeiten]

R CrB, RY Sgr, SU Tau, Z UMi

Siehe auch[Bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten]

  •  C G. C. Clayton: The R Coronae Borealis Stars. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 108, 1996, S. 225, doi:10.1086/133715.
  •  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.
  •  B. Miszalski, J. Mikołajewska, J. Köppen, T. Rauch, A. Acker, M. Cohen, D. J. Frew, A. F. J. Moffat, Q. A. Parker, A. F. Jones, A. Udalski: The influence of binarity on dust obscuration events in the planetary nebula M 2-29 and its analogues. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1101.4959.

Weblinks[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  Lisa A. Crause, Warrick A. Lawson, Arne A. Henden: Pulsation–decline relationships in R Coronae Borealis stars. In: Monthly Notice of the Royal Astronomical Society. 375, 2007, S. 301–306, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11299.x.
  2.  Jan. E. Staff, Athira Menon, Falk Herwig, Wesley Even, Chris L. Fryer, Patrick M. Motl, Tom Geballe, Marco Pignatari, Geoffrey C. Clayton, Joel E. Tohline: Do R Coronae Borealis Stars Form from Double White Dwarf Mergers?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1208.0732.
  3.  Geofrey C. Clayton et al: Variable Winds and Dust Formation in R Coronae Borealis Stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arXiv:1305.5047v1.
  4.  Geofrey C. Clayton et al.: The Dust Properties of Two Hot R Coronae Borealis Stars and a Wolf-Rayet Central Star of a Planetary Nebula: in Search of a Possible Link. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1106.0563v1.
  5.  P. Tisserand et al: New Magellanic Cloud R Coronae Borealis and DY Per type stars from the EROS-2 database: the connection between RCBs, DYPers and ordinary carbon stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009, arXiv:0905.3224v1.
  6.  A. A. Miller, J. W. Richards, J. S. Bloom, S. B. Cenko, J. M. Silverman, D. L. Starr, K. G. Stassun: Discovery of Bright Galactic R Coronae Borealis and DY Persei Variables: Rare Gems Mined from ASAS. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1204.4181.
  7.  D. A. Garcıa-Hernandez, N. Kameswara Rao, David L. Lambert: Dust around R Coronae Borealis stars: I. Spitzer/IRS observations. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1107.1185v1.
  8.  S. V. Jeffers et al.: Direct imaging of a massive dust cloud around R CrB. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1203.1265v1.
  9.  P. Tisserand, L. Wyrzykowski, P.R. Wood, A. Udalski, M.K. Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, I. Soszyński, O. Szewczyk, K. Ulaczyk, R. Poleski: New R Coronae Borealis stars discovered in OGLE-III Galactic Bulge fields from their mid- and near- infrared properties. In: Astronomy and Astrophysics, vol. 529, A118. 2011.
  10.  Richard Longland, Pablo Loren-Aguilar, Jordi Jose, Enrique Garcıa-Berro, Leandro G. Althaus: Lithium production in the merging of white dwarf stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1205.2538v1.
  11.  Xianfei Zhang and C. Simon Jeffery: Can RCrB stars form from the merger of two helium white dwarfs?. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1208.3907.
  12.  N. Kameswara Rao, David L. Lambert, D. A. Garcia-Hernandez, C. Simon Jeffery, Vincent M. Woolf, Barbara McArthur: The hot R Coronae Borealis star DY Centauri is a binary. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1210.4199.
  13.  P. Tisserand: Tracking down R Coronae Borealis stars from their mid-infrared WISE colours. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1110.6579v1.