Unterzwerg

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Unterzwerge (abgekürzt sd von englisch subdwarf) sind Sterne der Leuchtkraftklasse VI. Sie sind deutlich lichtschwächer als „normale“ Hauptreihensterne gleicher Oberflächentemperatur und liegen daher im Hertzsprung-Russell-Diagramm 1,5 bis 2 Magnituden unterhalb der Zwergsterne der Hauptreihe (daher der Name). Allerdings darf aus der Position im Diagramm nicht auf eine Leuchtschwäche dieser Sterne im Verhältnis zu ihrer Masse geschlossen werden; stattdessen sind sie leuchtschwächer als Hauptreihensterne gleicher Oberflächentemperatur, weil sie kleiner bzw. leichter sind.

Der Begriff Unterzwerg wurde 1939 von Gerard Peter Kuiper geprägt, welcher damit eine Reihe von Sternen beschrieb, die zuvor als „intermediäre Weiße Zwerge“ angesehen wurden.

Man unterscheidet die beiden Klassen kühle und heiße Unterzwerge, deren Mitglieder sich in völlig verschiedenen Entwicklungsstadien befinden.

Kühle Unterzwerge[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Nicht maßstäblicher Schnitt durch einen kühlen Unterzwerg Subtyp M

Diese Sterne sind vom Spektraltyp (sd)G bis (sd)M (die optionale Abkürzung sd steht für die Leuchtkraftklasse subdwarf) und haben somit eine Oberflächentemperatur von etwa 2000 bis 6000 K. Sie sind metallarm, d. h. Elemente schwerer als Helium sind in ihnen seltener als gewöhnlich. Ansonsten sind kühle Unterzwerge aber Hauptreihensterne und beziehen ihre Energie aus dem Wasserstoffbrennen. Durch die niedrigere Metallhäufigkeit verringert sich die Opazität des Sterninneren (es wird lichtdurchlässiger), und somit verringert sich der nach außen gerichtete Strahlungsdruck im Stern. Dies wiederum hat zur Folge, dass der Stern kleiner und heißer ist als ein gewöhnlicher Population-I-Hauptreihenstern gleicher Masse. Aufgrund ihrer geringeren Opazität strahlen kühle Unterzwerge stärker im Ultraviolett als Hauptreihensternen der gleichen Spektralklasse.

Vergleicht man Unterzwerge im Hertzsprung-Russell-Diagramm mit „normalen“ Zwergsternen bestimmter Masse (wie die Sonne), so „wandern“ die kühlen Unterzwerge aufgrund ihrer heißeren Oberfläche von der Hauptreihe nach links, und weil sie heller sind, auch etwas nach oben zur Hauptreihe hin; sie sind jedoch nicht hell genug, um wieder auf die normale Hauptreihe zu gelangen. Auf diese Weise bilden kühle Unterzwerge eine eigene "Hauptreihe" unterhalb der gewohnten und werden deswegen irreführenderweise als leuchtschwächer bezeichnet.[1]

Kühle Unterzwerge sind im Allgemeinen sehr alte Population-II-Sterne, welche überwiegend zum galaktischen Halo der Milchstraße gehören und hohe Geschwindigkeiten relativ zur Sonne haben. Ein Beispiel für diesen Typ ist Kapteyns Stern.

Heiße oder blaue Unterzwerge[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Nicht maßstäblicher Schnitt durch einen heißen blauen Unterzwerg Subtyp O (heliumreich)
Nicht maßstäblicher Schnitt durch einen heißen blauen Unterzwerg Subtyp B (heliumarm)

Heiße oder blaue Unterzwerge werden - analog zu den kühlen Unterzwergen - mit dem Spektraltyp (sd)O, (sd)OB oder (sd)B klassifiziert. Dem Spektraltyp entsprechend sind sie an ihrer Oberfläche heißer als 10.000 K. Es handelt sich um heliumbrennende Sterne, die nur eine sehr dünne Wasserstoffhülle besitzen. Die sdB-Sterne werden als heliumarm und die sdO-Sterne als heliumreich bezeichnet. Heliumbrennende Sterne haben einen völlig anderen Aufbau als Hauptreihensterne und befinden sich daher an einer anderen Stelle im Hertzsprung-Russell-Diagramm; in diesem Fall links unterhalb der Hauptreihe.

Normalerweise fusioniert ein Stern im Roten-Riesen-Stadium Helium unter einer massereichen Wasserstoffschale. Heiße Unterzwerge sind nach derzeitigem Forschungsstand die Kerne solcher Sterne, die ihre wasserstoffreiche Hülle fast vollständig verloren haben. Die Massen der heißen Unterzwerge liegen mit einer geringen Streuung bei 0,46 Sonnenmassen, und sie verfügen über Radien von einigen Zehntel der Sonne.

sdB-Sterne, die sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm zwischen der oberen Hauptreihe und den Weißen Zwergen befinden, stellen einen signifikanten Anteil heißer Sterne in alten Sternsystemen wie Kugelsternhaufen und Elliptischen Galaxien. Sie entwickeln sich direkt weiter zu Weißen Zwergen.[2]

Entstehungskanäle[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Hülle kann verloren gehen:

  • als Folge eines späten Helium-Blitzes.
  • In Doppelsternsystemen kann die Hülle eines entwickelten Sterns durch eine oder zwei Common-Envelope-Phasen bzw. durch einen Materiefluß über die Roche-Grenze auf einen Begleiter abfließen. Dieser Entstehungskanal ist durch die Entdeckung von lichtschwachen Begleitern heißer Unterzwerge bestätigt worden, die bei ca. 50 Prozent aller sdB- und sdO-Sterne beobachtet werden können.[3]
  • Einzelne heiße Unterzwerge könnten das Produkt der Verschmelzung zweier Weißer-Helium-Zwerge sein (jeweils weniger als 0,5 Sonnenmassen, sodass keine Heliumfusion stattfinden konnte). Diese müssten aber zuvor ebenfalls einen Großteil ihrer Hülle verloren haben, da einzelne Weiße-Helium-Zwerge aufgrund des hierfür zu geringen Alters des Universums noch nicht entstehen konnten. Dieser Entstehungskanal führt zu schnell rotierenden blauen Unterzwergen wie SB 290 und EC22081−1916 mit Rotationsgeschwindigkeiten von über 160 km/s.[4]
  • Auch Planeten in Form von Hot Jupitern bzw. Braunen Zwergen könnten zur Entstehung von Blauen Unterzwergen führen. Sobald der Ursprungsstern zu einem Roten Riesen anschwillt, läuft der substellare Begleiter innerhalb der Atmosphäre des Sterns und überträgt einen Teil seiner Bewegungsenergie auf die äußeren Schichten des Sterns. Dadurch wird die wasserstoffreiche Atmosphäre abgeworfen, und zurück bleibt ein sdB-Stern mit einem Begleiter, der während der Common Envelope-Phase ebenfalls einen Teil seiner Masse eingebüßt hat wie bei J0820+0008.[5]

Pulsationsveränderliche heiße Unterzwerge[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Ein Teil der heißen Unterzwerge gehört zu den pulsationsveränderlichen Sternen. Sie werden nach der Periode der Grundschwingung eingeteilt in

  • die kurzperiodischen V361-Hya-Sterne mit Werten von zwei bis zehn Minuten und Oberflächentemperaturen oberhalb von 28.000 K
  • die langperiodischen V1093-Her-Sterne mit Werten zwischen 45 und 120 Minuten und Oberflächentemperaturen unterhalb von 28.000 K.
  • Daneben gibt es noch eine kleine Gruppe hybrider Sterne, die sowohl die g-Schwingungen der V361-Hya-Gruppe als auch die p-Schwingungen der V1093-Her-Gruppe zeigen.

Alle pulsationsveränderlichen heißen Unterzwerge schwingen in einer Vielzahl von Schwingungsmoden und können daher mit den Methoden der Asteroseismologie analysiert werden. Diese Analysen haben das Verständnis über den Aufbau und die Entwicklung dieser Sterngruppe verbessert.[6]

Die Schwingungen bei pulsationsveränderlichen blauen Unterzwergen sind sehr stabil; kleine periodische Abweichungen in der Ankunftszeit der Minima oder Maxima werden auf den gravitativen Einfluss durch Planeten um die Sterne aufgrund des Lichtlaufzeiteffekts zurückgeführt und könnten damit die Hypothesen zur Entstehung dieser extremen Horizontalast-Sterne bestätigen.[7]

Planeten bei einem heißen Unterzwerg[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der heiße Unterzwerg KIC 05807616 könnte zwei Planeten besitzen, die ihn in 5 Stunden und 46 Minuten bzw. in 8 Stunden und 14 Minuten umkreisen.

Die Entdecker vermuten, dass es sich um die übrig gebliebenen Kerne von Gasriesen handelt. Ihre äußeren Schichten gingen verloren, als sie durch die Atmosphäre des Sterns flogen, während dieser im Rote-Riesen-Stadium war. Der Durchgang der Planeten könnte auch zum Verlust der aufgeblähten Sternenhülle geführt haben, sodass sich der Blaue Unterzwerg bilden konnte.[8][9]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. James B. Kaler, Sterne und ihre Spektren, Spektrum Akademischer Verlag, ISBN 3-86025-089-2, 1994
  2. Jeffery, C. S.: Pulsations in Subdwarf B Stars. In: Journal of Astrophysics and Astronomy. 26, 2005, S. 261. doi:10.1007/BF02702334.
  3. J. Girven, D. Steeghs, U. Heber, et al.: The Unseen Population of F to K-type Companions to Hot Subdwarf Stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 425, 2012, S. 1013–1041, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21415.x, arxiv:1205.6803.
  4. S. Geieret al.: The subdwarf B star SB290 – A fast rotator on the extreme horizontal branch. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1301.4129.
  5. S. Geier: Hot Subdwarf Formation: Confronting Theory with Observation. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1212.0418.
  6. Ulrich Heber, Stephan Geier, Boris Gaensicke: Hot subluminous Stars: Highlights from the MUCHFUSS and Kepler missions. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arxiv:1211.5315.
  7. R. Lutz, S. Schuh, and R. Silvotti: EXOTIME: searching for planets and measuring Pdot in sdB pulsators. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1301.2048.
  8. S. Charpinet, G. Fontaine, P. Brassard, et al.: A compact system of small planets around a former red-giant star. In: Nature. Band 480, 2011, S. 496–499, doi:10.1038/nature10631.
  9. chs/dpa: Kosmische Feuerhölle, Senior-Stern lässt geröstete Planeten zurück, in Spiegel Online, Datum: 22. Dezember 2011, Abgerufen: 22. Dezember 2011