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Massenverlust und zirkumstellare Hüllen
bei Sternen hoher Leuchtkraft
H.-P. Gail
Institut für Theoretische Astrophysik, Heidelberg
SS 2011

Plan der Vorlesung
Inhalt:
1. Einführung
2. Überblick Sternaufbau und Entwicklung
3. Beobachtung von Massenverlust
4. Sternatmosphären und Strahlungsdruck
5. Elementare Theorie des Sternwinds (Parker-Theorie)
6. Liniengetriebene Winde (O, B , WR Sterne)
7. Wellengetriebene Winde (RGB Sterne, Miras)
8. Staubgetriebene Winde (M & C Sterne auf dem AGB, Überriesen)
9. Explosiver Massenabwurf (Supernovae, Novae, LBVs)
10. Massenverlust bei Doppelsternen
11. Materiezyklus in der Galaxis
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1. Einführung
Die sichtbare Materie im Kosmos ist zum größten Teil in Sternen und in
Sternsystemen konzentriert. Nur ein relativ kleiner Teil ist im interstellaren
Medium enthalten, das den Raum zwischen den Sternen und den
Sternsystemen ausfüllt. Das war nicht schon immer so. In der allerersten
Phase nach der Entstehung des Kosmos war die sichtbare Materie
zunächst weitgehend gleichförmig verteilt, bis aus anfänglichen Fluktuationen
heraus der gravitative Kollaps zu Galaxien und den ersten
Sternen einsetzte. Bei der Nukleosynthese während der Entstehungsphase
des Kosmos wurden zunächst nur die leichtesten Kerne gebildet:
Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Die Zusammensetzung
der Sterne der ersten Sterngeneration war entsprechend einfach. Sie
bestanden nur aus H und He; Deuterium und Lithium wurden bereits
in der Entstehungsphase der Sterne verbrannt.
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Einführung
Sterne sind nur ein metastabiler Zwischenzustand der Materie, die unter
dem Einfluß ihrer wechselseitigen Schwereanziehung zu immer kompakteren
Konfigurationen kollabiert und dabei immer dichter und heißer
wird. Dabei werden zeitweilig so hohe Temperaturen und Dichten erreicht,
daß in der Materie Kernreaktionen einsetzen. Durch Fusion von
leichteren zu schwereren Kernen
H → He → C → O → . . . → Fe
wird soviel Energie freigesetzt, daß das heiße Gas eine zeitlang den gravitativen
Kollaps aufhalten kann. Wenn der Vorrat an Brennstoff, der
unter den jeweiligen Temperatur- und Druckbedingungen brennen kann,
aufgebraucht ist, dann setzt erneute Kontraktion ein, bis bei höherer
Temperatur und höherem Druck eine neue Kernsorte zu brennen
anfängt.
page: 1.3

Einführung
Diese abwechselnden Phasen von gravitativer Kontraktion und zeitweiligem
Verharren in einem quasistationären Zustand, in dem nukleares
Brennen für eine gewisse Zeit die Kontraktion aufhält, werden dadurch
beendet, daß eines der beiden folgenden Ereignisse eintritt:
1. Es tritt Entartung des Elektronengases oder eines Neutronengases
ein. Dadurch wird ein weiteres Schrumpfen des Sterns unterbunden
und er endet als Weißer Zwerg (in den meisten Fällen besteht dieser
aus C und O oder aus O und Ne).
2. Die Fusion von leichten zu schweren Kernen erreicht den Bereich
der Elemente höchster Bindungsenergie pro Nukleon im Bereich der
Eisengruppe und ein weiterer Energiegewinn durch nukleare Brennprozesse
ist nicht mehr möglich. Der Stern kollabiert dann entweder
zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Dieses Ereignis
ist als Supernovaexplosion vom Typ II oder Ib, Ic beobachtbar.
page: 1.4

Einführung
Im ersten Fall kann unter Umständen durch fortgesetzte Massenzufuhr,
z.B. durch Massentransfer in einem Doppelsternsystem, die Masse noch
anwachsen und die Chandrasekharsche Massengrenze von 1.4 M⊙ für
einen stabilen Weißen Zwerg überschritten weren. Dann tritt folgendes
Ereignis auf:
1a. Der Weiße Zwerg kollabiert, wodurch im noch nicht verbrannten nuklearem
Material (C, O) die Brennprozesse erneut zünden und das
Material zu den Elementen der Eisengruppe verbrennt. Die freigesetzte
Energie bringt den gesamten Stern zur Detonation und es verbleibt
kein Überrest. Dieses Ereignis ist als Supernovaexplosion vom
Typ Ia beobachtbar.
Der Endzustand der sichtbaren Materie im Kosmos wäre also eine Konzentration
aller Materie in Weißen Zwergen, Neutronensternen oder
Schwarzen Löchern.
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Einführung
Daß es heute noch sehr viele junge Sterne und auch noch beachtliche
Mengen an interstellarer Materie in der Galaxis gibt, und nicht nur
die kompakten Endzustände, liegt daran, daß praktisch alle Sterne gegen
Ende ihrer Lebensdauer einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen
Masse, mit der sie als Hauptreihensterne entstanden sind, wieder an das
interstellare Medium zurückgeben. Dieser Massenverlust erfolgt
als gleichmäßiger Verlust von Masse in Form eines kontinuierlichen
Sternwinds, bei dem über Zeiträume von 10 4 bis 10 6 Jahre eine Ausströmung
aus dem Stern stattfindet, oder
als sporadischer Abwurf von äußeren Schichten des Sterns in Form
eines kurzzeitigen, sehr intensiven Sternwinds, über Zeiträume von
einigen Jahren bis zu einigen Jahrhunderten, die in der Beobachtung
gelegentlich als ausgeprägte Massenschalen in der Umgebung eines
Sterns feststellbar sind, oder
als explosiver Massenabwurf in Nova- oder Supernovaereignissen.
page: 1.6

Einführung
Die Materie, die bei diesen Prozessen an das interstellare Medium
zurückgegeben wird, vermischt sich mit diesem, und aus der Mixtur
von Materie aus sehr vielen unterschiedlichen Einzelquellen entstehen
später neue Sterne.
Die Prozesse der Sternentstehung und die Massenverlustprozesse bewirken
zusammen, daß in den meisten – außer den elliptischen – Galaxien
ständig eine gewisse Menge interstellarer Materie existiert, die noch
nicht in neue Sterne kondensiert ist, sowie eine große Zahl von Sternen
in den unterschiedlichsten Entwicklungsphasen, von ganz jungen, gerade
entstandenen, bis zu ganz alten Sternen, die noch aus der ersten Zeit
der Entstehung der Galaxie stammen.
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Einführung
Abbildung 1.1: Materiekreislauf in der Galaxis
page: 1.8

1.1. Materiekreislauf
In einer Galaxie existiert deswegen ein ausgeprägter Materiekreislauf
zwischen Sternen und interstellarer Materie. Ständig zirkuliert Materie
zwischen dem Massenreservoire der interstellaren Materie und dem
Massenreservoire der Sterne. Ein Teil der Materie scheidet aus diesem
Kreislauf aus, weil sie in einem der Endzustände der Sternentwicklung
als Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzem Loch verschwindet.
Andererseits wird dieser Abgang durch auch heute noch einfallende frische
Materie aus dem intergalaktischen Medium wenigstens teilweise
ersetzt.
Nur bei den elliptischen Galaxien (und Kugelhaufen) ist dieser Materiekreislauf
zum Erliegen gekommen. Sie enthalten praktisch keine
interstellare Materie und nur alte Sterne.
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Einführung
Die Sterne verdanken ihre Existenz als zeitweilige Haltestationen auf
dem Wege des gravitativen Kollapses den nuklearen Brennprozessen, bei
denen H über He in schwerere Kerne umgewandelt wird. Diese frisch
synthetisierten, schweren Kerne sind in dem Material enthalten, das
in den Massenverlustpozessen an das interstellare Medium abgegeben
wird. Der Kreislauf der Materie bewirkt deswegen, daß die interstellare
Materie und die Sterne, die aus ihr entstehen, langsam mit schweren
Kernen angereichert werden.
Die allerersten Sterne entstanden aus Materie, die aus dem Urknall hervorgegangen
ist. Sie enthalten praktisch nur H und He. Sterne mit dieser
Zusammensetzung werden als Population III (abgekürzt Pop III) Objekte
bezeichnet. Bis heute sind nur ein paar Sterne gefunden worden,
die dieser Kategorie zuzuordnen sind.
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Einführung
Die nächsten Sterngenerationen enthalten bereits Beimengungen an
Materie, die bei Massenverlustprozessen der ersten Sterngeneration synthetisiert
wurden. Der Gehalt dieser Sterne an Elementen schwerer als
He (die sog. Metalle) ist klein. Sterne mit dieser Zusammensetzung werden
als Pop II Sterne bezeichnet.
Es sind eine ganze Reihe solcher Objekte bekannt, teilweise mit außerordentlich
geringem Metallgehalt. In unserer Galaxis findet man sie
vorwiegend im Halo und in Kugelsternhaufen. Die kleine Magellansche
Wolke besteht zum Beispiel nur aus Pop II Sternen. Einige der Pop II
Sterne haben einen Gehalt an Metallen, der ca. 10 −5 mal kleiner als der
der Sonne ist. Bei durchschnittlichen Pop II Sternen liegt der Metallgehalt
aber eher beim 0.5-fachen dessen der Sonne.
page: 1.11

Einführung
Nach einigen Milliarden Jahren hatte der Metallgehalt der Galaxis etwa
den Wert des Metallgehalts der Sonne erreicht. Sterne mit dieser Zusammensetzung
werden als Pop I Sterne bezeichnet. Ganz junge Sterne
haben gegenwärtig etwa den doppelten Metallgehalt der Sonne.
Wegen der unterschiedlichen Massendichten und daraus resultierender
unterschiedlicher Sternentstehungsraten in verschiedenen Zonen einer
Galaxis sind zu einem festen Zeitpunkt die Metallhäufigkeiten innerhalb
einer Galaxis räumlich nicht konstant; sie nehmen zum Zentrum
hin zu.
page: 1.12

Einführung
In den frühen Phasen der Entwicklung des Universums und der jungen
Galaxien erreichten nur die Sterne mit der kürzesten Lebensdauer die
Endphase ihrer Entwicklung, in der dann starke Massenverlustprozesse
einsetzen. Die Lebensdauer von Sternen nimmt mit zunehmender Masse
stark ab:
ˆ Sterne wie die Sonne, mit einer Anfangsmasse von 1 M⊙, erreichen
nach ca. 9 × 10 9 Jahren die Endphase der Sternentwicklung.
ˆ Massereiche Sterne mit Anfangsmassen > 10M⊙ haben nur Lebensdauern
von einigen Millionen Jahren.
ˆ Sterne mit Anfangsmassen von weniger als etwa 0.8 M⊙ erreichen die
Endstadien der Entwicklung erst nach einer Zeit, die das Alter des
Kosmos übersteigt. Sie befinden sich noch alle auf der Hauptreihe.
page: 1.13

Einführung
Der Metallgehalt der interstellaren Materie und der aus ihr gebildeten
Sterne und das Elementgemisch in ihnen wird in der Anfangsphase
der Entwicklung des Kosmos und der Galaxien durch die Massenverlustprozesse
der Sterne mit Anfangsmassen von M∗ > 2 M⊙ bestimmt.
Bei einem Alter der Sonne von 4.6 × 10 9 Jahren und einem Alter des
Universums von ca. 13.5 × 10 9 Jahren haben die ersten Sterne aus der
Entstehungszeit der Galaxien mit M∗ > 2 M⊙ zum Zeitpunkt der Entstehung
der Sonne die Endphase ihrer Entwicklung erreicht und können
zu dem Material beigetragen haben, aus dem unser Sonnensystem hervorgegangen
ist.
Da für einen großen Teil aller Elemente, vor allem der schweren Elemente,
deren Häufigkeit im Kosmos nur aus der Analyse von Matrixmaterial
der primitiven Meteoriten bekannt ist, ist es von besonderem Interesse,
die Elementsynthese und die Massenverlustprozesse bei den Sternen zu
verstehen, die zum Zeitpunkt der Entstehung der Sonne schon das Endstadium
der Sternentwicklung erreicht hatten; das sind eben die Sterne
mit M∗ > 2 M⊙.
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Einführung
Abbildung 1.2: Entwicklungswege von Sternen unterschiedlicher Masse für zwei verschiedene Metallizitäten
im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach Modellrechnungen von Schaller und Kollegen (1992).
Die schraffierten Gebiete entsprechen nuklearen Brennphasen mit langsamer Entwicklung der Sterne.
Die Entwicklungswege für M∗ > 7 M⊙ gehen bis zum Ende des C-Brennens, für 2 M⊙ ≤ M∗ ≤ 7 M⊙
bis zum Beginn des thermischen Pulsens auf dem AGB und für M∗ ≤ 1.7 M⊙ bis zum He flash auf dem
RGB.
page: 1.15

Einführung
Für die Entwicklung der Galaxien in der frühesten Phase ihrer Entwicklung
sind vor allem die massereichsten Sterne mit Anfangsmassen
von mehr als ca. 8 M⊙ von Interesse, die bereits nach einigen Millionen
Jahren wieder als Supernova explodieren.
Später werden auch die Sterne mittlerer und kleiner Masse wichtig. In
der Endphase ihrer Entwicklung erreichen die Sterne mit Anfangsmassen
M∗ ≤ 8 M⊙ den sog. asymptotischen Riesenast im Hertzsprung-
Russell Diagramm, auf dem sie eine Leuchtkraft von mehr als 10 4 L⊙
erreichen. Der Entwicklungsweg solcher Sterne ist in Abb. 1.2 dargestellt.
Diese Sterne enden schließlich als Weiße Zwerge.
page: 1.16

Einführung
Abbildung 1.3: Massenverlustraten im Hertzsprung-Russell Diagramm. Die Zahlenangaben
an den Linien konstanter Massenverlustrate geben log Ṁ an (de Jager und
Kollegen, 1988).
page: 1.17

Einführung
Die Sterne mit hoher Leuchtkraft L∗ ≥ 10 4 L⊙ haben allesamt sehr
hohe Massenverlustraten. Die Abb. 1.3 zeigt eine Zusammenstellung
empirisch bestimmter Massenverlustraten bei Sternen hoher Leuchtkraft.
Die Massenverlustraten übersteigen ganz allgemein Werte von
10 −7 M⊙ yr −1 und können Werte von bis über 10 −4 M⊙ yr −1 erreichen.
Es ist offensichtlich, daß Sterne, die in ihrer Entwicklung den oberen Teil
des Hertzsprung-Russell Diagramms erreichen oder wegen ihrer hohen
Massen von Anfang an eine enorme Leuchtkraft besitzen, innerhalb relativ
kurzer Zeit einen beträchtlichen Teil ihrer ursprünglichen Masse
an das interstellare Medium zurückgeben.
Bei den heißen Sternen wird die Materie ganz im gasförmigen Zustand
an das interstellare Medium abgegeben. Bei kühlen Sternen mit
Teff < 3 000 K (den Riesen und Überriesen der Leuchtkraftklassen II und
I) kühlt das ausströmende Gas genügend ab und ist dabei gleichzeitig
noch dicht genug, daß einige Elemente (O, Si, Mg, Fe, Al, Ca . . . oder
C, Si) als kleine Festkörperpartikelchen auskondensieren. Diese Sterne
sind deswegen von mehr oder weniger dichten Staubhüllen umgeben, die
sich durch eine intensive Emission durch warmen Staub im infraroten
Spektralbereich bemerkbar machen.
page: 1.18

AGB(M)
AGB(S)
AGB(C)
OB
RSG
LBV
WCL
Novae
SN
Einführung
10 −8 10 −7 10 −6 10 −5 10 −4 10 −3 ✲
gas
carbon dust
silicate dust
peculiar dust
page: 1.19

Einführung
Abbildung 1.4: Raten für die Abgabe von Gas und Staub (in M⊙ kpc −2 a −1 ) an das
interstellare Medium durch die unterschiedlichen stellaren Quellen. Die Abkürzungen
für die Staubquellen sind: AGB= Sterne auf dem Asymptotischen Riesenast (‘asymptotic
giant branch’) der Spektraltypen M, S, und C, OB= Massereiche Sterne auf der
oberen Hautreihe, RSG=Rote Überriesen (’red supergiants’), LBV= Leuchtkräftige
Blaue Variable, WCL= Wolf-Rayet Sterne der Spektraltypen WC8-11. Die Unterschiedliche
Zusammensetzung der Staubmischungen in den unterschiedlichen Staubbildnern
wird vereinfachend durch die drei Grundtypen Silikatstaub“, Kohlenstoffstaub“,
und Spezieller Staub“ bezeichnet. Für Supernovae ist wegen der Unsicherheit
”
” ”
bezüglich der Zusammensetzung und der Menge des bei diesen Objekten gebildeten
Staubs keine Staubproduktionsrate angegeben.
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Einführung
Der interstellare Staub stammt zu einem Teil aus dieser Quelle. Die
chemische Zusammensetzung der Staubpartikelchen hängt von der Zusammensetzung
der Materie im Sternwind oder in der abgeworfenen
Masse ab, die ihrerseits wieder von der Synthese von Elementen bei
den nuklearen Brennprozessen im Sterninneren bestimmt wird. Abbildung
1.4 zeigt die wichtigsten Quellen für Massenabgabe an das interstellare
Medium durch weit entwickelte Sterne und die jeweiligen Gasund
Staubanteile.
page: 1.21

Einführung
Ein Teil der Staubteilchen in der interstellaren Materie entgeht der
Zerstörung im interstellaren Medium durch Stoßwellen und kann bei der
Entstehung neuer Sterne unter anderem in Körper der gleichzeitig entstehenden
Planetensysteme eingebaut werden. In unserem eigenen Planetensystem
findet sich in primitiver meteoritischer Materie ein kleiner
Anteil solcher unveränderter Staubteilchen, die sog. präsolaren Staubteilchen,
die direkt aus dem Massenabstrom von Sternen in weit fortgeschrittenen
Entwicklungsstadien stammen. Diese präsolaren Staubteilchen
können durch exotische Isotopenhäufigkeiten mancher Elemente
eindeutig identifiziert werden, die ihrerseits wieder Informationen über
die nuklearen Prozesse im Inneren der Elternsterne mit sich tragen. Dadurch
ist es möglich geworden, die Prozesse, die sich im Abstrom von
Materie aus weit entwickelten Sternen und in den nuklearen Brennzonen
in ihrem Inneren abgespielt haben, im Laboratorium zu studieren.
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Einführung
Um die Fülle von Informationen, die in den Spektren der Sterne und
in präsolaren Staubteilchen über die Synthese der chemischen Elemente
und die frühe Entwicklung des Kosmos enthalten sind, richtig entschlüsseln
zu können, ist ein möglichst genaues Verständnis der Massenverlustprozesse
der leuchtkräftigsten Sterne erforderlich. Mit den unterschiedlichen
Facetten dieses Problems beschäftigt sich diese Vorlesung.
page: 1.23