Elementsynthese in AGB-Sternen - Institut für Theoretische ...

Entstehung der chemischen Elemente
im Kosmos
H.-P. Gail
Institut für Theoretische Astrophysik, Heidelberg
WS 2011/12

8. Elementsynthese durch AGB Sterne
Die Art und Weise, wie sich Sterne entwickeln, hängt stark von ihrer
Anfangsmasse M ab. Sterne mit weniger oder mehr als 8 M⊙ Anfangsmasse
entwickeln sich in völlig unterschiedlicher Weise (vgl. Abb. 8.1):
• In den Sternen mit weniger als 8 M⊙ laufen erst das H-Brennen und
dann das He-Brennen ab. Der entartete CO-Kern, der dabei entsteht,
verhindert ein rasches Zünden des Kohlenstoffbrennens anschließend
an das He-Brennen und der Stern verliert in dem Wartezustand
durch einen Sternwind schnell soviel Masse, daß im Zentrum
die für Kohlenstoffbrennen erforderlichen Temperaturen nicht mehr
erreicht werden. Diese Sterne enden als Weiße Zwerge.
• In den Sternen mit mehr als 8 M⊙ laufen ebenfalls erst das H-Brennen
und dann das He-Brennen ab, aber entsprechend der höheren Masse
bei sehr viel höherer Temperatur. Der Kohlenstoffkern ist dann
nicht entartet und es setzen unverzüglich nacheinander alle weiteren
möglichen Brennprozesse ein, die schließlich bis zu den Kernen der
Eisenspitze führen. Diese Sterne explodieren als Supernovae.
Die Beiträge zur Synthese der chemischen Elemente im Kosmos ist
dementsprechend sehr unterschiedlich.
Seite: 8.1

Entwicklung der Sterne
Abbildung 8.1: Schematischer Entwicklungsweg im Hertzsprung-Russel Diagramm für
Sterne mit kleiner (1 M⊙), mittlerer (5 M⊙) und großer (25 M⊙) Anfangsmasse.
Seite: 8.2

8.1 Entwicklung von Sternen kleiner und mittlerer Masse
Sterne aus dem Massenbereich M ∼
< 8 M⊙ werden als Sterne kleiner und
mittlerer Masse bezeichnet. Sie entwickeln sich nach dem Ende des Wasserstoffbrennens
auf der Hauptreihe zu einem Roten Riesen. Auf dem
Roten-Riesenast brennen sie H in einer Schalenquelle über einem He
Kern. Wenn der Kern genügend in der Masse angewachsen ist, dann
zündet das He Brennen und der Stern entwickelt sich vorübergehend
zu kleinerer Leuchtkraft und höherer Effektivtemperatur.
• Bei Sternen mit M ∼
> 2 M⊙ zündet das He-Brennen in einem Kern, in
dem das Elektronengas nicht entartet ist. Die Sterne wandern bereits
frühzeitig vom Roten-Riesenast ab und erreichen keine besonders
hohe Leuchtkraft bis zum Zeitpunkt ihrer Abwanderung. Dies sind
die Sterne mittlerer Masse
• Sterne mit M ∼
< 2 M⊙ entwickeln zuerst einen Kern mit entartetem
Elektronengas. Sie müssen sich entlang des Roten-Riesenastes sehr
weit zu sehr hoher Leuchtkraft und sehr niedriger Effektivtemperatur
entwickeln, ehe in ihrem Zentrum die Zündbedingungen für
He-Brennen erreicht werden. Dies sind die Sterne kleiner Masse
Seite: 8.3

Entwicklung von Sternen kleiner und mittlerer Masse
Nach dem Ausbrennen des Zentrums im He-Kern entwickelt sich der
Stern zum zweiten Mal zum Roten-Riesenast (dem Asymptotischen Riesenast,
kurz AGB), wo er He in einer Schalenquelle über einem Kohlenstoffkern
(mit etwas O) brennt. Dieser Teil des AGB wird als früher
AGB (kurz EAGB) bezeichnet.
Beim weiteren Anstieg auf dem AGB zündet an der H-He-Grenze erneut
das H-Brennen und der Stern geht in eine Entwicklungsphase über,
in der er abwechselnd für einige tausend Jahre H in einer Schalenquelle
an der H-He-Grenze und für einige hundert Jahre He in einer Schalenquelle
an der He-C-Grenze brennt. Das thermonukleare He-Brennen
zündet jeweils impulsartig, so daß diese Entwicklungsphase als thermisches
Pulsen und dieser Teil der AGB Entwicklung als thermisch pulsender
Asymptotischer Riesenast (kurz TP-AGB) bezeichnet wird.
Seite: 8.4

8.1.1 Entwicklung auf der Hauptreihe
Zunächst beginnt die Entwicklung aller Sterne mit dem Wasserstoffbrennen
auf der Hauptreihe. Auf der unteren Hauptreihe bis etwa 1.5 M⊙
überwiegt das Wasserstoffbrennen nach der p-p–Kette, bei höheren
Massen sind die Zentraltemperaturen so hoch, daß das Brennen nach
dem CN–Zyklus dominiert. Durch diese Brennprozesse wird im zentralen
Bereich der Sterne allmählich der Wasserstoff in He umgewandelt.
Die Sterne besitzen auf der Hauptreihe alle eine Konvektionszone. Sterne
mit einer Masse M∗ ∼ < 1.5 M ⊙ sind kühl und haben eine äußere Konvektionszone,
massereichere Sterne haben keine äußere Konvektionszone,
weil sie dafür zu heiß sind, aber wegen der steilen Abhängigkeit
der Energieproduktion im CN–Zyklus von der Temperatur ist in ihnen
das Brennen auf einen relativ kleinen Bereich im Zentrum konzentriert,
was bei einem rein radiativen Energietransport zu sehr steilen Temperaturgradienten
führen würde. Die Sterne sind deswegen im Zentrum
konvektiv.
Seite: 8.5

Entwicklung auf der Hauptreihe
• In keinem der beiden Fälle gibt es eine Konvektionszone, die von der
äußeren Atmosphäre bis in die Brennzone reicht. Von den Veränderungen
der Zusammensetzung der Sternmaterie durch thermonukleares
Brennen im Zentrum ist in der Sternatmosphäre deswegen nichts
festzustellen.
Durch die Brennprozesse entsteht im Zentrum der Sterne allmählich ein
ausgebrannter Kern aus Helium. Die Temperaturen sind dort zunächst
noch nicht hoch genug für Heliumbrennen. Deswegen entwickelt sich im
Zentrum ein isothermer Kern aus Helium, an dessen Rand zur äußeren
Wasserstoffhülle eine H Schalenquelle brennt, die zunächst noch merklich
räumlich ausgedehnt ist. Wenn die Masse des ausgebrannten Kerns
eine kritische Grenzmasse erreicht hat, die typischerweise bei 10% der
Gesamtmasse liegt (Chandrasekhar-Schönberg Grenze), dann kann der
isotherme Kern nicht mehr dem Druck der äußeren Schichten standhalten.
Er beginnt langsam zu kontrahieren, wobei die Dichte im Kern
entsprechend zunimmt. Es bildet sich ein relativ kompakter Kern aus,
über dem eine dünne Wasserstoffschalenquelle brennt.
Seite: 8.6

8.1.2 Entwicklung auf dem Roten Riesen Ast
Wenn der Stern einen kompakten inneren Kern mit einer Wasserstoffschalenquelle
entwickelt, dann dehnt er sich stark aus und seine Oberflächentemperatur
nimmt ab. Der Stern entwickelt sich im Hertzsprung-
Russel Diagramm nach rechts und wird zum Roten Riesen.
Die Sterne haben im Entwicklungsstadium des Roten Riesen eine ausgedehte
äußere Konvektionszone, auch wenn sie auf der Hauptreihe zu heiß
für eine oberflächennahe Konvektionszone waren. Diese reicht, wenn der
Stern den sogenannten Roten-Riesen-Ast erreicht hat, mit ihrem inneren
Rand bis in Zonen hinein, die Material enthalten, das in früheren
Entwicklungsphasen wesentlich heißer war und durch Wasserstoffbrennen
in seiner Zusammensetzung verändert wurde. Dies betrifft das
He/H Verhältnis und die relativen Anteile der Isotope von C, N und O,
wenn der Stern den Wasserstoff nach dem CNO-Zyklus gebrannt hat.
Seite: 8.7

Entwicklung auf dem Roten Riesen Ast
Abbildung 8.2: Verhältnis der Elementhäufigkeiten an der Oberfläche nach der ersten
(gestrichelte Line) und der zweiten (durchgezogene Linie) ‘dredge-up’ Episode in
Abhängigkeit von der Anfangsmasse für Pop I Sterne (Daten aus Bothroyd & Sackmann
(1999) )
Seite: 8.8

Entwicklung zum Roten Riesen Ast
Wenn der Stern den unteren Teil des Roten-Riesen-Astes erreicht hat,
dann beginnt die tiefe äußere Konvektionszone angebranntes Material
bis in den Bereich der Sternatmosphäre zu mischen. Dadurch ändern
sich einige Häufigkeiten:
1. Die He Häufigkeit nimmt etwas zu.
2. Die Kohlenstoffhäufigkeit nimmt ab. Das Häufigkeitsverhältnis
12 C/
13 C nimmt von seinem Standardwert ≈ 90 auf kleinere Werte
ab. Im CNO-Zyklus stellt sich ein Verhältnis von 12 C/ 13 C ≈ 3 . . . 4
ein, aber so kleine Werte werden nicht erreicht, weil die Hülle noch
viel unverändertes, ursprüngliches Material enthält.
3. Die Stickstoffhäufigkeit nimmt stark zu.
4. Die Sauerstoffhäufigkeit nimmt etwas ab.
Andere Elementhäufigkeiten werden in dieser Phase der Entwicklung
des Sterns noch nicht verändert.
Seite: 8.9

Entwicklung zum Roten Riesen Ast
Die Änderung der Elementhäufigkeiten in der Sternatmosphäre sind
durch Analyse des Sternspektrums feststellbar und ergeben etwa das
Resultat, das die Theorie der Sternentwicklung vorhersagt. Man bezeichnet
den Prozeß der Veränderung der Elementhäufigkeiten am unteren
Ende des Rote-Riesen-Astes als first dredge-up.
Bei der weiteren Entwicklung auf dem Roten-Riesen-Ast aufwärts zieht
sich die untere Grenze der Konvektionszone etwas weiter nach außen
zurück und erreicht das Material, das bereits angebranntes Material
aus der Wasserstoffbrennzone enhält, nicht mehr. Dadurch endet die
weitere Veränderung der Häufigkeiten auf dem unteren Roten-Riesen-
Ast.
Seite: 8.10

8.1.3 Entwicklung zum Asymptotischen Riesen-Ast
Nach dem Beginn des Heliumbrennens kommt es zu eine Umstrukturierung
im inneren Aufbau des Sterns, der dadurch zunächst heißer und
weniger leuchtkräftig wird und sich im Hertzsprung-Russel-Diagramm
dementsprechend nach links und abwärts bewegt (Abb 8.1). Die Sterne
kleiner Masse befinden sich dann auf dem Horizontalast, währen Sterne
mittlerer Masse dicht beim Roten-Riesen-Ast verbleiben.
Wenn in den Sternen kleiner und mittlerer Masse nach einer gewissen
Zeit der Heliumkern ausgebrannt ist und sich ein Kern aus C und O auszubilden
beginnt, dann geschieht folgendes: Der Kern kontrahiert rasch
und entartet. Das Helium brennt in einer dünnen Schalenquelle über einem
entarteten C+O–Kern, während die H Schalenquelle erlischt. Der
Stern dehnt sich wieder stark aus und wird erneut sehr kühl und entwickelt
sich im Hertzsprung-Russel-Diagramm fast senkrecht aufwärts
längs einer Linie nahe des Roten-Riesen-Astes. Er befindet sich dann
auf dem sog. Asymptotischen Roten-Riesen-Ast, der abgekürzt als ABG
bezeichnet wird. Dieser ist der Ort der Sterne im Hertzsprung-Russel
Diagramm, die Helium in einer Schalenquelle über einem C+O–Kern
brennen.
Seite: 8.11

Entwicklung zum Asymptotischen Riesen-Ast
Die Sterne haben wieder eine vollständig konvektive äußere Hülle, die
bis in die Nähe der Brennzone reicht. Bei Sternen mit M∗ ∼ > 3.5 M ⊙
reicht auf dem unteren Ende des AGB die Unterkante der Konvektionszone
zeitweilig erneut bis in Bereiche hinein, in denen Wasserstoff
nach dem CNO-Zyklus gebrannt hat. Wieder werden Produkte dieses
Brennprozesses durch turbulente Mischung in der Konvektionszone bis
in die sichtbare Atmosphäre transportiert. Dieser Prozeß wird als zweite
’dredge-up’ Epsode bezeichnet. Das verstärkt bei diesen Sternen noch
einmal die Effekte des ersten ‘dredge-up’, siehe Abb. 8.2.
Auf dem AGB hat der Stern eine riesig ausgedehnte, vollständig konvektive
Hülle, deren Ausdehnung viele hundert R⊙ beträgt, während
sich im Zentrum ein vorgeformter C+O Weißer Zwerg mit einem Radius
von nur etwa 10 4 km befindet.
Wenn sich die Heliumschalenquelle während der Entwicklung auf dem
AGB langsam nach außen frißt und der C+O–Kern dadurch an Masse
zunimmt, wird die Zentralregion allmählich immer kompakter und
heißer. Der Stern entwickelt sich auf dem AGB bei langsam abnehmender
Effektivtemperatur und stark zunehmender Leuchtkraft im
Hertzsprung-Russel Diagramm fast senkrecht nach rechts oben .
Seite: 8.12

8.2 Entwicklung auf dem AGB
Durch die zunehmende Masse des C+O–Kerns wird die Zentralregion
immer heißer und an einem gewissen Punkt der Entwicklung erreicht
die Temperatur an der Grenze zwischen der Heliumschale und der wasserstoffreichen
äußeren Hülle wieder die Temperatur für das Zünden
einer Wasserstoffschalenquelle. Ab diesem Punkt beginnt eine wichtige
neue Entwicklungsphase, in der wesentliche Prozesse der kosmischen
Nukleosynthese ablaufen.
Nach dem Zünden der Wasserstoffschalenquelle geht zunächst die Heliumschalenquelle
(fast) aus. Es brennt für einige tausend bis einige
zehntausend Jahre, je nach Masse des C+O–Kerns, eine Wasserstoffschalenquelle.
Diese speist die Leuchtkraft des Sterns und baut weiteres
Helium für die Heliumschale über dem C+O–Kern auf.
Seite: 8.13

Entwicklung auf dem AGB
Die Temperatur an der Grenze zum C+O–Kern wird mit zunehmender
Masse der Heliumschale immer größer, bis schließlich das Heliumbrennen
wieder zündet. Die Zündung erfolgt nahezu explosiv in einem
Helium-flash, wodurch in kurzer Zeit eine sehr große Energiemenge freigesetzt
wird. Davon dringt aber nur sehr wenig nach außen; die Energie
wird hauptsächlich zur Expansion der inneren Bereiche verbraucht
und in potentielle Gravitationsenergie umgewandelt, die bei späterer
Kontraktion langsam wieder freigesetzt wird. Durch die Expansion des
inneren Bereichs erlischt die Wasserstoffschalenquelle. Es brennt dann
für einige hundert Jahre eine Heliumschalenquelle, die allmählich einen
Teil der Heliumschale aufbraucht und den C+O–Kern weiter anwachsen
läßt. Damit verbunden ist ein weiteres schrumpfen des Kerns, verbunden
mit einem Anstieg der Temperatur an der Grenze zwischen der
Heliumschale und der wasserstoffreichen Hülle. Schließlich zündet wieder
das Wasserstoffbrennen.
Seite: 8.14

Entwicklung auf dem AGB
Abbildung 8.3: Der Zyklus von abwechselndem He-Brennen und H-Brennen in zwei
Schalenquellen auf dem thermisch pulsenden AGB. Die Pfeile deuten an, daß sich die
Schalenquelle nach außen frißt.
Seite: 8.15

Entwicklung auf dem AGB
Ab dann wiederholen sich diese Vorgänge nahezu periodisch: Wasserstoff
und Helium brennen abwechselnd in einer Schalenquelle, die Wasserstoffschalenquelle
für etliche tausend bis einige zehntausend Jahre,
die Heliumschalenquelle für einige hundert Jahre. Schematisch ist dieser
Zyklus in Abb. 8.3 dargestellt. Der Stern ist in das Stadium des thermischen
Pulsens übergegangen. Seine Leuchtkraft beträgt zum Zeitpunkt
des Eintritts in dieses Stadium etliche 10 3 L⊙ bis etwa 10 4 L⊙. Diesen
oberen Teil des AGBs, auf dem thermisches Pulsen stattfindet, bezeichnet
man auch als thermisch pulsenden AGB, manchmal abgekürzt als
TP-AGB. Die vorangehende Entwicklungsphase wird auch als früher
AGB bezeichnet, manchmal abgekürzt als EAGB.
Wichtig ist, daß durch diesen Prozeß nur die 12 C Häufigkeit zunimmt,
nicht aber die 13 C Häufigkeit. Die Sauerstoffhäufigkeit der äußeren Hülle
bleibt fast unverändert, da die Temperatur beim Heliumbrennen auf
dem AGB nicht hoch genug ist, um größere Mengen 16 O durch die Reaktion
12 C (α, γ) 16 O zu bilden.
Seite: 8.16

8.2.1 Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Beim thermischen Pulsen kommt es erneut zu Mischungsvorgängen, in
denen nuklear prozessiertes Material im sog. dritten dredge-up an die
Oberfläche gebracht wird. Der wichtigste Effekt ist ein zweistufiger Mischungsprozeß:
1. Nach dem Zünden der Heliumquelle ist die Heliumschale für kurze
Zeit konvektiv instabil. Dabei wird frisch synthetisiertes 12 C (und
etwas 16 O) aus dem Heliumbrennen an der Grenze zwischen dem
C+O–Kern und der He-Schale an die Oberkante der Heliumschale
transportiert.
2. Später reicht die äußere Wasserstoffkonvektionszone, die sich beim
Helium-flash etwas nach außen zurückgezogen hatte, bis in den Bereich
der Oberkante der Heliumschale hinein. Dadurch werden die
Produkte des Heliumbrennens, hauptsächlich 12 C, zusammen mit He
der äußeren Hülle beigemischt.
Seite: 8.17

Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Abbildung 8.4: Zeitliche Entwicklung der Struktur im Bereich zwischen der Wasserstoffschale und der
Heliumschale in einem termisch pulsenden AGB-Stern, hier für ein Modell mit 2.5 M⊙ und Z = 0.008
zwischen dem 15. und 16. Puls. Die horizontal gestrichelten Bereiche entsprechen Konvektionszonen.
Die gepunkteten Linien entsprechen dem Maximum der Energieproduktion in der Wasserstoffschalenquelle
bzw. der Heliumschalenquelle. Für den 16. Puls ist die Vermischung von Material beim He-flash
dargestellt. (aus Mowlavi & Meynet (2000) )
Seite: 8.18

Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Dieses Zusammenwirken von konvektiver Durchmischung in der He-
Zone und Eindringen der äußeren Wasserstoffkonvektionszone in die
Oberkante der He-Zone, das sich nach jedem Puls wiederholt, ist schematisch
in Abb. 8.4 dargestellt. Es ist dafür verantwortlich, daß frisch
synthetisierte Elemente aus der He Zone des Sterns bis in die Sternatmosphäre
gelangen.
Für die Veränderung der Elementhäufigkeiten sind drei Bereiche wichtig.
In Abb. 8.4 bezeichnet
• Zone A den Bereich der Wasserstoffschalenquelle, der radiativ stabil
ist,
• Zone B bezeichnet die Schicht mit den Brennprodukten des Wasserstoffbrennens,
die in der Zeit seit dem letzten thermischen Puls
aufgebaut worden ist, und
• Zone C bezeichnet den Bereich der He Schicht, der nach dem letzten
Puls vorhanden war und in der Zeit seit dem letzten Puls noch nicht
durch durch das He-Brennen aufgezehrt wurde.
Die Massen, die in diesen Schichten jeweils zum Zeitpunkt eines Pulses
vorhanden sind, sind für einen Stern von 2.5 M⊙ in Abb. 4.5 dargestellt.
Seite: 8.19

Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Abbildung 8.5: Die Massen der am dritten ‘dredge-up’ beteiligten Schichten bei einem
Stern mit den angegebenen Parametern für die jeweils aufeinanderfolgenden Pulse.
Der obere Bereich im Histogramm entspricht dem Zone A in Abb. 8.4, der mittlere
Bereich der Zone B und der untere Bereich der Zone C. (aus Mowlavi & Meynet
(2000) )
Seite: 8.20

Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Die Zusammensetzung der Materie in den drei Zonen ist unterschiedlich.
• Zone A enthält Hüllenmaterial, das bereits teilweise verbrannt ist
und in dem sich für die Elemente C, N und O bereits das Isotopengleichgewicht
im CNO-Zyklus eingestellt hat. An der Unterkante der
Zone sind die Temperaturen so hoch, das bereits das H-Brennen nach
dem NeNa- und MgAl-Zyklus einsetzt.
• Zone B enthält die ausgebrannten Rückstände des Wasserstoffbrennens,
also He, 14 N, kaum noch C und O, und alle ursprünglichen
schwereren Elemente, da letztere bei den Temperaturen des H-
Brennens nicht verändert werden.
• Zone C enthält die Rückstände der He-Schicht nach dem letzten
thermischen Puls. An der Unterkannte der Zone C ist das He teilweise
bereits zu 12 C und etwas 16 O verbrannt, da sich hier die He-
Schalenquelle befindet.
Seite: 8.21

Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Im thermischen Puls wird praktisch die gesamte He-Schicht durch Konvektion
durchmischt, also die Zonen B und C. Dabei werden Produkte
des He-Brennens aus der Unterkante der Zone C, also frisch synthetisierter
12 C und 16 O, über die ganze He-Schicht verteilt.
Gleichzeitig werden 13 C, 14 N und 22 Ne aus der Zone B in Bereiche sehr
hoher Temperatur der Zone C gemischt, wodurch in der Reaktionskette
14 N (α, γ)
18 F (β
+ ν)
18 O (α, γ)
22 Ne der
14 N Bestand in
22 Ne umgewandelt
wird.
Durch die Reaktion 13 C (α, n) 16 O werden in den unteren Bereichen der
He-Schicht freie Neutronen erzeugt und, wenn nach etlichen Pulsen die
Temperaturen hoch genug sind, werden zusätzlich auch durch die Reaktion
22 Ne (α, n) 25 Mg freie Neutronen erzeugt. Durch die freigesetzten
Neutronen werden dann im s-Prozeß schwere Elemente sysnthetisiert.
Seite: 8.22

Die dritte ‘dredge-up’ Episode auf dem AGB
Wenn die Konvektion in der He-Schale erlischt, dann liegt ein homogenes
Gemisch aus He, 12 C (ca. 22% Massenanteil), 16 O (ca 2% Massenanteil),
22 Ne, den Produkten der s-Prozeß Nukleosynthese, und den
Überresten der schon vorher vorhandenen Elemente zwischen Mg und
der Fe vor. Dies ist die Zone D in Abb. 8.4. In diese reicht kurz nach
dem Ende der Pulsphase für kurze Zeit die äußere Konvektionzone der
wasserstoffreichen Sternhülle hinein. Dabei wird das Material der Zone
A und Teile der Zone B mit der äußeren Hülle vermischt. Dadurch
wird neben He und Ne vor allem frisch synthetisierter Kohlenstoff der
äußeren Hülle zugeführt, aber auch etwas frisch synthetisierter O, die
frisch synthetisierten s-Prozeß Elemente, und die in Zone A ins Isotopengleichgewicht
gelangten Kerne der Elemente C, N und O.
Der Überrest der Zone D entspricht zum Zeitpunkt des nächsten Pulses
der Zone C kurz vor dem nächsten Puls.
Seite: 8.23

8.2.2 Entwicklung zu Kohlenstoffsternen
Durch die Vermischung von Material der Zonen A und Teilen der Zone D
mit der wasserstoffreichen, äußeren Hülle nimmt nach jedem einzelnen
Puls die Kohlenstoff- und die Heliumhäufigkeit in der äußeren Hülle
etwas zu. Der Durchmischungsvorgang für die ganze äußere Hülle dauert
nur wenige Jahre, sodaß die Produkte der Nukleosynthese praktisch
instantan die sichtbare Sternatmosphäre erreichen. Die Entwicklung des
C/O–Häufigkeitsverhältnisses in der Sternatmosphäre ist in Abb. 8.6 für
einige Modelle mit unterschiedlicher Anfangsmasse dargestellt. Das hat
folgende Konsequenz:
Die Häufigkeit von C relativ zu O nimmt nach Beginn des thermischen
Pulsens stufenweise zu und steigt von Werten von C/O
≈ 0.5 auf Werte von C/O ≈ 1.5 und mehr an.
Wenn das Häufigkeitsverhältnis C/O> 1 wird, dann ändert sich der
Spektraltyp des Sterns: Der Stern wird zum Kohlenstoffstern. In einer
kurzen Übergangsphase, wenn das Kohlenstoff zu Sauerstoff Häufigkeitsverhältnis
im Bereich 0.95 < C/O < 1.0 liegt, erscheint der Stern
vom Spektraltyp S. Das thermische Pulsen auf dem oberen Teil des AGB
und die damit verbundenen Durchmischungsvorgänge im Stern sind für
die Entstehung von Kohlenstoffsternen verantwortlich!
Seite: 8.24

Entwicklung auf dem AGB
Abbildung 8.6: Zeitliche Entwicklung des C/O Häufigkeitsverhältnisses an der Sternoberfläche während
des thermischen Pulsens auf dem AGB für unterschiedliche Anfangsmassen. Die unterschiedliche Höhe
des Anstiegs der C-Häufigkeit nach jedem Puls hängt damit zusammen, daß die Masse der äußeren
Hülle um so größer ist, je massereicher der Stern ist, sodaß die Zufuhr von frischem 12 C nach jedem
Puls sich auf eine zunehmend größere Masse verteilt, je massereicher der Stern ist.
Seite: 8.25

Entwicklung zu Kohlenstoffsternen
Wichtig ist, daß durch diesen Prozeß praktisch nur die 12 C Häufigkeit
zunimmt. Die 13 C Häufigkeit im Bereich A entspricht zwar dem Isotopengleichgewicht
im CNO-Zyklus, d.h 12 C/ 13 C≈ 3, aber effektiv wird
in Zone A Kohlenstoff zu Gunsten von 14 N abgebaut, sodaß beim Mischungsprozeß
aus dieser Zone kein frisches 13 C der äußeren Hülle zugeführt
wird. Durch den dritten ‘dredge-up’ entwickelt sich das 12 C/ 13 C
Isotopenhäufigkeitsverhältnis von Werten im Bereich von 30. . . 50, die
nach dem ersten und zweiten ‘dredge-up’ Prozeß erreicht wurden, zu
Werten 12 C/ 13 C ≫ 90, weil der äußeren Hülle 12 C zugeführt wird, aber
kein frisches 13 C. Ein Isotopenhäufigkeitsverhältnis von ca. 90 ist charakteristisch
für das interstellare Medium und unser Sonnensystem (in
diesem ist 12 C/ 13 C= 89). Wenn in Kohlenstoffsternen auf dem AGB
Kohlenstoffstaub und SiC gebildet werden, dann hat dieser Staub ein
12 C/
13 C Isotopenhäufigkeitsverhältnis, daß sehr viel größer als 90 ist.
Die Sauerstoffhäufigkeit der äußeren Hülle bleibt in dieser Phase fast unverändert,
da die Temperatur beim Heliumbrennen auf dem AGB nicht
hoch genug ist um größere Mengen 16 O durch die Reaktion 12 C (α, γ) 16 O
zu bilden.
Seite: 8.26

Entwicklung zu Kohlenstoffsternen
Die Anzahl der Pulse, die ein Stern auf dem AGB erleidet, reicht je nach
Masse von ca. drei Pulsen bei Sternen mit M∗ ∼ < 1 M ⊙ bis zu höchstens
etwa fünfzig Pulsen bei Sternen mit M∗ ≈ 8 M⊙. Die Zahl der Pulse
wird begrenzt durch den Umstand, daß auf dem oberen Teil des AGB
sehr starker Massenverlust durch einen staubgetriebenen Wind einsetzt.
Die Massenverlustraten steigen bis auf Werte von über 10 −5 M⊙ a −1 an.
Durch diesen starken Massenverlust verliert der Stern innerhalb weniger
hunderttausend Jahre fast seine gesamte äußere Wasserstoffhülle bis
auf einen kleinen Rest von ca. 10 −4 M⊙. Da der C+O–Kern zu diesem
Zeitpunkt auf eine Masse von 0.6. . . 0.7 M⊙ angewachsen ist und in den
vorangehenden Entwicklungsphasen vor dem TP-AGB nur wenig Masse
durch einen Sternwind abgegeben wurde, hat die äußere Hülle vor
Beginn des thermischen Pulsens noch eine Masse von fast 0.4. . . 7.3 M⊙
für Sterne mit Anfangsmassen von 1. . . 8 M⊙.
Seite: 8.27

Entwicklung zu Kohlenstoffsternen
Die Sterne mit einer Masse M∗ ∼ < 1.6 M ⊙ werden nicht zu Kohlenstoffsternen,
weil nach einigen wenigen Pulsen noch nicht genügend Kohlenstoff
aus dem Zentrum der Wasserstoffhülle beigemischt wurde, um das
C/O Häufigkeitsverhältnis auf Werte über eins zu treiben.
Bei Sternen mit M∗ ∼ > 4.5 M ⊙ tritt ein besonderes Phänomen auf, das
als hot bottom burning bezeichnet wird. Bei den massereicheren AGB-
Sternen reicht die Unterkante der äußeren Hülle etwas in den Bereich
der Wasserstoffbrennzone hinein. An der Unterkante der konvektiven
Hülle findet deswegen bereits mit geringer Rate Wasserstoffbrennen
nach dem CNO-Zyklus statt. Das Resultat dessen ist, daß der Kohlenstoff,
der nach jedem Puls aus der Heliumzone in die Wasserstoffzone
gemischt wird, relativ schnell in 14 N umgewandelt wird. Solche Sterne
werden deswegen keine Kohlenstoffsterne. Von normalen M Sternen unterscheiden
sie sich aber dadurch, daß die Elemente C, N und O relative
Häufigkeiten wie im CNO-Zyklus haben und daß s-Prozeß Elemente angereichert
sind. Sterne entwickeln sich auf dem AGB nur dann zu Kohlentoffsternen,
wenn ihre Anfangsmassen im Bereich 1.6< ∼
M∗ ∼ < 4.5 M ⊙
liegen.
Seite: 8.28

Entwicklung zu Kohlenstoffsternen
Allerdings könnte es sein, daß die Sterne mit Anfangsmassen
M∗ ∼ > 4.5 M ⊙ in der letzten Phase ihrer Entwicklung doch noch zu Kohlenstoffsternen
werden, wenn sie ihre äußere Hülle weitgehend verloren
haben, sodaß die Temperatur an der Unterkante der äußeren Konvektionszone
nicht mehr hoch genug für das ’hot bottom burning’ ist.
Der Massenverlust auf dem oberen AGB bewirkt, daß die Sterne die
Hälfte bis fast 90% ihrer ursprünglichen Masse, die sie zum Zeitpunkt
der Entstehung aus der interstellaren Materie hatten, während ihrer
Entwicklung auf dem AGB wieder an das interstellare Medium zurückgeben.
Dabei werden die im ersten bis dritten ‘dredge up’ aus der Brennzone
in die Wasserstoffhülle gemischten Produkte der Nukleosynthese
im Sterninneren freigesetzt und dem interstellaren Medium zugeführt,
zum größten Teil als Gas, die schweren Elemente zum Teil auch in kondensierter
Form als Staub.
Seite: 8.29

8.2.3 Produktion der s-Prozeß Elemente
In der Phase des thermischen Pulsens laufen in der Heliumschale zwei
Kernreaktionen ab, durch die in merklichem Umfang freie Neutronen
erzeugt werden. Diese werden von anderen Kernen eingefangen. Die
Neutronenflüsse sind aber nur gering, sodaß es durch den Neutroneneinfang
zum Aufbau schwerer Elemente nach dem Schema des s-Prozesses
kommt.
Der erste und wichtigere der beiden Prozesse, die zur Freisetzung von
Neutronen führen, beginnt mit der Mischung von etwas H aus der Wasserstoffkonvektionszone
in die Heliumzone im gleichen Mischungsprozeß,
der auch den frisch synthetisierten Kohlenstoff aus der Heliumzone
der äußeren Wasserstoffhülle beimengt. Die Protonen reagieren in der
Heliumzone mit dem dort vorhandenen 12 C zum 13 C:
12 C (p, γ)
13 N (β
+ ν)
13 C.
Dadurch wird an der Oberkante der Zone D nach dem Mischen 13 C
frisch erzeugt. Dieses 13 C kann mit He in der Reaktion
13 C (α, n)
16 O
in 16 O unter Freisetzung eines Neutrons umgewandelt werden.
Seite: 8.30

Produktion der s-Prozeß Elemente
Dieser letzte Reaktionsschritt erfordert eine höhere Temperatur als die,
welche in der Wasserstoffbrennzone vorherrscht und tritt deswegen im
Rahmen des H-Brennens im CNO-Zyklus noch nicht auf. Auch an der
Oberkante der Heliumschale ist die Temperatur nicht hoch genug dafür.
Erst wenn im nächsten Puls die He-Zone für kurze Zeit konvektiv durchmischt
ist (Abb. 8.4), wird das 13 C von der Oberkante der He-Zone in
tieferliegende Bereiche der Heliumzone gemischt und bei den dort herrschenden
hohen Temperaturen werden Neutronen freigesetzt.
Der zweite Prozeß zur Freisetzung von Neutronen, 22 Ne(α,n) 25 Mg, erfordert
relativ hohe Temperaturen, die nur an der Unterkante der Heliumzone
erreicht werden, und das auch nur in Sternen im oberen Massenbereich
der AGB-Sterne.
Seite: 8.31

Produktion der s-Prozeß Elemente
Abbildung 8.7: Technetium in Sternspektren. Das untere Spektrum zeigt Spektrallinien
des Elements Tc in dem Überriesen R And, einem S Stern auf dem AGB. Das
obere Spektrum zum Vergleich das Spektrum von 56 Leo, einem normalen M Riesen.
Seite: 8.32

Produktion der s-Prozeß Elemente
Die freien Neutronen aus diesen Prozessen treiben den s-Prozeß in der
Heliumschale. Dabei werden aus dem Saatkern 56 Fe die schweren Elemente
bis zum Wismut aufgebaut. Die Produkte des s-Prozesses werden
genauso wie der Kohlenstoff im ’dritten dredge-up’ Prozeß der äußeren
Wasserstoffzone beigemischt und bis in die sichtbare Sternatmosphäre
transportiert.
Das spektakulärste Ergebnis der s-Prozeß Nukleosynthese und des
’dredge-up’ Prozesses ist, daß das instabile Element Technetium im
Sternspektrum erscheint. Sterne, die Tc-Linien im Spektrum zeigen, befinden
sich gerade in der thermisch pulsenden Phase ihrer Entwicklung
auf dem AGB. Die Abb. 8.7 zeigt das Spektrum von R And, einem S
Stern auf dem AGB, in dem Merrill im Jahre 1952 das Vorkommen von
Tc entdeckt hat. Das war zum damaligen Zeitpunkt sensationell, denn
da Tc ein Element ist, das keine stabilen Isotope besitzt, und da die
Lebensdauer des Sterns sehr viel größer als die Lebensdauer des längstlebigsten
Isotops von Tc ist, demonstriert diese Beobachtung, daß in
Sternen eine Synthese von schweren Elementen stattfinden muß. Das
war zum damaligen Zeitpunkt noch nicht bekannt!
Seite: 8.33

Produktion der s-Prozeß Elemente
Der s-Prozeß bewirkt aber nicht nur den Aufbau schwerer Elemente
jenseits der Eisenspitze. Er ist in diesem Massenbereich nur sehr viel
effektiver als im Bereich diesseits der Eisenspitze, weil die schweren
Elemente große Einfangquerschnitte für Neutronen haben, während die
Elemente leichter als Fe alle relativ kleine Neutroneneinfangquerschnitte
haben, sodaß die Häufigkeit dieser Elemente durch den s-Prozeß nicht
merklich verändert wird. Es gibt aber bei einigen der leichten Elementen
Isotope, die in der interstellaren Elementmischung, aus der der Stern
entstanden ist, nur mit kleiner Häufigkeit vorkommen. In diesen Fällen
können die seltenen Isotope durch Neutroneneinfang auf Kosten der
häufigen Isotope in meßbarer Weise angereichert werde. Beispielsweise
haben 29 Si und 30 Si geringe Häufigkeit. Durch Neutronenanlagerung an
das häufige 28 Si werden sie im s-Prozeß geringfügig angereichert. Das ist
in präsolaren Staubteilchen durchaus nachweisbar, und, wenn so etwas
festgestellt wird, ein Indiz dafür, daß in der Materie der s-Prozeß aktiv
war.
Seite: 8.34

8.2.4 Die NeNa- und MgAl-Zyklen
Außer dem CNO-Bizyklus gibt es noch zwei weitere, ähnliche Zyklen,
in denen H zu He verbrannt werden kann:
Ne-Na-Zyklus: Dieser besteht aus einer Serie von abwechselnden Protoneneinfängen
und β + –Zerfällen, die beim 20 Ne beginnt:
20 Ne (p, γ)
21 Na (β
+ ν)
21 Ne (p, γ)
22 Na (β
+ ν)
22 Ne (p, γ)
23 Na (p, α)
20 Ne
Dieser Brennprozeß tritt nur bei erhöhten Temperaturen auf, da die
Coulombabstoßung bei den beteiligten Kernen wesentlich wirksamer als
im CNO-Zyklus ist.
Mg-Al-Zyklus: Dieser besteht ebenfalls aus einer Serie von abwechselnden
Protoneneinfängen und β + –Zerfällen, die beim 24 Mg beginnt. In der
einfachsten Form läuft der Zyklus folgendermaßen ab:
24 Mg (p, γ)
25 Al (β
+ ν)
25 Mg (p, γ)
26 Al (β
+ ν)
26 Mg (p, γ)
27 Al (p, α)
24 Mg
Dieser Brennprozeß tritt ebenfalls nur bei erhöhten Temperaturen auf,
da die Coulombabstoßung noch wirksamer als im NeNa-Zyklus ist.
Seite: 8.35

Die NeNa- und MgAl-Zyklen
Abbildung 8.8: Die zyklischen Prozesse höherer Ordnung
Seite: 8.36

Die NeNa- und MgAl-Zyklen
Diese Prozesse sind schematisch in Abb. 5.2 dargestellt. Beide Brennprozesse
erfordern hohe Brenntemperaturen. Für den NeNa-Zyklus werden
die erforderlichen Temperaturen in der Wasserstoffschalenquelle auf
dem Roten-Riesen-Ast erreicht, für den MgAl-Zyklus auf dem oberen
Teil des thermischen pulsenden AGBs ebenfalls in der Wasserstoffbrennzone.
Dann beginnt zusätzlich zum H-Brennen nach dem CNO-Zyklus
noch das H-Brennen im NeNa- und MgAl-Zyklus. Für die Energieproduktion
spielen beide Zyklen keine wesentliche Rolle, aber es werden
die Häufigkeiten der beteiligten Isotope erheblich verändert, ganz wie
im CNO-Zyklus.
Seite: 8.37

Die NeNa- und MgAl-Zyklen
Von besonderem Interesse im Zusammenhang mit präsolaren Staubteilchen
ist der MgAl-Zyklus, da in diesem eine Besonderheit auftritt:
Normalerweise sind die Lebensdauern der β + –instabilen Kerne in den
Brennzyklen kurz. Der 26 Al Kern im MgAl-Zyklus jedoch ist zwar instabil
gegenüber β + –Zerfall, aber die Lebendauer des Grundzustands
von τ1/2 = 7.4 × 10 5 a ist bei diesem speziellen Isotop ungewöhnlich
lang. Daneben besitzt der 26 Al Kern einen angeregten Zustand dicht
über dem Grundzustand (∆E = 228 keV), der metastabil gegenüber einem
γ-Übergang in den Grundzustand ist, weil wegen eines großen ∆J
der γ–Übergang hoch verboten ist. Die β + –Zerfallszeit des angeregten
Zustands beträgt τ1/2 = 6.345 s, ist also wie bei den meisten anderen
leichten Kernen kurz. Nach einen p-Einfang an 25 Mg landen etwa 20%
der Produktkerne durch γ-Übergänge im ersten angeregten Zustand von
26 Al und gehen gleich durch einen β
+ –Übergang in 26 Mg über, während
die restlichen etwa 80% der Kern im Grundzustand landen und nur mit
sehr kleiner Rate in 26 Mg zerfallen. Dadurch baut sich im MgAl-Zyklus
eine erhebliche Konzentration an dem radioaktiven, aber langlebigen
Kern 26 Al auf.
Seite: 8.38

Die NeNa- und MgAl-Zyklen
Wegen der hohen Konzentration des 26 Al wird bei hohen Temperature
folgende Reaktion möglich
26 Al (p, γ)
27 Si (β
+ ν)
27 Al,
durch die Produktion von 26 Al im MgAl-Zyklus begrenzt wird.
In der Wasserstoffbrennzone von Sternen mittlerer Masse auf dem
oberen Ende des thermisch pulsenden AGB werden auf Kosten von
25 Mg beträchtliche Mengen an 26 Al synthetisiert. Dieses befindet sich
zunächst in der He-Zone, die von der sich langsam nach außen fressenden
H-Brennzone hinterlassen wird. Beim nächsten thermischen Puls
ist erst ein kleiner Teil des 26 Al zerfallen. Ein Teil wird in der He-
Konvektionszone im Puls in Bereiche höherer Temperatur transportiert
und dort durch die Reaktion 26 Al (p, γ) 27 Si (β + ν) 27 Al zerstört, ein Teil
aber wird in einem ‘dredge-up’ Ereignis im Zusammenhang mit dem
thermischen Puls der äußeren Hülle beigemischt und gelangt durch die
Mischungsprozesse an die Sternoberfläche.
Seite: 8.39

Die NeNa- und MgAl-Zyklen
Bei späterer Kondensation von Staub im Massenausstrom von AGB-
Sternen wird das 26 Al in Aluminiumverbindungen eingebaut oder
auch als Verunreinigung in andere Kondensate. Es zerfällt dann zwar
nachträglich in 26 Mg, bleibt aber im Festkörper eingeschlossen und kann
dann in manchen präsolaren Staubteilchen als Anreicherung von 26 Mg
nachgewiesen werden.
Die 1.089 MeV γ-Linie ist durch Röntgensatelliten im interstellaren Medium
nachgewiesen worden.
Die fundamentale Bedeutung von 26 Al besteht darin, daß es im frühen
Sonnensystem mit einer Konzentration 26 Al/ 27 Al von 5 × 10 −5 vorhanden
war. Diese Menge reicht völlig aus, um die entstehenden Planeten
innerhalb von 1 ... 2 Ma aufzuschmelzen. und eventuell vorhandenes
H2O als Dampf auszugasen!
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8.3 Die Superwindphase
Durch den massiven Massenverlust auf dem thermisch pulsenden Teil
des AGB nimmt die Masse des Sterns ständig ab. Die abnehmende
Gravitationsanziehung der verbleibenden Sternmasse auf die äußeren
Sternschichten läßt die Effizienz des Mechanismus, der den Sternwind
antreibt, ständig ansteigen. Die zunehmende Massenverlustrate ihrerseits
beschleunigt die ganze Entwicklung, sodaß der Stern schließlich
in einer kurzen Zeitspanne seine ganze äußere, wasserstoffreiche Hülle
über dem entarteten C+O–Kern bis auf einen kleinen Rest von etwa
10 −3 . . . 10 −4 M⊙ verliert. Die Effektivtemperatur der Photosphäre
des Reststerns steigt dann rasch an, wodurch die Staubbildung in der
Nähe des Sterns endet und die treibende Kraft des Massenverlustes, der
Strahlungsdruck auf Staub, wegfällt. Diese Endphase der Entwicklung
auf dem AGB wird manchmal als die Superwindphase bezeichnet; es ist
dort aber kein anderer Mechanismus zum Antrieb des Winds als vorher
am Werk, nur seine Effizienz steigt gegen Ende der Entwicklung sehr
stark an.
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Die Superwindphase
Abbildung 8.9: Massenverlustrate eines Sterns mit 2 M⊙ auf dem TP-AGB
Seite: 8.42

Die Superwindphase
Abbildung 8.10: Entwicklung von Hüllenmasse und Kernmasse eines Sterns mit 2 M⊙
auf dem TP-AGB
Seite: 8.43

Die Superwindphase
Die Massenverlustraten sind während der sog. Superwindphase sehr
hoch und erreichen Werte von etlichen 10 −5 M⊙ a −1 . Die Sterne sind
dieser Phase der sehr hohen Massenverlustrate bereits fast alle zu Kohlenstoffsternen
geworden. Entsprechend der hohen Massenverlustrate
sind die Teilchendichte im ausströmenden Gas des Sternwinds ebenfalls
sehr hoch. In dieser Phase erfolgt eine sehr effiziente Staubbildung im
ausströmenden Gas des Sternwinds, sodaß alle Objekte von einer dichten
Staubhülle umgeben sind.
Seite: 8.44

Die Superwindphase
Während dieser Endphase der Entwicklung der Sterne findet ein Wettlauf
zwischen zwei Prozessen statt:
• Zum einen nimmt die Masse des unverbrannten Materials im äußeren
Bereich des Sterns dadurch ab, daß durch die Brennprozesse im
Inneren das noch unverbrannte Material aufgezehrt wird.
• Zum anderen nimmt die Masse des unverbrannten Materials durch
den Massenverlust im Sternwind ab.
Bei Sternen auf dem TP-AGB gewinnt der Sternwind den Wettlauf und
die weitere Entwicklung des Zentralbereichs bricht während des He-
Brennens mangels weiteren Brennmaterials ab.
Die nuklearen Brennprozesse enden bei allen diesen Sternen beim C
und O. Die nuklearen Energiequellen sind damit zwar noch nicht ausgeschöpft,
können aber im Zustand des Weißen Zwergs nicht mehr ausgenutzt
werden.
Seite: 8.45

8.4 Massenrückgabe an das ISM
Sterne haben eine endliche Lebensdauer. Am Ende geben sie den
größten Teil ihrer Anfangsmasse an das interstellare Medium zurück:
ˆ Sterne mit Massen M ≤ 8 M⊙ werden zu AGB Sternen, verlieren
in einem massiven Sternwind ihre ganze äußere Hülle und lassen
einen Weißen Zwerg mit einer Restmasse von ≈ 0.6 M⊙ zurück. Die
Abb. 8.11 gibt einen Überblick über den zurückgegebenen Massenanteil
bei diesen Sternen.
ˆ Sterne mit Massen 8 ≤ M ≤ 40 M⊙ explodieren durch Kernkollaps
als Supernova vom Typ II. Zurück bleibt ein Neutronenstern von
≈ 1.5 M⊙.
ˆ Sterne mit Massen ≥ 40 M⊙ kollabieren zu Schwarzen Löchern. Diese
geben nur denjenigen Teil der Anfangsmasse zurück, den sie schon
vorher durch einen Sternwind verloren hatten.
Bei der Massenrückgabe werden u. a. auch frisch synthetisierte schwere
Elemente an das ISM abgegeben. Dadurch kommt es zu einer allmählichen
Anreicherung der interstellaren Materie mit schweren Elementen.
Seite: 8.46

Massenrückgabe an das ISM
8
7
6
5
4
M anfang
Mende
3
2
1
M WZ
0
1 2 3 4 5 6 7 8
M*
Abbildung 8.11: Die Masse des Weißen Zwergs, der bei Sternen kleiner und mittlerer Masse zurückbleibt,
als Funktion der Anfangsmasse. Die Punkte sind beobachtete Massen Weißer Zwerge in Sternhaufen,
bei denen ihre Anfangsmasse auf der Hauptreihe ermittelt werden kann (Weidemann 2000), die
mit Kreuzen markierte Linie die entsprechende empirische Relation zwischen End- und Anfangsmasse.
Die Kurve ohne Markierungen ist das Resultat von Modellrechnungen für die Endmasse als Funktion
der Anfangsmasse für Sterne mit solarer Metallizität. Die mit Manfang gekennzeichnete obere Gerade
entspricht der Anfangsmasse der Sterne auf der Hauptreihe. Der Massenanteil der Sterne kleiner und
mittlerer Masse, der an das interstellare Medium zurückgegeben wird, entspricht der Differenz zwischen
der oberen Geraden und der unteren Kurve für die Masse des Weißen Zwergs.
Seite: 8.47

Massenrückgabe an das ISM
Die gesamte Massenrückgabe der AGB-Sterne an das interstellare Medium
ist
RAGB(t) =
∫ M wz
M l
dMΦ(M) (M − Mende)B(t − tf) , (258)
wobei Ml = untere Massengrenze der Sterne, die zum Zeitpunkt t schon
das Ende ihrer Lebensdauer tende erreicht haben können, Mwz = obere
Massengrenze der Sterne, die noch nicht als Supernova explodieren,
Φ(M) = Massenspektrum der Sterne bei ihrer Entstehung, B = Geburtsrate
der Sterne (pro pc 2 Ga −1 ). Wegen der langen Lebensdauer
der Sterne, die als AGB-Sterne enden, muß für B(t) ein Modell der
Entwicklung der galaktischen Scheibe verwendet werden. Das Massenspektrum
der Sterne bei ihrer Geburt ist aus Beobachtungen bekannt.
Alle anderen Größen sind durch Sterneigenschaften festgelegt.
Seite: 8.48

Massenrückgabe an das ISM
Die Einzelbeiträge der einzelnen Elemente zur Massenrückgabe sind
entsprechend
Ri,AGB(t) =
∫ M wz
M l
dMΦ(M) (M − Mende)B(t − tf) Xi , (259)
wobei Xi die Massenkonzentration des Elements i in der zurückgegebenen
Materie ist. Diese ergibt sich aus einer detaillierten Berechnung der
Sternenwicklung, der Nukleosynthese in den Brennzonen und der He-
Schicht zwischen diesen auf dem TP-AGB und der dredge-up Prozesse,
und der Massenverlustprozesse. Das ist kompliziert, aber heute machbar.
Die mittlere Zusammensetzung Xi = Ri/R der zurückgegebenen
Materie zeigt Abb. 8.12.
Seite: 8.49

Massenrückgabe an das ISM
Abbildung 8.12: Massenrückgabe der AGB Sterne für die leichten Elemente, die in
AGB Sternen synthetisiert werden, bei einer Metallizität Z = 0.015. Es wurde über
die Anfangsmassenverteilung in der Approximation von Kroupa (2001) über den Massenbereich
von 1 bis 8 M⊙ gemittelt. Die linken Balken geben die Massenanteile des
Elements mit der Ordnungszahl Z bei der Entstehung des Sterns, die rechten Balken
den zusätzlichen Massenanteil an frisch synthetisierten Kernen dieses Elements (die
Ausbeute). Bei Al ist der Massenanteil des radioaktiven Isotops 26 Al separat angegeben.
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Massenrückgabe an das ISM
AGB-Sterne produzieren:
• He. Sie sind aber offensichtlich nicht die Hauptproduzenten hierfür.
• C. Sie sind offensichtlich die wichtigste Quelle hierfür.
• N. Sie sind offensichtlich die wichtigste Quelle hierfür.
• O. Sie sind offensichtlich nicht die Hauptproduzenten hierfür.
• Na. Sie sind offensichtlich eine wichtige Quelle hierfür.
• Al. Sie sind offensichtlich nicht die Hauptproduzenten hierfür.
• Mg. Sie sind offensichtlich nicht die Hauptproduzenten hierfür.
• Cu-Bi. Sie sind die Hauptproduzenten der s-Prozeß Elemente.
Seite: 8.51