Sternmassenverlust

Sternmassenverlust ist ein Phänomen, das bei Sternen beobachtet wird und bei dem Sterne im Laufe ihres Lebens Masse verlieren . Dieser Massenverlust kann durch Ereignisse ausgelöst werden, die einen plötzlichen Ausstoß großer Teile der Sternmasse bewirken. Er kann aber auch auftreten, wenn ein Stern allmählich Material an einen Begleitstern oder durch starke Sternwinde abgibt . Massereiche Sterne sind in späteren Entwicklungsstadien besonders anfällig für Massenverlust. Ausmaß und Geschwindigkeit des Massenverlusts variieren stark und hängen von zahlreichen Faktoren ab.

Der Verlust an Sternmasse spielt eine sehr wichtige Rolle in der Sternentwicklung , der Zusammensetzung des interstellaren Mediums , der Nukleosynthese sowie beim Verständnis der Sternpopulationen in Sternhaufen und Galaxien .

Jeder Stern verliert im Laufe seines Lebens an Masse. Dies kann durch den eigenen Sternwind oder durch Wechselwirkungen mit der Umgebung verursacht werden. Massereiche Sterne sind besonders anfällig für signifikanten Massenverlust und können von einer Reihe von Faktoren beeinflusst werden, darunter:

• Gravitationsanziehung eines binären Begleiters
• Ereignisse vom Typ koronale Massenauswürfe
• Aufstieg zum Status eines Roten Riesen oder Roten Überriesen

Einige dieser Ursachen werden im Folgenden zusammen mit den Folgen dieses Phänomens erörtert.

Der Sonnenwind ist ein Plasmastrom, der aus der oberen Atmosphäre der Sonne freigesetzt wird . Die hohen Temperaturen der Korona ermöglichen es geladenen Teilchen und anderen Atomkernen, die nötige Energie zu gewinnen, um der Schwerkraft der Sonne zu entkommen . Die Sonne verliert durch den Sonnenwind nur sehr geringfügig an Masse.(2–3) × 10 ⁻¹⁴ Sonnenmassen pro Jahr. ^{[ 2 ]}

Der Sonnenwind transportiert Spuren von Atomkernen schwerer Elemente , die im Sonnenkern fusioniert sind, und gibt so Aufschluss über das Innere der Sonne sowie über das solare Magnetfeld. ^{[ 3 ]} Im Jahr 2021 maß die Parker Solar Probe die Schallgeschwindigkeit und die magnetischen Eigenschaften der Plasmaumgebung des Sonnenwinds. ^{[ 4 ]}

Oftmals ist bei eng umkreisenden Doppelsternen die Gezeitenkraft der Gase in der Nähe des Massenschwerpunkts ausreichend, um Gas von einem Stern auf den anderen zu ziehen. Dieser Effekt ist besonders ausgeprägt, wenn der Partner ein Weißer Zwerg , ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch ist . Massenverlust in Doppelsternsystemen hat besonders interessante Folgen. Überschreitet der Begleitstern im System seine Roche-Grenze , verliert er Masse an den Hauptstern, was dessen Entwicklung stark beeinflusst. Ist der Hauptstern ein Weißer Zwerg, entwickelt sich das System rasch zu einer Supernova vom Typ Ia . ^{[ 5 ]} Ein anderes Szenario für dasselbe System ist die Entstehung eines kataklysmischen Veränderlichen oder einer Nova. Ist der akkretierende Stern ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch , entsteht ein Röntgen-Doppelsternsystem .

Eine Studie aus dem Jahr 2012 ergab, dass über 70 % aller massereichen Sterne Masse mit einem Begleiter austauschen, was in einem Drittel der Fälle zu einer Verschmelzung zweier Sterne führt. ^{[ 6 ]} Da die Entwicklungsbahn dieser Sterne durch den Massenverlust an den Begleiter stark verändert wird, konzentrieren sich Modelle der Sternentwicklung darauf, diese Beobachtungen nachzubilden. ^{[ 7 ] [ 8 ]}

Bestimmte Sternklassen, insbesondere Wolf-Rayet-Sterne, sind massereich genug, und ihr Radius nimmt im Laufe ihrer Entwicklung zu. Dadurch schwächt sich die Bindung ihrer oberen Schichten ab, sodass bereits kleine Störungen große Mengen der äußeren Schichten ins All schleudern können. Ereignisse wie Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe sind für massearme Sterne (wie die Sonne) im Vergleich zu anderen Ereignissen nur geringfügige Massenverluste. Bei massereichen Sternen wie Wolf-Rayet-Sternen hingegen führen dieselben Ereignisse zu katastrophalen Auswürfen von Sternenmaterial ins All. ^{[ 9 ]}

Solche Sterne sind äußerst großzügig und verbringen einen Großteil ihres Lebens damit, Masse an das umgebende interstellare Medium abzugeben. Während sie ihre Wasserstoffhüllen verlieren , bleiben sie weiterhin gute Samariter und geben schwerere Elemente wie Helium , Kohlenstoff , Stickstoff und Sauerstoff ab , wobei einige der massereichsten Sterne sogar noch schwerere Elemente bis hin zu Aluminium freisetzen. ^{[ 10 ]}

Sterne im Stadium des Roten Riesen sind für ihren rapiden Massenverlust bekannt. Wie bereits erwähnt, schwächt sich die Gravitationskraft auf die oberen Schichten ab, und diese können durch heftige Ereignisse wie den Beginn eines Heliumblitzes im Kern ins All geschleudert werden. Auch im Endstadium des Lebens eines Roten Riesen kommt es zu einem enormen Massenverlust, da der Stern seine äußeren Schichten abstößt und einen planetarischen Nebel bildet .

Die Strukturen dieser Nebel geben Aufschluss über die Geschichte des Massenverlusts des Sterns. Über- und Unterdichten zeigen Perioden an, in denen der Stern aktiv Masse verlor, während die räumliche Verteilung dieser Ansammlungen auf die physikalische Ursache des Verlusts hinweist. Gleichförmige Kugelschalen im Nebel deuten auf symmetrische Sternwinde hin, während Asymmetrie und das Fehlen einer einheitlichen Struktur auf Massenauswürfe und Sternflares als Ursache schließen lassen. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

Dieses Phänomen gewinnt bei AGB -Sternen eine neue Dimension. Sterne auf dem asymptotischen Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms verlieren im Vergleich zu anderen Sternen in den späteren Stadien ihrer Entwicklung am stärksten an Masse. In dieser Phase verliert ein einzelner Stern, der nicht in einer Supernova explodiert, die größte Menge an Masse.

• Puls, Joachim; Vink, Jorick S.; Najarro, Francisco (2008). „Massenverlust heißer massereicher Sterne“. Astronomy and Astrophysics Review . 16 ( 3–4 ): 209. arXiv : 0811.0487 . Bibcode : 2008A&ARv..16..209P . doi : 10.1007/s00159-008-0015-8 .

• Renzini, A. (1980). „Massenverlust von Roten Riesen: Einige Auswirkungen auf das interstellare Medium“. Variability in Stars and Galaxies . Bibcode : 1980vasg.meet...E3R .

• Simulation eines Roten Überriesen, der Instabilität und Massenverlust aufweist.