News zu AGB

Ein AGB-Stern ist ein entwickelter Stern mit circa 0,6 bis 10 Sonnenmassen in einer späten Entwicklungsphase. Die innere Struktur der Sterne auf dem asymptotischen Riesenast ist gekennzeichnet durch das Heliumbrennen und Wasserstoffbrennen in Schalen um einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, die beim Drei-Alpha-Prozess des Heliumbrennens entstanden sind. Der Stern erscheint als ein Roter Riese mit starkem Massenverlust durch Sternwind bei veränderlicher Helligkeit.
Das AGB-Stadium wird von Sternen mit einer mittleren Masse durchlaufen, wobei die exakten Massengrenzen abhängig von der Metallhäufigkeit sind. Auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms findet die Energieerzeugung durch Wasserstoffbrennen in der Kernregion statt. Ist der Wasserstoff in der Kernregion zu Helium fusioniert, verlagert sich das Wasserstoffbrennen in eine Schale um den Kern. Bei dem Fortschreiten des Wasserstoffbrennens wird der Stern sowohl kühler als auch leuchtkräftiger und wandert als Roter Riese den Roten Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms herauf.

Bei genügend massereichen Sternen erreicht der Kern eine Temperatur und Dichte, welche das Einsetzen des Heliumbrennens ermöglicht. Um das hydrostatische Gleichgewicht wiederherzustellen, verschiebt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu höheren Temperaturen und niedrigerer Leuchtkraft. Bei der weiteren Entwicklung beginnt nach der Erschöpfung des Heliums im Kern ein Schalenbrennen des Heliums. Dabei wird der Stern leuchtkräftiger und zeigt an der Oberfläche niedrigere Temperaturen. Im HR-Diagramm nähert sich der AGB-Stern im Laufe der Entwicklung asymptotisch dem Roten Riesenast an, woher der Name asymptotischer Riesenast (engl. Asymptotic Giant Branch) stammt.

Im Gegensatz zu der frühen Phase auf dem asymptotischen Riesenast erlischt in der thermischen Pulse-Phase (TP-AGB) das Heliumzonenbrennen. Nur alle 10.000 bis 100.000 Jahre kommt es zu einem Helium-Blitz, einem explosionsartigen Zünden des Heliumbrennens. Der thermische Puls führt zu einem Verlöschen des Wasserstoffbrennens in der äußeren Schale und einer Durchmischung der Atmosphäre des Roten Riesen mit Elementen, die im s-Prozess erzeugt wurden. Außerdem expandiert der Durchmesser des AGB-Sterns für einen Zeitraum von einigen Tausend Jahren.

Der Stern verlässt den asymptotischen Riesenast, wenn durch den Massenverlust die Atmosphäre auf einen Wert von nur noch einem hundertstel Sonnenmassen geschrumpft ist. Daraufhin schrumpft der Radius und das Post-AGB-Objekt bewegt sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach links zu höheren Temperaturen. Die Geschwindigkeit der Entwicklung ist dabei abhängig von der im Kern des Sterns konzentrierten Masse und liegt bei 104 bis 105 Jahren. Ein Post-AGB-Stern ist ein Riese bis Überriese mit einer Spektralklasse B bis K und einem starken Infrarotexzess. Der Infrarotexzess entsteht durch die Absorption und Reemission der Strahlung des Sterns in der ausgedehnten zirkumstellaren Hülle, die durch den vorangegangenen Massenverlust entstanden ist. Die Post-AGB-Sterne kreuzen den Instabilitätsstreifen auf ihrem Weg zu höheren Temperaturen und fangen wieder an zu pulsieren als Gelber Riese. Manche Autoren zählen die 89-Herculis-Sterne und die UU-Herculis-Sterne zu den halbregelmäßigen pulsierenden Post-AGB-Sternen. Auch die RV Tauri-Sterne mit ihren charakteristischen abwechselnd tiefen und flachen Minima werden zu den Post-AGB-Objekten gezählt. Die Entwicklung zu höheren Temperaturen wird beschleunigt durch einen strahlungsdruckgetriebenen Massenverlust, durch den aufgrund von s-Prozessen entstandene Elemente in der Atmosphäre freigelegt werden.

ährend es beim späten thermischen Puls zu einem erneuten Zünden des Heliumbrennens in einem Helium-Blitz kommt, kann in der Post-AGB-Phase auch das Wasserstoffbrennen nach dem CNO-Zyklus erneut zünden. Auf der Abkühlbahn vom AGB zum Weißen Zwerg trennen sich die chemischen Elemente mittels gravitativer Trennung auf. Es entsteht eine wasserstoffreiche äußere Atmosphäre, eine heliumreiche Mittelschicht und darunter eine Schicht mit den Elementen, die beim Heliumbrennen entstanden sind. Dies sind insbesondere Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O). Zu einer diffusionsinduzierten Nova kann es kommen, wenn ein später thermischer Puls die Dicke der Heliumschicht stark reduziert hat und beim Abkühlen des Weißen Zwerges mittels Konvektion Wasserstoff aus der äußeren Atmosphäre in die CNO-Schicht gemischt wird. Aufgrund der hohen Dichte reichen die Temperaturen zu einem erneuten Zünden des Wasserstoffbrennens und es entsteht wie beim späten thermischen Puls erneut ein später Riese. Simulationsrechnungen zeigen das Wandern des Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm innerhalb von einem Jahrzehnt von einem Weißen Zwerg zu einem gelben Überriesen. Eine diffusionsinduzierte Nova unterscheidet sich von einem späten thermischen Puls durch das Fehlen eines Planetarischen Nebels und einem Ausstoß von wasserstoffreicher Materie. Die seltsame langsame Nova CK Vul gilt als Kandidat für eine diffusionsinduzierte Nova.




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