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Fig. 1:
Oben: Momentaufnahme eines dreidimensionalen, hydrodynamischen
Modells im H-Band (die Intensität beträgt zwischen 0 und
2,5x105 erg/cm2/s/Å).
Unten: die Visibility für die obige
Momentaufnahme, errechnet für 36 unterschiedliche Sichtwinkel
(dünne, grauen Linien). Die durchgezogene schwarze Linie entspricht
einer Sternscheibe mit gleichförmiger Helligkeit, ohne Mitte-Rand-
Verdunkelung. Bei der gestrichelten schwarze Linie ist die Sternscheibe
zum Rand hin teilweise abgedunkelt, bei der Punkt-Strich-Linie
vollständig verdunkelt. Die 3-Punkt-Strich-Linie zeigt den von uns
bestimmten Verlauf der Mitte-Rand-Verdunkelung. Die Visibility ist
logarithmisch aufgetragen.
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Fig. 2:
Rekonstruiertes Bild des sehr kühlen Sterns VX Sgr für
mehrere spektrale VLTI/AMBER Intervalle in den H- und K-Bändern.
Die Auflösung des Interferometers wird in der linken unteren Ecke
veranschaulicht, wo die PSF eines 88x70-Meter Teleskops gezeigt ist.
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Massereiche Sterne von ungefähr 10 bis 25 Sonnenmassen verbringen
einen Teil ihrer Existenz als Rote Überriesen, die
größten Sterne des Universums. Ihre
Oberflächentemperatur beträgt etwa 4000K (die unserer Sonne
5780K) und sie sind etwa 1000 Mal größer als die Sonne, womit
sie zu den leuchtkräftigsten Sternen gehören. Solche extremen
Eigenschaften deuten auf den Untergang dieser stellaren Riesen hin, da
sie sich dem Ende ihres Sternenlebens nähern und schließlich
als Supernova explodieren.
Rote Überriesen bergen aber noch etliche
ungelöste Rätsel: zum einen ist der für den Massenverlust
verantwortliche Mechanismus, bei dem gewaltige Gasmengen
abgestoßen werden, noch nicht verstanden; zum anderen ist ihre
chemische Zusammensetzung weitgehend unbekannt, da die geringe
Oberflächentemperatur und die heftige Konvektion zu Schwierigkeiten
bei der Analyse der komplexen Sternspektren führt.
Die Lösung dieser Fragen beruht auf einem theoretischen Ansatz mit
einer realistischen drei-dimensionalen, hydrodynamischen Simulation der
Roten Überriesensterne. Eine anspruchsvolle Aufgabe, für die
zum ersten Mal Computersimulationen der gesamten Gasströmungen
derartiger Sterne durchgeführt wurden, bei der auch die
Auswirkungen der Strahlung berücksichtigt wurden.
Ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Andrea
Chiavassa (MPA) hat die Eigenschaften dieser Simulationen eingehend
untersucht. Die Oberfläche des Sternmodells ist durch einige
große Konvektionszellen bedeckt, mit einer Größe von
etwa 500 Sonnenradien, die sich auf einer Zeitskala von einigen Jahren
entwickeln. Nahe der Oberfläche gibt es kurzlebige (mit einer
Lebensdauer von wenigen Monaten bis zu einem Jahr), kleine (50-100
Sonnenradien große) Granulen. Die Wissenschaftler beschrieben
außerdem, wie diese Granulen mit den heutigen Interferometern
nachgewiesen und charakterisiert werden könnten (d.h. Kontrast,
Größe und zeitliche Entwicklung), und erbrachten den ersten
hieb- und stichfesten Nachweis des Konvektionsmusters auf dem
prototypischen Roten Überriesenstern Beteigeuze.
Bei der Interferometrie wird das Licht von mehreren Teleskopen
kombiniert um eine sehr hohe Auflösung zu erhalten, die man sonst
nur mit einem gigantischen Teleskop erreichen würde, das so
groß ist wie der größte Abstand zwischen den Teleskopen
im Interferometer. Wenn ein Objekt in mehreren
Beobachtungsdurchgängen mit unterschiedlichen Kombinationen und
Konfigurationen der Teleskope aufgenommen wird, so kann man diese
Ergebnisse zusammensetzen um eine Abbildung des Objekts zu erhalten.
Dies wurde mit dem Very Large Telescope Interferometer (VLTI) der ESO
gemacht, wobei Andrea Chiavassa und seine Mitarbeiter aus Paris, Bonn,
ESO, Montpellier und Heidelberg die 1,8 Meter Hilfsteleskope benutzten.
Mit interferometrischen Beobachtungen mit AMBER und einer
Bildrekonstruktion für verschiedene Wellenlängen konnte so zum
ersten Mal die Photosphäre des sehr kühlen Sterns VX Sgr
sichtbar gemacht werden. Der Stern VX Sgr ist etwa 5000 Lichtjahre von
der Erde entfernt und erscheint damit im Teleskop so klein, dass man ihn
nur mit interferometrischen Anlagen abbilden kann.
Die Klassifizierung von VX Sgr ist unsicher: Aufgrund seiner extrem
hohen Leuchtkraft und seiner Größe (mit 5,6 Astronomischen
Einheiten übertrifft er die Jupiterbahn) könnte es sich um
einen Roten Überriesenstern handeln. Allerdings sprechen seine
geringe Temperatur und starken Helligkeitsschwankungen eher für
einen typischen Mira-Stern (entwickelte, variable Riesensterne mit etwa
einer Sonnenmasse, die zu Weißen Zwergen werden). Diese wiederum
können keine derart große Leuchtkraft besitzen.
Die jetzt gewonnenen Aufnahmen zeigen jetzt zum ersten Mal die Form von
VX Sgr. Durch einen Vergleich mit den neuesten hydrodynamischen
Simulationen fanden die Wissenschaftler heraus, dass die Oberfläche
von VX Sgr durch Inhomogenitäten charakterisiert wird, die man als
große Konvektionszellen auffassen kann, und dass die
Atmosphäre der eines Mira-Sterns ähnelt, der von Schichten aus
Wassermolekülen umgeben ist. Ein Verständnis der
physikalischen Eigenschaften dieses seltsamen Objekts ist wichtig, um
sowohl die Modelle der Sternentwicklung und der Sternatmosphäre zu
prüfen als auch die VTLI-Anlagen bis an ihre Grenzen auszureizen
und so eine neue Ära bei der Abbildung von Sternen
einzuläuten.
Das Besondere an dieser Forschung sind die Synergien zwischen Theorie
und Beobachtung: einerseits wurden außerordentlich realistische,
drei-dimensionale hydrodynamische Simulationen entwickelt, andererseits
gibt es eine große Menge an hervorragenden Beobachtungen mit
Spektroskopie, Photometrie, Interferometrie und bildgebenden Verfahren.
Rote Überriesensterne tragen erheblich zur Anreicherung unserer
Galaxis mit chemischen Elementen bei, indem sie enorme Mengen ihrer
Masse durch einen unbekannten Vorgang verlieren. Die heftige Konvektion,
die sie erfahren, könnte diesem Massenverlust zugrunde liegen. Und
nur hydrodynamische Simulationen können den Astronomen helfen,
dieses Rätsel zu lösen.
Andrea Chiavassa
Originalveröffentlichungen
Chiavassa, A., Plez, B., Josselin, E., Freytag, B.,
"Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars. I. interpretation of interferometric observations",
2009, A&A, 506, 1351-1365
Chiavassa, A.; Lacour, S.; Millour, F.; et al.,
"VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX Sgr's inhomogenous outer atmosphere",
2010, A&A, in press,
arXiv:0911.4422
Links
Highlight der Zeitschrift ”Astronomy and Astrophysics“ für die Veröffentlichung
Homepage von Andrea Chiavassa
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