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  Aktuelle Forschung :: März 2010 Zur Übersicht

Ein Blick auf die Oberfläche von massereichen Sternen

Rote Überriesensterne gehören zu den hellsten Sternen. Aufgrund ihres großen Durchmessers, ihrer Nähe und ihrer starken Leuchtkraft im Infrarotbereich sind sie eines der Hauptziele der derzeitigen Interferometer. Ein internationales Astronomenteam unter der Leitung von Andrea Chiavassa am Max-Planck-Institut für Astrophysik hat nun einen neuen Weg gefunden, das Granulationsmuster auf Roten Überriesen mit Hilfe von drei-dimensionalen Simulationen der Oberflächenkonvektion auszuwerten. Außerdem konnte das Team zum ersten Mal die Photosphäre des sehr kühlen Sterns VX Sgr sichtbar machen, indem sie interferometrische Beobachtungen mit dem Very Large Telescope Interferometer analysierten. Diese Studien tragen dazu bei, die Mechanismen des Massenverlusts von Roten Überriesen besser zu verstehen, die beträchtlich zur Anreicherung unserer Galaxis mit chemischen Elementen beitragen.

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.

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.

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, linkPfeilExtern.gifarXiv:0911.4422


Links

linkPfeilExtern.gifHighlight der Zeitschrift ”Astronomy and Astrophysics“ für die Veröffentlichung
linkPfeilExtern.gifHomepage von Andrea Chiavassa



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Letzte Änderung: 22.2.2010