Eine andere Art von Sternen sind die Ap-Sterne. Sie besitzen ein starkes Magnetfeld und große Mengen von Silizium, Strontium, Chrom und seltenen Erden. Diese sehr starken Linien fallen in den Spektren sofort auf, daher tragen sie die Bezeichnung „p“.
Der Nachweis von starken Magnetfeldern liefert der Zeeman-Effekt: viele der Spektrallinien werden durch Magnetfelder in zwei oder mehr nebeneinander liegende Linien aufgespalten. Der Abstand zwischen den Linien hängt von der Stärke des Feldes ab. Der erste Nachweis gelang am Stern 78 Virginis (A2p). Zudem ist das Licht polarisiert, d.h. es schwingt bevorzugt in eine Richtung. Diese Polarisierung ist nachweisbar und kann zur Messung der Feldstärke verwendet werden.
Diese Magnetfelder können große Werte annehmen: 78 Virginis hat eine Feldstärke von 1.500 Gauß. Unsere Sonne besitzt außerhalb der aktiven Regionen eine Feldstärke von ca. zwei Gauß. Das stärkste bisher bekannte Magnetfeld besitzt HD 215441 (A0p) im Sternbild Lancerta mit 34.000 Gauß.
Eine andere Eigenart ist die Verteilung der häufigen Elemente: sie sind nicht gleichmäßig verteilt sondern kommen in Gegenden mit erhöhten Magnetfeldern häufiger vor.
Die Existenz der starken Magnetfelder ist bisher nicht erklärbar. Die geringe Rotationsgeschwindigkeit von ca. 50 km/sec reicht für einen Dynamo-Mechanismus nicht aus. Dazu kommt, dass gerade die schnelleren Ap-Sterne schwächere Felder besitzen. Auch die Theorie dass die Felder „Reste“ der Sternentstehung sind lässt sich über die langen Zeiträume nicht heranziehen. Sie erklärt auch nicht warum viele Sterne kein Magnetfeld besitzen.
Ebenfalls unverstanden ist die extreme Häufigkeit einiger Elemente. Es gibt die Anschauung dass die Elemente durch das Magnetfeld aus dem umgebenden Raum „aufgesaugt“ werden. Diese Diffusion könnte diese Elemente in das Innere „abregnen“ lassen. Diese Felder könnten auch bestimmte Elemente aus dem Sterninneren bevorzugt zur Oberfläche gelangen lassen.
Dann gibt es auch noch die Klasse der λ-Bootis-Sterne, die eine extreme Unterhäufigkeit leichter Metalle besitzen.
Es gibt also noch viel zu forschen…
Zunächst noch einen Hinweis: im HR-Diagramm fällt ein Bereich auf der sich bei einer absoluten Helligkeit von 0,5 mag quer von G0 bis B2 zieht, der so genannte Horizontalast. Besonders bei den A-Sternen finden sich viele Vertreter dieser Reihe. An dieser Stelle wird allerdings nicht auf diesen Bereich eingegangen.
Kümmern wir uns nun um die weißen Zwerge. Sie kommen im Bereich der A-Sterne häufig vor und haben ihren Namen daher, dass sie in dieser Gruppe weiß erscheinen. Dies ist nicht selbstverständlich, es kommen auch rote (kühle Zwerge) und bläuliche (heiße Zwerge) vor.
Eine Einordnung in die klassischen Gruppen kann bei ihnen nicht vorgenommen werden da der extreme Gasdruck die Linien enorm verbreitert. Nur wenige Linien bleiben erkennbar: die H-, He-, K- und andere Linien. Auch sind die chemischen Häufigkeiten völlig verschieden. Sie werden aufgrund ihrer Effektivtemperatur einem Sterntyp zugeordnet. Dies ist nicht einfach, da kaum Linien zu erkennen sind und die Objekte zudem auch noch sehr lichtschwach sind.
Sie sind in der Milchstrasse sehr häufig und stellen ein Endprodukt von Sternen dar.
Bei einem Stern halten sich der Strahlungs- und der Gasdruck gegenüber der Gravitation die Waage. Verliert der Stern seine Kernfusion kühlt der Stern ab und die Gravitation lässt den Stern schrumpfen.
In unserer normalen Welt ist bei einem idealen Gas das Produkt aus Volumen und Druck proportional der Temperatur. Die Gasteilchen stoßen zwar zusammen, ansonsten gibt es kaum Wechselwirkungen zwischen den Atomen. Bei den sehr großen Drücken in Weißen Zwergen gilt dieses nicht mehr. Die Elektronen werden so nahe zusammen gedrückt dass quantenmechanische Gesetze zu wirken beginnen: in einem bestimmten Raumvolumen können sich immer nur zwei Elektronen aufhalten die eine nahezu selbe Geschwindigkeit besitzen. Dies bedeutet, dass sich bei ganz vielen Elektronen in einem sehr kleinem Raum ein einzelnes Elektron sich keinen „Platz“ sondern eine passende Geschwindigkeit suchen muss. Die Verteilung der Elektronen hängt dann nicht mehr von der Temperatur, sondern von der Dichte ab und der Druck und die Gesamtenergie des Gases werden temperaturunabhängig. Dieses Gas wird „entartet“ genannt und verhält sich einem Metall ähnlicher als ideales Gas. Dieses Phänomen findet man bei Sternen bis zu dem 1,4-fachen der Sonnenmasse. Diese Grenze wird nach ihrem Entdecker Chandrasekhar-Masse genannt.
Liegt die Masse des Sterns über 1,4 Sonnenmassen wird das Innere weiter zusammen gepresst und die Elektronen werden in die Protonen gedrückt und es entstehen Neutronen die nun ihrerseits „entartet“ werden*. Ein Neutronenstern ist entstanden. Es kann deshalb keine Weißen Zwerge mit einer Masse größer als 1,4 Sonnenmassen geben. Sollte die Masse noch wesentlich größer werden kommen wir zur Entstehung von schwarzen Löchern die wir später noch behandeln werden.
Wenden wir uns zunächst den Glanzlichtern des Himmels zu: den B-Sternen…
*Das Bild dass die Elektronen in die Protonen „eingepresst“ werden ist nicht ganz korrekt, so kann man sich den Effekt aber besser vorstellen.
Würde es keine B-Sterne geben würden uns einige Highlights am Himmel fehlen: Spica und Regulus, α- und β-Crucis vom Kreuz des Südens, Achenar von Eridanus, das Sternbild Skorpion würde nicht mehr zu erkennen sein, auch von den sieben klassischen Sternen des Orion würden nur noch Beteigeuze, δ-Ori und ζ-Ori aus dem Gürtel übrig bleiben.
In unserer Umgebung gibt es von den 100 sonnennächsten Sternen keinen Vertreter der B-Sterne. Dafür sind sie mit einem Drittel bei den 100 hellsten Sternen vertreten. Eigentlich sind die B-Sterne sogar selten.
Der bekannteste B-Stern ist Sanduleak -69°202 (B3 Iab). Weniger weil er so spektakulär ist sondern weil es ihn nicht mehr gibt: dieser Stern explodierte als Supernova 1987 in der Magellanschen Wolke.
Aufgrund ihrer großen Ähnlichkeit werden die beiden Klassen O und B oftmals zusammen als OB-Sterne bezeichnet. Sie sind heiß und blau, senden UV-Strahlung ab, die Stärke der H-Linien nimmt mit steigender Temperatur ab und sie besitzen He-Linien im sichtbaren Spektrum.
Die OB-Sterne liegen bis auf wenige Ausnahmen alle im Band der Milchstrasse. Da diese Sterne ihren Brennstoffvorrat schnell verbrauchen können sie sich nicht weit von ihren Entstehungsort entfernen und liegen meist in der Nähe riesiger Gas- und Staubwolken. Die Sterne sind auch nicht gleichmäßig verteilt sondern finden sich zu lockeren „Klumpen“ zusammen die auch als OB-Assoziationen bezeichnet werden (z.B. Orion und im Skorpion). Auch die sieben klassischen Sterne der Plejaden gehören zu den B-Sternen.
Ein großes Problem der Klassifikation ist der große Temperaturbereich der B-Sterne. Er reicht von etwa 30.000 K (B0) bis zu 10.000 K (B9). Auch gibt es große Unterschiede in der Masse: sie reicht von drei bis zu zwanzig Sonnenmassen. So ist es nicht verwunderlich dass die bisherige Unterteilung in zehn Unterklassen (B0-B9) nicht mehr als ausreichend angesehen wird. So werden auch Spektraltypen von B1,5 oder B8,5 verwendet.
Beim zunehmenden Anteil der gesamten Leuchtkraft nimmt der Anteil des ultravioletten Lichts stark zu. Dadurch werden sie für die Beobachtung von der Erde aus nahezu unsichtbar, da die Atmosphäre bei ca. 3000 Å undurchsichtig wird. Aber auch im UV-Bereich sind Unterteilungen möglich: mit den durch Satelliten erhaltenen Spektren werden die Leuchtkraftklassen z.B. durch die Zunahme der Si IV und der C IV Linien oder der Abnahme der C II Linien festgelegt.
Über einer Temperatur von 9.500 K verlieren die Balmerlinien an Stärke. Bei höheren Temperaturen wird der Wasserstoff schnell ionisiert. Gleichzeitig erscheinen in den Spektren die ersten Linien des neutralen Heliums. Sind sie bei B9 noch schwach, erreichen sie mit B2 ihr Maximum. Danach setzt die Ionisation des He ein und bei B0 erscheinen schon die ersten He II Linien. Metall-Linien sind kaum noch vorhanden, es gibt aber eine geringe Anzahl von hohen Ionisationsstufen von O, Si und C. Man kann auch die Verhältnisse von Si IV oder C III zu He I, oder Si II oder MG II zu He I dazu verwenden.
Wie bei der Klasse A gibt es auch bei den B-Sternen „pekulinäre“ Sterne, also Sterne der Art Bp. Es handelt sich um magnetische Sterne die etwa bis B5 reichen. Zwischen B4 und B9 treten auch noch nicht magnetische Quecksilber-Mangan-Sterne (Hg-Mn-Sterne) auf, die enorm starke Hg- und Mn-Linien besitzen. Häufig sind auch die Elemente Phosphor, Gallium und Yttrium stärker verterten, während Al, Ca und Ni selten sind. Auch bei den He-Linien gibt es Vertreter mit sehr starken und sehr schwachen Linien.
Die durchschnittlichen Rotationsgeschwindigkeiten erreichen mit den B-Sternen ihr Maximum, sie können Werte bis zu 200 km/sec erreichen. Diese schnelle Rotation führt in manchen Fällen zu einem Auswurf von Materie die sich in einem Ring um den Stern sammelt. Er fällt dann durch seine H-Emissionslinien auf. Diese Gruppe wird Be-Sterne genannt.
Diese Ringe treten in unterschiedlichen Stärken auf. Die Sterne mit den größten Ringen werden Hüllensterne genannt. Die Gasmasse ist dort so dick dass Absorptionslinien von Metallen vorkommen können. Einige Hüllensterne sind: γCas (B0 Ive), ζTau (B4 IIIpe), Plejone (28 Tau, B8 Vpe) φPer (B2 Vpe) und 48 Lib (B5 IIIpe).
Es ist noch ungeklärt was diese Ringbildung auslöst und warum manche schnell rotierende Sterne dieses Phänomen zeigen und manche nicht. Eine Theorie ist die nichtradiale Pulsation, auf die hier aber nicht eingegangen werden soll.
Unter den B-Sternen gibt es noch einige sonderbare Vertreter. Die Sterne mit P-Cygni-Linienprofilen besitzen breite Emissionslinien die blauverschoben sind. Erklärt wird dieser Effekt durch ausströmendes Gas, das hier als Sternwind bezeichnet wird. Der namensgebende P-Cygni ist ein Stern der fünften Größe und diese Sternwinde sind nicht nur auf eine bestimmte Gruppe verteilt. Man findet sie bei den O-B-A Riesen (Deneb z.B. hat schwache Linien) und bei den kühlen T-Tauri-Sternen der Klassen G und K, aber auch bei den extrem heißen Zentralsternen in Planetarischen Nebeln.
Unter den frühen B-Riesen und Unterriesen der Leuchtkraftklasse III findet sich eine interessante Gruppe von Veränderlichen, die β-Canis-Majoris-Sterne oder auch β-Cephei-Sterne genannt werden.
Sie pulsieren ähnlich den bereits erwähnten Cepheiden, allerdings wesentlich geringer und zum Teil in zwei/drei sich überlagernden Rhytmen die sich in der Leuchtkurve zeigen. Diesen Effekt bezeichnet man als Schwebung.
Die jungen B- und O-Sterne finden sich immer in der Nähe von den Gas- und Staubwolken aus denen sie entstanden sind und beleuchten die Wolken mit ihrem Licht. So findet man in der Ebene der Milchstrasse eine Menge leuchtender Gas- und Staubwolken die als Nebel bezeichnet werden. Der wohl bekannteste Nebel steht im Orion, ein lohnendes Ziel auch schon für kleine Fernrohre.
Für die Reflexionsnebel sind B-Sterne verantwortlich. Sie beleuchten feine Staubkörnchen aus Kohlenstoff und Kohlenstoffverbindungen, Silizium und Silikaten mit einer Größe von etwa 10-3 bis 10-4 mm. Diese Staubkörnchen reflektieren (eigentlich: streuen) das Licht der hellen Sterne, ein schönes Beispiel ist der Reflexionsnebel der Plejaden.
Ab B1 Richtung der O-Sterne findet sich ein anderer Nebeltyp: der Emissionsnebel. Über einer Temperatur von 25.000 K strahlen die Sterne UV-Licht ab dessen Energie ausreicht den interstellaren Wasserstoff zu ionisieren. Die Größe dieses Bereiches der Ionisierung hängt von der Menge der UV-Strahlung ab. Dieser Bereich wird als H II-Region oder als Strömgren-Sphäre bezeichnet. Die H-Atome werden dort ionisiert, fangen sich wieder ein Elektron ein um dann erneut ionisiert zu werden. Dabei werden Rekombinationslinien und –kontinua des H erzeugt und ein Emissionsnebel ist sichtbar. Allerdings sind sie bei den O-Sternen wesentlich häufiger vertreten.
Der Unterschied der beiden Nebel, Reflexionsnebel und Emissionsnebel, lässt sich auch ohne Spektrum erkennen: Reflexionsnebel sind blau, so wie die Sterne die ihr Licht darauf senden. Emissionsnebel sind rot, da das meist abgestrahlte Licht von der Linie Hα stammt.
Der Staub der für die Streuung des Lichtes in den Reflexionsnebeln verantwortlich ist, ist auch in den Emissionsnebeln vorhanden. So gibt es auch eine meist schwache Reflexion in den Emissionsnebeln.
Ist der Staub zu weit von einem Stern entfernt erscheint er schwarz vor dem Hintergrund. Er schwächt das durchquerende Licht ab und ist für die Längsteilung der Sommermilchstrasse vom Skorpion bis zum Schwan verantwortlich. So ist es nicht möglich das Zentrum der Milchstrasse im optischen Licht zu beobachten.
Ein spektakuläres Beispiel einer sehr dunklen Staubwolke ist der Große Kohlensack im Kreuz des Südens. Die sternärmste Gegend des Himmels ist die ρ-Ophiuchi-Dunkelwolke. Diese dunklen Bereiche der Milchstrasse sind auf der Südhalbkugel so auffällig, dass die Inkas daraus „Sternbilder“ bildeten.
Die Temperaturen in diesen Wolken können bis auf wenige Grad über dem Nullpunkt absinken, so dass sich die Staubkörner mit gefrorenen Gasen überziehen und anfangen sich zusammen zu klumpen. So kann es zu einer Sternbildung kommen.
Der stellare Staub ist ein Problem für die Astrophysiker. Wir haben schon die Formel für die Helligkeit von Sternen kennen gelernt: M = m + 5 log D.
Dabei wird angenommen, dass zwischen dem Stern und uns nichts im Weg ist. Geht irgendwo auf der Strecke Licht verloren erscheint der Stern für seine Entfernung zu schwach. Eine Schwächung von einer Größenklasse lassen den Stern 60% weiter entfernt erscheinen. Dabei ist die Abschwächung (Absorption) um mehrere Größenklassen nicht gerade selten, so dass das Problem gelöst werden muss.
Der Staub schwächt das Licht nicht in allen Wellenlängen gleich. Im blauen Spektralbereich ist die Schwächung doppelt so hoch wie im roten. So erscheinen die Sterne nicht nur schwächer, sondern auch gerötet. Ein B5-Stern mit seiner blauen Farbe könnte dann gelb oder sogar rot erscheinen. Man vergleicht ungerötete und gerötete Sterne miteinander und das Verhältnis der visuellen Lichtschwächung und dem Ausmaß der Rötung (Stichwort: Farbexzeß). Damit kann die scheinbare Helligkeit korrigiert und die Entfernung hergeleitet werden. Dies ist allerdings ein komplizierter Prozess, hier sei auf die entsprechende Literatur verwiesen.
Zusätzlich zu der Rötung und Schwächung des Lichtes verursacht der Staub eine Polarisierung des Sternenlichts. Die interstellaren Staubkörner besitzen eine unregelmäßige Form. Das schwache interstellare Magnetfeld kann diese Staubkörner parallel ausrichten, so dass Sternenlicht einer gewissen Schwingungsebene besser durchkommt als anders schwingendes Licht. Mit einem Polarisationsfilter am Teleskop lässt sich die Polarisation messen und damit kann das galaktische Magnetfeld kartiert werden.
Gruss
Helge
_________________
Christian Um den Lowrider tanzender Mr. Hyde... *g
Anm.: Mar 03, 2006
Beiträge: 2178
Verfasst am:
Do 18.März 2010 , 15:56
Hallo Helge,
auch von mir an dieser Stelle mal ein herzliches Dankeschön für die Mühe, die du dir mit deiner Serie machst.
_________________ Wenn es die Situation erfordert, sollte man aufstehen und um das kämpfen, was man für wahr und richtig hält. (Dalai Lama)
Die O-Sterne sind am massereichsten, am hellsten, am heißesten, am blausten aber auch die seltensten Sterne. Kein Stern gehört der ersten Größe an, von der zweiten Größe gibt es nur vier. Zwei davon sind prominente Vertreter δ-Orionis (O9) und ζ-Orionis ( O9,5 Ibe), die linken und rechten Sterne des Orion-Gürtels. Beides sind Doppelsterne die jeweils mit einem B0-Riesen ein System bilden. Der mittlere Stern des Gürtels ist fast ein O-Stern (B0 Iae), so dass er nahezu genauso aussieht wie seine „Nachbarn“.
Die anderen zwei findet man am Südhimmel: ein Überriese des Typs O5 Iaf ist ζ-Puppis und γ²-Velorum (O7,5e) stehen nur 8° voneinander entfernt im Gum-Nebel (nach dem Astronomen C. Gum benannt), einer Blase aus heißen Gas das bei einer Supernova-Explosion in den interstellaren Raum gelangt ist. Dies ist auch der Grund der Beliebtheit der O-Sterne: sie liegen nahezu alle in leuchtenden Emissionsnebeln. Der bekannteste ist der Orion-Nebel, der durch einen O6-Stern angeregt wird.
Der bisher leuchtkräftigste bekannte O-Stern ist HD 93129A, ein O3 If-Stern der siebten scheinbaren Größe. Er befindet sich im großen Carina-Nebel. Die scheinbare Größe erscheint sehr klein, nun muss man bedenken, dass die O-Sterne ihre größte Energie im UV-Bereich abstrahlen der für uns nicht sichtbar ist.
Spektakulär sind die O-Sterne am Ende ihres Lebens. Sie explodieren in einer Supernova und werden zu Neutronensternen. Dies ist für die Struktur und die Entwicklung einer Galaxie bedeutend: nach der kurzen Lebenszeit werden große Mengen schwerer Elemente in das interstellare Gas abgegeben und die Schockfronten wirbeln die Gasmassen der Galaxien durcheinander.
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