AGB-Stern

Einordnung und Aufbau

Ein AGB-Stern ist ein entwickelter Stern mit circa 0,6 bis 10 Sonnenmassen auf dem asymptotischen Riesenast (asymptotic giant branch, AGB). Er erscheint als Roter Riese, besitzt eine veränderliche Helligkeit und verliert durch Sternwind viel Masse. In seinem Inneren brennen Helium und Wasserstoff in Schalen um einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Diese Elemente entstanden beim Heliumbrennen durch den Drei-Alpha-Prozess.

AGB-Sterne sind wichtig, weil ihr Massenverlust das interstellare Medium mit schweren Elementen anreichert. Dadurch erhöht sich die Metallizität späterer Sterngenerationen.

Entwicklung auf dem Riesenast

Sterne mittlerer Masse durchlaufen das AGB-Stadium; die genauen Massengrenzen hängen von der Metallizität ab. Auf der Hauptreihe wird Energie durch Wasserstoffbrennen im Kern erzeugt. Ist der Wasserstoff dort zu Helium fusioniert, setzt Wasserstoffbrennen in einer Schale um den Kern ein. Der Stern wird kühler und leuchtkräftiger und steigt im Hertzsprung-Russell-Diagramm als Roter Riese den Roten Riesenast hinauf.

Bei genügend großer Kern-Temperatur und -Dichte beginnt Heliumbrennen. Zur Wiederherstellung des hydrostatischen Gleichgewichts verschiebt sich der Stern zu höheren Temperaturen und geringerer Leuchtkraft. Nach der Erschöpfung des Heliums im Kern beginnt Helium-Schalenbrennen; der Stern wird wieder leuchtkräftiger und an seiner Oberfläche kühler. Seine Bahn nähert sich dem Roten Riesenast asymptotisch an.

In der thermischen Pulse-Phase (TP-AGB) erlischt das Heliumzonenbrennen zwischen den Pulsen. Nur alle 10.000 bis 100.000 Jahre zündet es explosionsartig als Helium-Blitz. Ein solcher Puls beendet vorübergehend das Wasserstoffbrennen der äußeren Schale, mischt die Atmosphäre mit im s-Prozess erzeugten Elementen durch und lässt den Stern für einige Tausend Jahre expandieren.

Spektrum und Helligkeitswechsel

AGB-Rote-Riesen gehören zu drei Spektralklassen: Bei M-Sternen dominieren Banden von Titanoxid, bei C-Sternen die Swanbanden von C₂; C-Sterne heißen auch Kohlenstoffsterne. Bei S-Sternen dominieren Zirkonoxidbanden. Maßgeblich ist das Verhältnis von Kohlenstoff zu Sauerstoff: C und O bilden bevorzugt das im sichtbaren Spektrum nicht sichtbare Kohlenstoffmonoxid. Bei Kohlenstoffüberschuss entstehen die Swanbanden. Bei C/O < 1 kann überschüssiger Sauerstoff Titanoxid bilden. Bei C/O ungefähr 1 überwiegt Zirkonoxid, weil Zirkon Sauerstoff stärker bindet als Titan.

Lithium und ⁹⁹Technetium im Spektrum weisen auf kürzlich erfolgte Nukleosynthese hin: ⁹⁹Tc hat eine Halbwertzeit von 200.000 Jahren, Lithium wird schon bei niedrigen Temperaturen durch Kernfusion zerstört. Zusammen mit hohem Kohlenstoffgehalt gelten diese Nachweise als Indiz für dredge-up. Dabei transportiert Konvektion während später Helium-Blitze s-Prozess-Elemente von der heliumbrennenden Zone an die Oberfläche.

Alle AGB-Sterne sind veränderlich. Die Einordnung verläuft von langsam unregelmäßigen über halbregelmäßige Sterne zu Mirasternen und schließlich OH/IR-Sternen. Die ersten zwei Gruppen pulsieren in der ersten und/oder höheren Oberschwingungen; Mira- und OH/IR-Sterne vor allem in der Grundschwingung und mit der größten Amplitude. Mit wachsendem Sternradius nimmt die Pulsationsperiode zu. Ursache ist der Kappa-Mechanismus: Energie wird zeitweise in der Wasserstoff-Ionisationszone gespeichert; eine Schockwelle durchläuft danach die ausgedehnte Atmosphäre und kann Gas aus dem Gravitationsfeld beschleunigen.

Etwa 30 % der pulsationsveränderlichen AGB-Sterne besitzen zusätzlich eine long secondary period von 250 bis 1400 Tagen. Ihr Verhältnis zur primären Pulsationsperiode beträgt 8 bis 10. Wahrscheinlich verursachen Staubwolken in zirkumstellaren Umlaufbahnen unterschiedlich tiefe Minima. Ellipsoider Lichtwechsel in Doppelsternsystemen kann Amplituden bis 0,3 mag und Perioden von 50 bis 1000 Tagen haben. Periodenänderungen einiger Mirasterne gelten als mögliche Folgen thermischer Pulse, doch diese Deutung ist umstritten, weil eine Korrelation mit mehr Lithium und ⁹⁹Technetium fehlt.

Massenverlust und Post-AGB-Phase

Pulsationen befördern Material in die äußere Atmosphäre, wo überwiegend Karbide kondensieren. Aus Staubteilchen entsteht durch Strahlungsdruck ein Wind mit circa 10 km/s; auch Gas der zirkumstellaren Hülle wird mitgerissen. Über ungefähr eine Million Jahre kann sich eine Zone von einigen 10 Lichtjahren Durchmesser bilden. Gegen Ende der AGB-Phase erreichen OH/IR-Sterne Massenverluste bis zu 10⁻⁴ Sonnenmassen pro Jahr. Ihre dichte Hülle verursacht starke Extinktion, sodass sie nur noch im Infraroten nachweisbar sind.

In entwickelten Mirasternen und OH/IR-Sternen können natürliche Maser aus OH, Wasser und Siliziumoxid entstehen. Diese nichtthermische Strahlung hat ein U-förmiges Linienprofil und eine Strahlungstemperatur von mehr als 10⁶ Grad Celsius. Infrarotstrahlung des warmen Staubs besetzt die molekularen Energieniveaus; die Maserstrahlung folgt den Infrarot-Helligkeitsänderungen. Sie ermöglicht interferometrische Untersuchungen bis zu Mikro-Bogensekunden und eine Entfernungsbestimmung über zeitliche Messungen des Winkeldurchmessers.

Hat die Atmosphäre durch den Massenverlust nur noch ein Hundertstel Sonnenmasse, verlässt der Stern den AGB. Er schrumpft, wird heißer und entwickelt sich in 10⁴ bis 10⁵ Jahren zum Post-AGB-Objekt. Dieses ist ein Riese bis Überriese der Spektralklasse B bis K mit starkem Infrarotexzess aus seiner ausgedehnten Staubhülle. Beim Kreuzen des Instabilitätsstreifens kann es wieder pulsieren; zu den Post-AGB-Objekten werden unter anderem 89-Herculis-, UU-Herculis- und RV-Tauri-Sterne gezählt.

Nicht jeder Post-AGB-Stern wird ein Planetarischer Nebel. Ein solcher Emissionsnebel hat ungefähr einen Lichtjahr Durchmesser und wird durch einen mehrere 100.000 K heißen Zentralstern angeregt. Nur schwere Post-AGB-Sterne erreichen die nötigen Temperaturen, bevor ihre abgestoßene Materie zu weit entfernt ist. Eine Common-Envelope-Phase in einem Doppelsternsystem kann einen alternativen Weg und die häufig bipolare Form von Planetarischen Nebeln erklären.

Erneute Zündungen

Nach einem späten thermischen Puls kann ungefähr ein Viertel aller Post-AGB-Sterne erneut einen Helium-Blitz erleben. Wegen der nur noch ein Hundertstel Sonnenmasse schweren Atmosphäre expandiert die Hülle rasch, der Stern wird wieder etwa so groß wie ein Roter Riese und kühlt auf 3000 K ab. Innerhalb einiger Jahre bis Jahrzehnte wandert er im Hertzsprung-Russell-Diagramm von einem Zentralstern Planetarischer Nebel zum Roten Riesenast: ein wiedergeborener Stern (born again star). Helium-Flash und s-Prozess erhöhen dabei Kohlenstoff und weitere Elemente in der Atmosphäre. V605 Aquilae, FG Sagittae und V4334 Sagittarii (Sakurais Objekt) werden diesem Stadium zugeordnet. Nach einigen hundert Jahren kehrt der Stern wegen des Atmosphärenverlusts wieder in den Bereich der Zentralsterne zurück; wasserstoffarme Zentralsterne mit Spektraltyp WN oder WC gelten als mögliche Nachfolger.

Bei einer diffusionsinduzierten Nova zündet dagegen Wasserstoffbrennen nach dem CNO-Zyklus erneut. Auf dem Weg zum Weißen Zwerg trennen sich die Elemente gravitativ in eine wasserstoffreiche äußere Atmosphäre, eine heliumreiche Mittelschicht und eine darunterliegende CNO-Schicht. Hat ein später thermischer Puls die Heliumschicht stark verdünnt, kann Konvektion Wasserstoff in die CNO-Schicht mischen. Hohe Dichte und Temperatur zünden dann Wasserstoffbrennen; Simulationsrechnungen zeigen den Weg vom Weißen Zwerg zum gelben Überriesen innerhalb eines Jahrzehnts. Anders als beim späten thermischen Puls fehlen ein Planetarischer Nebel und es wird wasserstoffreiche Materie ausgestoßen. Die langsame Nova CK Vul gilt als Kandidat.