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ASTRO/221: Das Echo aus der Tiefe - Erforschung roter Riesensterne mit Kepler-Daten (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 4/13 - April 2013
Zeitschrift für Astronomie

Das Echo aus der Tiefe
Die Erforschung roter Riesensterne mit Kepler-Daten

Von Paul G. Beck und Thomas Kallinger



Seit nunmehr vier Jahren liefert der NASA-Satellit Kepler Helligkeitsmessungen von mehr als 170.000 Sternen mit nie zuvor erreichter Genauigkeit. Obwohl er für die Suche nach extrasolaren Planeten konzipiert ist, sind diese Daten eine wahre Fundgrube für die Asteroseismologie. Einen aktuellen Durchbruch im Verständnis entwickelter Sterne, den Roten Riesen, stellt die Entdeckung von »Mixed Modes« dar, welche die Erforschung des tiefen Sterninneren ermöglichen.


In Kürze

• Die wiederholten Messungen der Helligkeit an immer denselben Sternen durch das Satellitenobservatorium Kepler ermöglichen das Studium ihres Schwingungsverhaltens.

• Das Vorkommen nichtradialer Schwingungsmoden mit einer Aufspaltung in mehrere Komponenten zeigt den Einfluss der Rotation im Inneren der Roten Riesen.

• Die Rotation der Sterne hat einen starken Einfluss auf ihren evolutionären Werdegang im Hertzsprung-Russell-Diagramm.


Die experimentelle Astrophysik versucht, aus Messwerten Rückschlüsse auf den Ursprung der zu Grunde liegenden Effekte zu ziehen, mit dem Ziel, das untersuchte Objekt besser zu verstehen. Eine sehr erfolgreiche Anwendung dieses Prinzips ist die Asteroseismologie: Aus zahlreichen zeitlich aufeinander folgenden Messungen der Helligkeit oder Radialgeschwindigkeit einzelner Sterne, den so genannten Zeitserien, lässt sich ableiten, mit welchen Frequenzen diese Beobachtungsgrößen variieren.

Die Frequenz einer Schwingung ist dabei ein Maß für die Dichte der Sternmaterie, die eine solche Schwingung durchläuft. Quer durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD, siehe Kasten »Rote Riesen im Hertzsprung-Russell-Diagramm« S. 56 der Druckausgabe), das die Sterne nach Helligkeit und Farbe anordnet, finden wir Oszillationen mit Perioden von einigen 100 Tagen in Riesensternen wie den Veränderlichen vom Typ Mira bis herab zu nur etwa 100 Sekunden im Fall der sehr dichten Weißen Zwerge.

Lange Zeit galten Rote Riesen für asteroseismologische Studien als relativ uninteressante Objekte (siehe Bild in der Druckausgabe). Obwohl bereits seit etwa Mitte der 1990er Jahre vermutet, konnten Oszillationen in einem roten Riesenstern erstmals im Jahr 2002 in Radialgeschwindigkeits-Zeitreihen des Sterns Chi Hydrae eindeutig nachgewiesen werden. Das dabei gemessene Signal mit einer mittleren Periode von rund vier Stunden ist sehr klein, und die zugehörigen Radialgeschwindigkeiten der pulsierenden Sternoberfläche liegen im Bereich von nur wenigen Metern pro Sekunde.

Um die einzelnen Signalkomponenten auflösen zu können, bedarf es sehr langer Zeitreihen. Auf Grund der deshalb erforderlichen Beobachtungsdauer von einigen Wochen bis Monaten und der geringen Amplituden gestalten sich erdgebundene Beobachtungen äußerst schwierig. Gleiches gilt für die Suche nach extrasolaren Planeten.

So lag es daher nahe, die für die Jagd nach fernen Welten gebauten Weltraumteleskope CoRoT und Kepler auch für die Asteroseismologie zu verwenden. In der Zeit vor dem Einsatz von Satelliten ließen sich nur bei etwa 20 roten Riesensternen Oszillationen nachweisen. Dabei handelte es sich meist mehr um einen Nachweis als um eine genaue Vermessung der Frequenzspektren. Letztere ist aber essenziell wichtig, will man mehr über den Aufbau dieser Sterne lernen. Da jede Schwingung (auch Mode genannt, siehe Kasten »Sternpulsationen«.), die auf der Sternoberfläche beobachtet wird, einen anderen Bereich des Sterns durchläuft, liefert jede einzelne Mode eine andere Teilinformation über den Sternaufbau. Je mehr Moden sich beobachten und vermessen lassen, desto detaillierter lässt sich der stellare Aufbau untersuchen.

Sternpulsationen
Die Pulsationen eines Sterns können die Helligkeit oder seinen Radius in verschiedenen Mustern beeinflussen. Wenn sich die gesamte Oberfläche gleichmäßig verändert, spricht man von radialen Oszillationsmoden (ganz rechts). Hängt jedoch eine Radius- oder Temperaturänderung von der Position der Oberfläche ab, so handelt es sich um nichtradiale Oszillationen. Diese lassen sich durch Kugelflächenfunktionen beschreiben. Die durch diese Geometrie erzeugten Oberflächenvariationen können mit aufeinander folgenden Messungen erfasst werden, um daraus in einem weiteren Schritt die Frequenz der jeweiligen Schwingungsmode zu bestimmen. Entscheidend für eine erfolgreiche asteroseismologische Analyse eines Sterns ist für jede einzelne Mode die genaue Kenntnis des sphärischen Grades l, der die Anzahl der Schwingungsknotenlinien wiedergibt und in weiterer Folge auch der azimutalen Ordnung m, welche die Zahl der Knotenlinien bestimmt, die den Pol durchlaufen. Für Rote Riesen erfolgt diese Modenidentifikation anhand der Verhältnisse und Abstände bestimmter Moden.
Abbildung der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.

Seismologie Roter Riesen

Ursprünglich waren die Astronomen der Ansicht, dass Rote Riesen im Gegensatz zu weniger entwickelten Sternen ähnlich unserer Sonne nur mit so genannten radialen Moden schwingen und die Vielzahl der nichtradialen Schwingungen nicht angeregt und damit nicht beobachtbar sind. Bei der Suche beschränkten sich die Astronomen im Wesentlichen auf denjenigen Frequenzbereich, bei dem die Oszillationen gefunden wurden, sowie auf den mittleren Frequenzabstand aufeinander folgender radialer Moden, der Aufschluss über die mittlere Sterndichte gibt. Die Aussicht auf neue Erkenntnisse war beschränkt.

Dies sollte sich mit dem Einsatz des europäischen Satellitenteleskops CoRoT grundlegend ändern. Durch die bis dahin unerreichte Beobachtungslänge und Messgenauigkeit gelang es im Jahr 2009, für eine Vielzahl von Roten Riesen die Existenz von nichtradialen Moden nachzuweisen (siehe Kasten »Sternpulsationen«). Mit der Entdeckung wurde dieser Sterntyp schlagartig interessant, da die gestiegene Anzahl der nachweisbaren Moden wesentlich detailliertere Untersuchungen ermöglichte.

Der Vorteil der Beobachtungen mit Satelliten liegt in der großen Genauigkeit der Messungen. Im Gegensatz zu erdgebundenen Beobachtungen ist man außerdem nicht durch Schlechtwetter oder Tageslicht gezwungen, die Messungen zu unterbrechen. Die Beobachtungen mit einem einzelnen Instrument bilden zudem einen homogenen Datensatz, der die vergleichende Analyse vieler Sterne erheblich erleichtert. Je größer der Zeitraum ist, über den sich ein Datensatz erstreckt, desto höher ist die Auflösung des Frequenzspektrums (siehe Kästen »Gemischte Schwingungsmoden in Roten Riesen« (linker Teil) und »Nichtradiale Moden verraten den Kern«). Dies verbessert die Präzision, mit der sich einzelne Moden vermessen lassen. Mit steigender Frequenzauflösung werden zunehmend auch solche Moden zugänglich, die sehr nahe beisammen liegen und bei niedrigerer Auflösung gar nicht als einzelne Moden erkennbar wären.


Der Schlüssel zum Kern: das Echo

Eine neue Ära in der Asteroseismologie Roter Riesen brach mit dem Start des NASA-Satelliten Kepler an (siehe Bilder S. 54 oben und Mitte). Nach etwa einem Jahr durchgehender Beobachtungen gelangen im Jahr 2011 gleich mehrere Durchbrüche bei der Entschlüsselung von Oszillationen in Roten Riesen, die in ihrer Deutlichkeit die Fachwelt verblüfften. Ausgewertet werden die Daten der von Kepler beobachteten Sterne von der »Red Giant Workinggroup« im Rahmen des »Kepler Asteroseismic Science Consortium«.

Seit nunmehr fast vier Jahren beobachtet Kepler mit seiner Kamera einige tausend Rote Riesen, wobei etwa alle 30 Minuten die Helligkeit der Sterne mit einer Genauigkeit von typischerweise einem Zehntausendstel ihrer Helligkeit bestimmt wird. Dabei umfasst die Auswahl solche Sterne, die gerade erst zum Riesen wurden und auf Grund ihrer noch relativ dichten Hülle mit etwa zwei bis drei Sonnenradien relativ schnell pulsieren. Die typischen Schwingungsperioden liegen bei etwa einer Stunde. Zum Vergleich: Die Sonne pulsiert mit etwa fünf Minuten. Zur Auswahl gehören auch viel weiter entwickelte Riesen mit Hüllen von mehr als 40 Sonnenradien. Sie haben wegen ihrer Größe geringere mittlere Dichten, bei denen eine Schwingung mehr als zehn Tage benötigt, um den Stern einmal zu durchlaufen.

Ähnlich unserer Sonne ist die Hülle von Roten Riesen konvektiv (siehe Bild S. 51 der Druckausgabe). Während Konvektion bei der Sonne jedoch nur in der äußeren Hülle stattfindet, ist dies bei Roten Riesen in nahezu der gesamten Hülle der Fall. Die Energie aus dem Inneren wird bei Konvektion nicht durch Strahlung an die Oberfläche transportiert, sondern durch aufsteigende heiße Plasmablasen. Sie strahlen an der Oberfläche ihre Energie ab, kühlen dabei herunter und sinken wieder in tiefere Schichten. Dieser stochastische (vom Zufall geprägte) Prozess erzeugt ein akustisches Rauschen, das die Eigenfrequenzen des Sterns resonant anregt, ähnlich wie man eine Gitarrensaite durch den richtigen Ton zum Mitschwingen anregen kann.

Die angeregten Wellen werden auch sonnenähnliche Oszillationen genannt, weil diese Art der Schwingungsanregung erstmals in der Sonne beobachtet wurde. Sie laufen dabei als Schallwellen oder so genannte Druck- beziehungsweise p-Moden (p für englisch pressure = Druck) durch den Stern, können sich jedoch nur in den oberen Schichten des Sterns ausbreiten. Das liegt daran, dass sie an tiefer liegenden, dichteren Schichten, in denen sich langperiodische Schallwellen nicht mehr ausbreiten können, reflektiert werden. Auf der anderen Seite spricht man von so genannten Gravitations- beziehungsweise g-Moden (g für englisch gravity = Schwerkraft), wobei das Sternplasma durch ein Zusammenspiel von Auftrieb und Gravitation in Schwingung gerät. Diese Schwingungen können sich allerdings nur in sehr stark komprimierter Materie ausbreiten, in Roten Riesen daher nur im tiefen Inneren.

Am Anfang einer Reihe von Durchbrüchen stand die Entdeckung von Moden, die nicht so recht in das Bild der sonnenähnlichen Oszillationen passen wollten. An Stelle der bekannten Druckmoden hatte man es nunmehr mit so genannten gemischten Moden (englisch: mixed modes) zu tun (siehe Kasten). Den Schlüssel zum Verständnis lieferte kürzlich unsere Forschungsgruppe. Wir konnten zeigen, dass diese Moden nicht zufällig im Oszillationsspektrum erscheinen, sondern deren Positionen sehr gut mit den theoretischen Vorhersagen übereinstimmen.


Gemischte Schwingungsmoden in Roten Riesen
In Roten Riesen wurden »Mixed Modes« erstmals im Stern KIC 6928997 nachgewiesen, dessen Frequenzspektrum im linken Teil gezeigt wird. Insgesamt ließen sich rund 30 signifikante Oszillationsmoden identifizieren. Die vertikale Achse aller drei Teildiagramme zeigt denselben Frequenzabschnitt in Mikrohertz. Im mittleren Teildiagramm sind die Moden identifiziert. Während die radialen (grüne Quadrate) und l = 2-Moden (rote Dreiecke) als reine Druckmoden nur durch die äußere Sternhülle laufen und sich in diesem Diagramm nahezu geradlinig aufreihen, scheinen sich die gemischten dipolaren Moden (l = 1, blau) nicht an dieses Muster zu halten. Betrachtet man nicht die Frequenzen einzelner, sondern die Periodenabstände (Doppelpfeile) zwischen zwei benachbarten Moden (siehe blaue Markierungen im rechten Teildiagramm), lässt sich ein charakteristisches V-förmiges Muster erahnen, das allerdings nur in den zwei zentralen Ordnungen vollständig erkennbar ist. Der Vergleich mit den theoretischen Periodenabständen der Mixed Modes (graue Symbole) zeigt jedoch, dass dieses Muster in allen Abschnitten vorhanden ist. Die Modulation des Periodenabstands wird durch den starken Dichteabfall zwischen Kern und Hülle verursacht und ist daher die messbare Signatur des Kerns.
Abbildung der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Berechnet man nun, wie sehr sich die Schwingungsperioden aufeinander folgender gemischter Moden unterscheiden, so erhält man ein typisches, wiederkehrendes V-Muster (Grafik im Kasten oben). Dieses auf den ersten Blick verwirrende Muster entsteht dadurch, dass eine nichtradiale Mode nicht nur durch die konvektiven Schichten der äußeren 80 Prozent des Sterns als Druckmode läuft (siehe Bild unten links), sondern sich mit den Gravitationsmoden im tiefen Sterninneren koppelt (siehe Bild in der Druckausgabe). Durch diese Interaktion der beiden Schwingungsarten wird die Frequenz der Mode, die wir anhand von Helligkeitsvariationen an der Oberfläche messen können, etwas verschoben. Die charakteristische Frequenzverschiebung liefert dabei Informationen über die Eigenschaften des Kerns. Man kann also sozusagen in den Kern eines Sterns schauen - einen Ort, der bislang als einer der am schwersten zugänglichen Plätze im Universum galt.


Welcher Stern verbrennt bereits Helium im Kern?

Wie wertvoll diese Entdeckung war, zeigte sich bald an ihrer ersten Anwendung. Bislang war es nicht möglich gewesen, den Entwicklungszustand eines Roten Riesen allein aus beobachteten Parametern zu bestimmen. Das Problem liegt im Verlauf der Entwicklung dieser Sterne. Den Großteil seiner Lebenszeit verbringt ein Stern auf der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm (siehe Kasten unten), wo er im Kern langsam Wasserstoff zu Helium fusioniert, das sich allmählich im Inneren ansammelt.


Rote Riesen im Hertzsprung-Russell-Diagramm
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) sind die Sterne nach ihrer Farbe und ihrer Helligkeit sortiert. Die Farbe ist eine Folge ihrer Oberflächentemperatur und die Helligkeit gibt Aufschluss über ihre Leuchtkraft. Den größten Teil ihrer Lebensdauer verbringen die Sterne im HRD auf der Hauptreihe. Ihre Position und ihre Verweilzeit dort hängen ab von der Masse, die sie bei ihrer Entstehung erhalten haben. Mit zunehmendem Alter entwickeln sie sich von der Hauptreihe fort und durchlaufen je nach Ausgangsmasse verschiedene Zonen im Diagramm.
Im Laufe seines Lebens finden im Inneren eines Sterns unterschiedlichste Prozesse statt. Um zwischen Gas- und Gravitationsdruck im hydrostatischen Gleichgewicht zu bleiben, passt ein Stern seine Struktur jeweils den aktuellen Gegebenheiten an. Als Beobachter können wir jedoch nur die Veränderung der Leuchtkraft sowie der Oberflächentemperatur und der damit verbundenen Radiusänderung messen. In dieses Hertzsprung-Russell-Diagramm sind Sterne des Hipparcos-Katalogs (hellgrau) sowie die mit dem Kepler-Satellitenteleskop beobachteten Roten Riesen (rot) eingezeichnet.
Welche Positionen ein Stern im Laufe seines Lebens in diesem Diagramm einnimmt, ist aus den theoretischen Entwicklungswegen ersichtlich (grün, orange, gelb). Der Verlauf dieser Pfade ist von der Masse eines Sterns abhängig. Eingezeichnet sind die Entwicklungswege für Sterne mit jeweils 1, 1,5 und 2 Sonnenmassen. Sie starten auf der Hauptreihe, also demjenigen Stadium, bei dem die Sterne in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium fusionieren und in dem sich auch gegenwärtig unsere Sonne befindet. In den Spätstadien der Entwicklung erreichen sie den asymptotischen Riesenast.
Während unterschiedlich massereiche Sterne auf der Hauptreihe klar getrennt sind und die gezeigten Entwicklungswege von weit auseinander liegenden Punkten im HRD starten, nähern sie sich nach Verlassen der Hauptreihe immer weiter an. Wenn die Sterne den roten Riesenast erreichen, liegen sie bereits dicht beisammen. Sie sind dann beinahe gleich heiß und leuchtkräftig trotz ihrer deutlich unterschiedlichen Massen.
Sterne, die sich gerade von der Spitze des Riesenasts nach dem Einsetzen des Heliumkernbrennens auf ihrem Weg hinab in den Horizontalast (roter Klumpen, englisch: red clump) und andererseits nach dem Erlöschen des Heliumkernbrennens hinauf zum asymptotischen Riesenast befinden, sind in der selben Region des HRDs zu finden.
In diesem Chaos aus sich überlappenden Entwicklungswegen schien es bislang unmöglich, die Masse sowie den Entwicklungszustand eines Sterns eindeutig bestimmen zu können. Durch die asteroseismische Analyse sind nun Radius, Masse, Entwicklungszustand und das interne Rotationsprofil dieser Sterne mit nie zuvor erreichter Genauigkeit bestimmbar.
Abbildung der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Ist der Kernwasserstoff am Ende der Hauptreihenphase verbraucht, dann erlischt die Fusion, und der Kern kontrahiert durch sein eigenes Gewicht. Die dabei freiwerdende Gravitationsenergie heizt den Kern auf. Ist eine gewisse Temperatur erreicht, so zündet das Wasserstoffbrennen erneut, aber nun in der Schale, die den Kern umgibt. Durch den erhöhten Strahlungsfluss aus dem Inneren dehnt sich die Hülle stark aus. Obwohl dadurch die Oberflächentemperatur des Sterns abnimmt und sich seine Farbe ins Orange-Rötliche verschiebt, steigt seine Leuchtkraft durch die verstärkte Energieproduktion im Inneren immens: Ein Roter Riese entsteht.

Während des Wasserstoffschalenbrennens kontrahiert und erhitzt sich der inaktive Heliumkern weiter. Dabei wird er durch das fusionierte Helium aus der aktiven Wasserstoffschale immer schwerer. Die Leuchtkraft dieser brennenden Schale und damit des gesamten Sterns nimmt weiter zu, und die Hülle expandiert weiter. Schließlich ist der Kern so heiß, dass die Heliumatome zu Kohlenstoff fusionieren können.

Sterne mit einer Masse unterhalb von etwa der 1,8-fachen Sonnenmasse haben entartete Kerne, in denen quantenmechanische Effekte eine Rolle spielen. In ihnen setzt das Heliumbrennen schlagartig ein, und man spricht vom Heliumblitz. Durch die neu gestartete Fusion erhöht sich der Gasdruck im Kern, der den Gravitationskollaps schließlich stoppt. Als Reaktion darauf zieht sich die Hülle zusammen, und der Stern ist am Horizontalast (englisch: horizontal branch oder red clump) des Hertzsprung-Russell-Diagramms angekommen, wo er erneut in einem stabilen Zustand bei etwa 30-facher Sonnenleuchtkraft sein Kernhelium verbrennt (siehe Kasten oben).

Ist nun das Helium aufgebraucht, beginnt das Spiel von Neuem: Den kontrahierenden Kohlenstoffkern umgibt nun eine brennende Heliumschale, die ihrerseits von einer brennenden Wasserstoffschale umhüllt ist. Dies treibt den Stern den asymptotischen Riesenast im HRD hinauf. Diese Entwicklungswege für Sterne unterschiedlicher Massen überschneiden sich im HRD. Sterne unterschiedlicher Masse, aber verschiedener Entwicklungsstadien können dennoch exakt die gleiche Temperatur und Leuchtkraft haben. Daher ließ sich der Entwicklungszustand nur mit aufwändigen theoretischen Modellen abschätzen, aber nicht zweifelsfrei bestimmen.

Wie sehr sich die Schwingungsperiode von aufeinander folgenden gemischten p/g-Moden unterscheidet, hängt im Wesentlichen vom Dichtegefälle zwischen Kern und Sternhülle ab. Bei Sternen im Stadium des Wasserstoffschalenbrennens ist das Gefälle auf Grund des sehr dichten und teilweise sogar entarteten Heliumkerns und der dünnen ausgedehnten konvektiven Hülle groß. Durch das Einsetzen des Heliumbrennens verringert sich der Dichtegradient wiederum. Daher dient der gemessene Periodenabstand als zuverlässiger Indikator für den evolutionären Zustand eines Roten Riesen. Eine detaillierte Studie dieser Abstände bei einigen 100 Sternen zeigte eindeutig, dass sich die Periodenabstände in zwei Gruppen aufspalten (siehe auch SuW 1/2012, S. 22): Zur einen gehören Sterne mit brennenden Wasserstoffschalen, bei der anderen hat das Heliumbrennen bereits eingesetzt. Durch diese Kenntnis ist es erstmals möglich, den Kernzustand und damit den Entwicklungsgrad von Sternen, deren Oberflächeneigenschaften ansonsten identisch sind, zu bestimmen.


Wie schnell rotiert der Kern entwickelter Sterne?

Ein weiterer entscheidender Faktor in der Sternentwicklung ist die Rotation. Sterne rotieren nicht wie starre Körper, sondern differenziell, sowohl auf der Oberfläche als auch entlang des Radius. Die dadurch erzeugten Turbulenzen und Strömungen transportieren chemische Elemente in andere Schichten und verändern damit deren chemische Zusammensetzung. Diese Durchmischung beeinflusst somit auch die Entwicklung dieser Sterne. So verändert zum Beispiel der Transport von Wasserstoff in kernnahe Regionen die Fusionsrate und damit die gesamte nachfolgende Entwicklung. Umgekehrt modifiziert wiederum die Sternentwicklung die Rotationseigenschaften. Für eine realitätsnahe Modellierung dieser Sterne ist daher eine gute Kenntnis des Rotationsprofils zwischen Oberfläche und Kern erforderlich.

Die Rotationsgeschwindigkeit der Sternoberfläche lässt sich relativ leicht aus der Breite der Absorptionslinien in ihrem Spektrum bestimmen. Dieser Wert ist aber von der unbekannten Neigung der Rotationsachse zu uns abhängig. So mit kann in der Regel nur die projizierte Oberflächenrotationgeschwindigkeit, also v · sin i bestimmt werden. Des Weiteren verwehren die obersten Schichten den direkten Blick auf tiefer liegende Schichten und damit eine spektroskopische Bestimmung von deren Rotationsgeschwindigkeiten (siehe Bilder in der Druckausgabe).

Die Oberfläche eines Roten Riesen rotiert relativ langsam mit typischen Werten von v · sin i ≤ 7 Kilometer pro Sekunde. Die Oberflächenrotation der Sterne in unserer Auswahl ließ sich durch ergänzende Messungen mit dem Spektrografen HERMES am 1,2-Meter-Teleskop des Observatoriums auf dem Roque de los Muchachos auf La Palma zu etwa 1 bis 2 Kilometer pro Sekunde bestimmen.

Basierend auf dem grundlegenden Prinzip der Drehimpulserhaltung liegt es allerdings nahe, dass tief unter der langsam rotierenden Hülle ein sich schnell drehender Kern liegen muss. Wie bereits erwähnt, kontrahiert der Kern nach dem Verlassen der Hauptreihe, während sich die Hülle ausdehnt. Wie ein Eiskunstläufer, der bei einer Pirouette schneller rotiert, wenn er seine Arme an sich heranzieht, erhöht auch der dichter werdende Kern seine Rotationsrate. Umgekehrt wird die Rotation der expandierenden Außenschichten abgebremst, analog zum Eiskunstläufer, der die Arme ausbreitet. Auf Grund von fehlenden Messungen ließ sich allerdings nur anhand von 3-D-Simulationen über den genauen Rotationsgradienten spekulieren.

Die einzige Möglichkeit, den Rotationsgradienten zu messen, bietet erneut die Asteroseismologie. Wegen der durch die Rotation auftretenden Corioliskraft spalten sich nichtradiale Moden in mehrere Komponenten auf (siehe Grafik Kasten unten). Dabei ist der Abstand zwischen den einzelnen Komponenten ein Maß für die mittlere Winkelgeschwindigkeit der Schichten, durch welche die Mode läuft. Auf Grund der geringen Rotationsgeschwindigkeiten und der großen Radien ist die Frequenzaufspaltung sehr klein und beläuft sich nur auf einige zehntel Mikrohertz. Daher ist dieser Effekt erst ab mehreren 100 Tagen Beobachtungszeit nachweisbar. Drei dieser Rotationsaufspaltungen sind in dem Ausschnitt aus dem Frequenzspektrum des Sterns KIC 8366239 in der Grafik Kasten unten zu sehen: Die dipolaren l = 1-Moden (blau) bestehen aus jeweils zwei Einzelkomponenten, die nur ungefähr 0,4 Mikrohertz voneinander getrennt sind.


Nichtradiale Moden verraten den Kern
Ein Ausschnitt aus dem Frequenzspektrums des Sterns KIC 8366239: Nichtradiale Moden mit dem sphärischen Grad l = 0 (grün markiert), l = 1 (blau markiert, dipolar) und l = 2 (rot markiert) zeigen die Aufspaltung in Komponenten durch den Einfluss der Rotation. Die unterschiedlichen Abstände einzelner Komponenten der l = 1-Moden (ungefähr 0,2 bis 0,5 Mikrohertz, vertikale blaue Marker) lassen den schnell rotierenden Kern erkennen. Der mittlere Periodenabstand von etwa 55 Sekunden zwischen den (in diesem Fall nicht beobachtbaren) Zentralkomponenten (blaue Rauten) zeigt, dass sich dieser Stern im Stadium des Wasserstoffschalenbrennens befindet.
Abbildung der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Bei der Vermessung der aufgespaltenen Moden fiel uns auf, dass Moden, die durch die äußeren Schichten laufen (mittlere blau markierte Mode), eine kleinere Aufspaltung aufweisen als solche, die von den tiefen Schichten im Stern dominiert werden. Die Variation dieser Abstände ist in der Grafik Kasten oben leicht erkennbar. Durch den Vergleich mit Sternmodellen ließen sich die unterschiedlichen Aufspaltungen dahingehend interpretieren, dass der Kern mindestens zehnmal so schnell rotiert wie die Oberfläche des Sterns. Während letztere für eine vollständige Umdrehung rund ein Jahr benötigt, dreht sich also der Kern in nur ungefähr einem Monat vollständig um seine eigene Achse.


Wissenschaftliche Aus- und stellare Einblicke

Es ist verblüffend, wie genau die Kernrotation für rote Riesensterne bestimmt werden konnte. Selbst für die Sonne, den Stern, den wir am besten kennen, ist keinesfalls eindeutig geklärt, wie schnell ihr Kern rotiert. Ebenso wird die differenzielle Rotation in Weißen Zwergen in der Literatur heftig diskutiert. Eindeutig konnte die Kernrotationsrate bislang nur in zwei jungen, massereichen Sternen bestimmt werden. Die Kerne dieser Sterne rotieren drei- bis fünfmal so schnell wie deren Oberflächen.

Indem wir nun auch Informationen über die Rotation der Kerne in entwickelten Sternen gefunden haben, können wir sie mit derjenigen junger Sterne vergleichen. Wir sehen dabei deutlich, wie stark sich die Sternentwicklung auf das interne Rotationsprofil auswirkt. Zur Zeit kennen wir das Profil nur in zwei Entwicklungsstadien. Vermutlich werden vergleichbare Untersuchungen bald auch für andere Sterngruppen möglich sein, so dass wir besser verstehen, wie sich das interne Rotationsprofil im Lauf der stellaren Evolution ändert. Anhand dieses Wissens wird es möglich sein, mehr über Magnetfelder, Gezeitenströme und auch den Drehmomenttransport im tiefen Inneren eines Sterns zu erfahren. Denn umgekehrt hat auch die Rotation einen starken Einfluss auf den evolutionären Werdegang eines Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm. All dies lässt uns dann besser verstehen, wie aus ruhigen Sonnen später Riesensterne und schließlich Supernovae entstehen.

Die fantastische Genauigkeit der Kepler-Daten hat nicht nur für die Planetensuche, sondern auch für die stellare Astrophysik ein goldenes Zeitalter eingeläutet. Jedoch sind noch immer viele grundlegende Fragen über den Aufbau und die Entwicklung der Sterne offen. Zu deren Klärung wird man teilweise Effekte studieren, die noch wesentlich längere Datenreihen benötigen, als sie Kepler in den vergangenen drei Jahren liefern konnte.

Aus diesem Grund ging Mitte April 2012 eine Woge der Erleichterung durch die Reihen der Astronomen, als bekannt wurde, dass die Kepler-Mission für bis zu vier weitere Jahre finanziert wird. Eine der Begründungen im »Senior Review«-Gremium der NASA war: die erfolgreiche Asteroseismologie Roter Riesen. Im Januar 2013 schien all dies in Gefahr: Schon im Juli 2012 hatte nämlich eines der vier für die Lageregelung des Kepler-Observatoriums erforderlichen Drallräder versagt, womit keine Reserve mehr vorhanden war. Und kürzlich gab es erneut Probleme mit einem der drei verbliebenen Drallräder. Bislang aber haben die Missionskontrolleure die Lage im Griff.


Paul Gerhard Beck ist Doktorand an der Universität Löwen in Belgien. Im Rahmen des ERC Advanced Grants PROSPERITY forscht er über das Rotationsprofil roter Riesensterne.

Thomas Kallinger ist Postdoc am Institut für Astronomie der Universität Wien. Er erkundet mit Hilfe der Asteroseismologie das Innere der Sterne.


Literaturhinweise

Aerts, C. et al.: Asteroseismology of HD 129929: Core overshooting and nonrigid rotation. In: Science 300, S. 1926-1928, 2003
Beck, P. G.: Astronomen bei der Arbeit. In: SuW 2/2012, S. 102-104
Beck, P. G. et al.: Kepler detected gravity-mode period spacings in a red giant star. In: Science 332, S. 205, 2011
Beck, P. G, et al.: Fast core rotation in red-giant stars revealed by gravity-dominated mixed modes. In: Nature 481, S. 55-57, 2012
Bedding, T.R. et al.: Gravity modes as a way to distinguish between hydrogenand helium-burning red giant stars. In: Nature 471, S. 608-611, 2011
De Ridder, J. et al.: Non-radial oscillation modes with long lifetimes in giant stars. In: Nature 459, S. 398-400, 2009
Dupret, M.-A. et al.: Theoretical amplitudes and lifetimes of non-radial solarlike oscillations in red giants. In: Astronomy & Astrophysics 506, S.57-67, 2009
Frandsen, S. et al.: Detection of solarlike oscillations in the G7 giant star Xi Hya. In: Astronomy & Astrophysics Letters 394, S. 5-8, 2002
Kjeldsen, H., Bedding, T.R.: Amplitudes of stellar oscillations: the implications for asteroseismology. In: Astronomy & Astrophysics 293, 87-106, 1995

Animationen der inneren Rotation und Oszillationen roter Riesensterne
www.youtube.com/beckPG

Weitere Weblinks unter:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1185446

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

Was ist WIS?
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WiS in Sterne und Weltraum

Zum Artikel »Das Echo aus der Tiefe« stehen zwei WIS-Beiträge zur Verfügung:

»Das Wesentliche ist für die Augen unsichtbar« bietet Versuchsanleitungen unterschiedlicher Komplexität zur Veranschaulichung von Sternschwingungen. Sie reichen von einfachen Handexperimenten bis hin zur Materialbestimmung von elastischen Körpern durch die Analyse ihres Schwingungsverhaltens.
(ID-Nummer: 1115459)

Das WIS-Material »Ein Stern (fast) zum Anfassen« stellt wichtige Zustandsgrößen von Sternen vor. Sie werden unter vereinfachenden Annahmen berechnet und im Fall der Sonne konkretisiert.
(ID-Nummer: 1051492)

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 51:
Rote Riesen sind Sterne von etwa 3 bis einigen 100 Sonnenradien in fortgeschrittenem Alter. Die anfängliche Wasserstofffusion im Kern erlischt, abhängig von der Sternmasse, nach einigen 100 Millionen bis Milliarden Jahren, nachdem der Wasserstoffvorrat dort zur Neige ging. Die Kernfusion verlagert sich in eine Schale, die den nun aus Helium bestehenden Kern umgibt. Es schließen sich weitere Fusionsprozesse an, in denen immer schwerere Elemente entstehen. Während der Phase des Schalenbrennens bläht sich die Sternhülle auf, kühlt dabei ab und leuchtet rot. Der Stern ist zum Roten Riesen geworden. In seinem Inneren transportieren große Konvektionszellen die freigesetzte Energie nach außen.

Abb. S. 54 oben:
Der Spiegel des Kepler-Observatoriums (Inset) hat einen Durchmesser von 95 Zentimetern. Das bei einer Inspektion entstandene Foto zeigt seine Honigwabenstruktur im durchscheinenden Licht, die eine Gewichtsersparnis von 86 Prozent gegenüber einem massiven Spiegel ermöglichte.

Abb. S. 54 Mitte:
Die Fokalebene des Kepler-Teleskops enthält eine Anordnung von 42 CCDs mit je 2,8 x 3,0 Zentimeter Fläche und 1024 x 2200 Pixel. Die komplette Fläche entspricht daher einer 95-Megapixel-Kamera. Diese Anordnung überwacht ein Himmelsareal im Sternbild Schwan mit einer Größe von rund 100 Quadratgrad.

Abb. S. 54-55:
Die Ausbreitung der gemischten Moden in einem Roten Riesen erfolgt in zwei Regionen. Die Richtung und Intensität der Schwingungsbewegung ist dabei farbkodiert. Links: Während die Mode im äußeren Bereich der Hülle, in der sie sich als Schallwelle bewegt, eine große Schwingungsamplitude hat, nimmt diese stark ab, je weiter die Welle in den Stern vordringt. Das Signal würde schließlich versiegen. Rechts: Die Ausschnittsvergrößerung zeigt die Ausbreitung von Moden im Kernbereich des Sterns. Dort kann sich die Welle allerdings als Gravitations-Mode ausbreiten und wird dadurch wieder verstärkt (blau-weiße Region im Zentrum des Sterns). Zu einer Animation führt der QR-Code auf S. 58 der Druckausgabe.

Abb. S. 57:
Diese Darstellung zeigt einen roten Riesenstern mit etwa fünffachem Sonnenradius im Vergleich zur Sonne (oben). Zu sehen ist nur die langsam rotierende Oberfläche des Roten Riesen. Durch das Wegklappen der Hülle wird der schnell rotierende heiße Kern im Zentrum des Sterns sichtbar (rechts). Während die Oberfläche etwa ein Jahr für eine vollständige Umdrehung benötigt, schafft dies der Kern in nur etwa einem Monat (siehe QR-Code auf S. 58).

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© 2013 Paul G. Beck / Thomas Kallinger, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 4/13 - April 2013, Seite 50 - 58
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Redaktion Sterne und Weltraum:
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veröffentlicht im Schattenblick zum 11. Juni 2013