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Hertzsprung-Russell-Diagramm

Spektralklasse

braun
Zwerge

weiße Zwerge

Ritt
Zwerge

Unterzwerge

Hauptfolge
("Zwerge")

Unterriesen

Riesen

Helle Riesen

Überriesen

Hyperriesen

absolut
groß-
tude
(M_V)

EIN Riesenstern ist ein Star mit einem wesentlich größeren Strahl und höher Helligkeit als ein Stern aus dem Hauptfolge mit dem gleichen Oberflächentemperatur. Es ist eine Klasse über der Hauptreihe (mit Leuchtkraft V in dem Yerkes spektrales Klassifikationssystem) in der Farbe-Helligkeits-Diagramm von Hertzsprung und Russell. Sie haben die Leuchtkraftklasse II oder III. Die Bedingungen Riese und Zwerg wurden für Sterne sehr unterschiedlicher Leuchtkraft, gleicher Oberflächentemperatur und Spektralklasse, durch Ejnar Hertzsprung um das Jahr 1905.

Riesensterne haben einen Radius, der mehrere hundert Mal größer ist als der der Sonnenradius und eine Leuchtkraft zwischen dem Zehn- und mehreren Tausendfachen der Sonne. Wenn die Leuchtkraft noch größer ist, werden sie heller Riese, Überriese oder überriesen erwähnt.

Ein heißer Hauptreihenstern mit hoher Leuchtkraft wird manchmal als Riese bezeichnet, aber der richtige Name für jeden Hauptreihenstern ist ein Zwergstern, wie groß und hell er auch sein mag.

Formation

Innere Struktur eines Sterns wie die Sonne und rechts ein roter Riesenstern. Bild des Europäische Südsternwarte.

Aus einem Star wird doch ein Riese Wasserstoff verfügbar für Kernfusion im Kern verschmolzen und der Stern verlässt die Hauptreihe. Die Eigenschaften von Sternen, die die Hauptreihe verlassen, hängen stark von der Masse des Sterns ab.

Sterne mittlerer Masse

Für die Sterne mit einer Masse von mehr als 0,25 ich_☉Sonnenmasse Sobald der Kern keinen Wasserstoff mehr hat, zieht sich der Kern zusammen und erwärmt sich, wodurch der Wasserstoff um diesen Kern herum eine Schmelzschicht bildet. Außerhalb dieser Schicht ist es für die Kernfusion zu kalt und die Masse dehnt sich aus und kühlt ab, mit nur geringer Helligkeitszunahme. Der Stern wird dann wie Unterriese klassifiziert. Es Helium im Kern ist noch nicht heiß genug für die Kernfusion. Als Produkt der Kernfusion der umgebenden Wasserstoffschicht dringt immer mehr Helium in den Kern ein und erhöht dadurch auch die Temperatur. In Sternen bis zu etwa 10-12 ich_☉ reicht dies nicht aus, um eine Kernfusion von Helium zu bewirken, wie in a Überriese, wo die Sternentwicklung anders ist. Stattdessen erreicht der Kern in wenigen Jahren die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze und bricht zusammen, wodurch ein möglicherweise entarteter Zustand entsteht. Dadurch dehnen sich die umgebenden Schichten noch weiter mit einem starken konvektiv Zone, die schwere Elemente an die Oberfläche bringt. Dies wird im Englischen als erstes "Dredge-up" bezeichnet. Dieses „Ausbaggern“ bedeutet auch einen erheblichen Anstieg des Energietransports zur Oberfläche des Sterns, wodurch die Leuchtkraft drastisch erhöht und der Stern an die Oberfläche gedrückt wird. roter Riesenzweig Verschiebungen im Hertzsprung-Russell-Diagramm. In dieser Phase wird der Stern als roter Riese während eines erheblichen Teils seiner gesamten Existenz eine stabile Verbrennung von Wasserstoff zeigen (etwa 10 % für einen Stern wie die Sonne). Der Kern nimmt weiter an Masse zu, zieht sich zusammen und erwärmt sich, während die äußeren Schichten etwas an Masse verlieren.

Wenn die Masse des Sterns, als er sich noch auf der Hauptreihe befand, weniger als etwa 0,4 betrug ich_☉, sie wird nie die Kerntemperatur erreichen, die für Heliumfusion. Diese Sterne bleiben rote Riesen, die Wasserstoff nur so lange verschmelzen können, bis der Wasserstoff aufgebraucht ist. Theoretisiert wird, dass es nur einen gibt weißer Zwerg, mit einer Zusammensetzung von Helium in degenerierter Zustand, würde bleiben. Nach derzeitigem Konsens ist das Universum noch nicht alt genug, um diese Lebensphase der kleinen Roten Riesen zu erreichen.

In Sternen mit einer Masse von mehr als 0,4 ich_☉ die Kerntemperatur wird schließlich 10 . betragen⁸ K erreichen und Helium zu fusionieren Kohlenstoff und Sauerstoff Im Kern wird dieser Prozess als Triple-Alpha-Prozess bezeichnet. Beginnt dieser Fusionsprozess in einem entarteten Heliumkern, ist er zunächst explosiv, man spricht von Heliumblitz. Der größte Teil dieser Energie wird jedoch verwendet, um den Kern konvektiv zu machen. Die beim Helium-Fusionsprozess freigesetzte Energie reduziert den Druck in der umgebenden Schicht aus schmelzendem Wasserstoff, wodurch weniger Energie produziert wird. Die Gesamtleuchtkraft des Sterns nimmt ab, die äußere Hülle schrumpft wieder und der Stern entwickelt sich vom Roten Riesenzweig zum horizontaler Ast.

Wenn das Helium im Kern aufgebraucht ist, wird ein Stern etwa 8 . groß ich_☉ ein Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern in entartetem Zustand und die ihn umgebende Schicht beginnt, Helium zu schmelzen. Wie beim vorherigen Kollaps des Heliumkerns setzt dies die Konvektion in den äußeren Schichten ein. Es verursacht ein zweites Ausbaggern, was eine dramatische Zunahme an Größe und Leuchtkraft bedeutet. Dies betrifft die asymptotischer Riesenzweig, parallel zum Roten Riesenzweig, aber mit mehr Leuchtkraft, wobei die Kernfusion in der Wasserstoffhülle die meiste Energie liefert. Sterne bleiben nur etwa eine Million Jahre auf diesem asymptotischen Riesenzweig und werden immer instabiler, bis ihnen der Treibstoff ausgeht. Es folgt der Planetennebel Phase, und was übrig bleibt, ist ein Weißer Zwerg aus Kohlenstoff und Sauerstoff.

Sterne mit großer Masse

Hauptreihensterne mit Massen größer als 12 ich_☉ haben bereits eine hohe Leuchtkraft und bewegen sich beim Verlassen der Hauptreihe horizontal über das HR-Diagramm, verwandeln sich kurz in blaue Riesen, bevor sie sich weiter in blaue Überriesen ausdehnen. Der Fusionsprozess von Helium beginnt im Kern, bevor es degeneriert und die Sterne sich glatt zu roten Riesensternen entwickeln, ohne dass die Leuchtkraft stark zunimmt. In diesem Stadium ist die Leuchtkraft ungefähr gleich der helleren asymptotischen Riesenaststerne, obwohl sie eine viel größere Masse haben. Ihre Leuchtkraft wird durch die Verschmelzung noch schwererer Elemente weiter zunehmen und schließlich als Supernovae enden. Sterne mit einer Masse zwischen 8 und 12 ich_☉ haben etwas mittlere Eigenschaften und werden manchmal als superasymptotische Riesenzweigsterne bezeichnet. Zum größten Teil folgen diese Sterne der gleichen Flugbahn wie leichtere Sterne durch die Phasen des Roten Riesenzweigs, des Horizontalzweigs und des asymptotischen Zweigs, sind aber massiv genug, um eine Kernfusion von Kohlenstoff im Kern einzuleiten, manchmal sogar eine Neonfusion. Sie bilden Kerne aus Sauerstoff, Magnesium und Neon, die^[1] während einer Supernova zu einem Neutronenstern kollabieren oder zu einem Weißen Zwerg, der aus Sauerstoff und Neon in entartetem Zustand besteht.

Hauptreihensterne der Spektralklasse O haben bereits eine hohe Leuchtkraft. Die Riesenphase solcher Sterne ist eine kurze Periode geringer Zunahme an Größe und Leuchtkraft, bevor sie zu einer Überriesenklasse werden. Sterne vom Typ O können mehr als hunderttausendmal mehr Licht ausstrahlen als die Sonne, heller als viele Überriesen. Die Klassifizierung wird bei so kleinen Helligkeitsunterschieden und einer kontinuierlichen Änderung der Zwischengröße sehr kompliziert. Die massereichsten Sterne entwickeln spektrale Eigenschaften von Riesen oder Überriesen, während sie im Kern immer noch Wasserstoff fusionieren, aufgrund der Mischung schwerer Elemente auf der Oberfläche, eine hohe Leuchtkraft, die eine starke Sternenwind erzeugt und erweitert die Atmosphäre des Sterns.

Sterne mit geringer Masse

Ein Stern mit einer Anfangsmasse von weniger als 0,25 ich_☉ auf der Hauptsequenz wird nie ein Riesenstar. Die innere Materie solcher Sterne hat die meiste Zeit ihres Lebens eine starke Konvektion, die das Innere in Bewegung hält. Aufgrund dieser Tatsache wird die Möglichkeit einer Kernfusion von Wasserstoff in einem solchen Himmelskörper für einen Zeitraum von 10 . als möglich angesehen¹² Jahre möglicherweise viel länger als das gegenwärtige Alter des Universums. Mit zunehmendem Alter werden diese Sterne heißer und leuchten. Es wird angenommen, dass diese Sterne am Ende ihrer Lebensdauer zu weißen Helium-Zwergen werden, wenn ihnen der Wasserstoff ausgeht.

Unterklassen

Es gibt eine große Vielfalt von Sternen der Riesenklasse und mehrere Unterteilungen, die häufig verwendet werden, um kleine Gruppen von Sternen zu identifizieren.

Unterriesen

Unterriesen sind eine völlig andere spektroskopische Leuchtkraftklasse (IV) als Riesensterne, aber viele Eigenschaften sind gleich. Während einige Unterriesen aufgrund von Variablen in der chemischen Zusammensetzung oder des Alters einfach extraleuchtende Hauptreihensterne sind, sind andere Teil einer deutlich anderen Evolutionsbahn zu echten Riesen.

Beispiel Sterne:

• alhena (γ Gem), ein Unterriese vom A-Typ.
• mufrid (η Boo), ein Unterriese vom G-Typ.
• Pollux

Helle Riesen

Eine weitere Klasse der Leuchtkraft ist die heller Riese (Klasse II), abgespalten von den normalen Riesen (Klasse III), einfach weil sie etwas größer und wilder sind. Dies sind Sterne mit einer Leuchtkraft zwischen den normalen Riesen und Überriesen, mit einem absoluten Größe von etwa minus 3.

Beispiele:

• Mintaka Aa1 (δ Ori Aa1), der Hauptbestandteil von Mintaka, einem hellen Riesen vom O-Typ;
• Canopus (α Car), ein heller Riese vom Typ F, wird manchmal auch als Überriese klassifiziert.

roter Riese

In jeder der riesigen Leuchtkraftklassen sind die kühleren Sterne (mit den Spektralklassen K, M, S und C) rote Riesen erwähnt. Der Begriff Roter Riese umfasst eine Reihe verschiedener Entwicklungsphasen des Sternenlebens: die roter Riesenzweig, ein roter Stern auf dem horizontaler Ast, das roter Klumpen, das asymptotischer Riesenzweig, obwohl Sterne auf dem asymptotischen Ast oft groß und hell genug sind, um als Überriese klassifiziert zu werden. Sporadisch auch Sterne nach der asymptotischen Riesenzweigphase, die kühl und hell genug sind. Die Sterne des Roten Riesenzweigs sind aufgrund ihrer mittleren Masse, relativ langen Lebensdauer und der damit verbundenen Leuchtkraft mit Abstand die häufigsten in der Klasse der Riesensterne. Es ist die offensichtlichste Gruppierung in den meisten Hertzsprung-Russell-Diagrammen, obwohl Weiße Zwerge noch häufiger vorkommen. Diese sind jedoch in der absoluten Größenordnung viel schwächer.

Beispiele:

• Arkturus (α Bootes), ein Riesenstern vom Typ K.
• Mira (o Ceti), ein Riese vom Typ M und der Prototyp für die Mira-Variablen.
• Aldebaran, ein Riesenstern vom Typ K.

Gelbe Riesen

Riesensterne mit durchschnittlichen Temperaturen (Spektralklassen G, F und einige der Klasse A) werden als gelbe Riesensterne bezeichnet. Sie sind viel seltener als Rote Riesen, zum Teil, weil sie nur aus einer etwas höheren Masse entstehen, aber auch, weil diese Phase des Gelben Riesen im Leben eines solchen Sterns eine relativ kurze Zeitspanne der Gesamtlebensdauer ist. Diese Klasse enthält jedoch eine Reihe wichtiger variable Sterne. Gelbe Riesen mit hoher Leuchtkraft sind im Allgemeinen sehr instabil, diese Sterne bewegen sich auf der HR in Richtung der Instabilitätsstreifen auf denen die meisten Sterne pulsierende Variablen sind. Dieser Instabilitätsstreifen erstreckt sich von der Hauptreihe bis zum überriesen Klasse. Unter den Riesensternen auf diesem Instabilitätsstreifen gibt es verschiedene Arten von veränderlichen Sternen:

• RR Lyrae Sterne, pulsierende Sterne der horizontalen Zweigklasse A (manchmal F) mit einer Periode von weniger als einem Tag und einer Amplitude von einer Größenordnung oder weniger.
• W Virginis variables, eine Untergattung der Typ-II-Cepheiden, pulsierende Sterne mit etwas mehr Leuchtkraft über einen Zeitraum von zehn bis zwanzig Tagen und Spektralklasse F6 bis K2.
• Typ I Cepheidep, noch mehr Leuchtkraft und meist Überriesen, mit noch längeren Laufzeiten.
• Delta-Scuti-Variablen, die häufigste Art von variablen Sternen.

Gelbe Riesen können Sterne mittlerer Masse sein, die sich zuerst in den Zweig des Roten Riesen entwickeln, oder weiter entwickelte Sterne auf dem horizontalen Zweig. Der erste Übergang zum Roten Riesenzweig verläuft sehr reibungslos, während die Zeit auf dem horizontalen Zweig viel länger sein kann. Die Sterne mit schwereren Elementen und einer geringeren Masse auf dem horizontalen Ast sind instabiler.

Beispiele:

• Sigma Octantis oder (σ Octantis), ein Typ-F-Riese und eine Delta-Scuti-Variable, auch die südliche Variante des Nordstern.
• capella oder (α Aurigae Aa), ein Gigant vom Typ G, einer der Capella-Sterne.

Blaue (und manchmal weiße) Riesen

Die heißesten Giganten werden blauer Riese benannt, mit den Spektralklassen (O, B und manchmal A). Der Begriff weißer Riese, normalerweise für A- und B-Sterne, kommt auch vor.

Die Blauen Riesen sind eine heterogene Gruppe, die von massereichen Sternen mit hoher Leuchtkraft direkt neben der Hauptreihe bis zu Sternen mit geringerer Masse auf dem horizontalen Zweig reicht. Die massereichen Sterne, die aus der Hauptreihe hervorgehen, werden zu blauen Riesen, dann zu hellblauen Riesen, dann zu blauen Überriesen, bevor sie sich zu roten Überriesen ausdehnen. Obwohl die Riesenphase bei der höchsten Masse so kurz und schmal ist, dass sie kaum von einem blauen Überriesen zu unterscheiden ist.

Sterne mit geringerer Masse, die im Kern Helium fusionieren, entwickeln sich von Roten Riesen auf dem horizontalen Ast und dann wieder zurück zum asymptotischen Riesenast, bei diesen Sternen hängt es von der Masse und der Metallgehalt frage mich, ob sie blaue Riesen werden. Es wird vermutet, dass einige Sterne nach dem asymptotischen Riesenzweig einen späten thermischen Puls durchlaufen und zu ungewöhnlichen blauen Riesen werden.

Beispiele:

• Alcyone (η Tauri), ein Typ-B-Riese, der hellste Stern der Plejaden
• Thuban (α Draconis), ein Typ-A-Riese, der den Spitznamen "Schwanz des Drachen" trägt, wird auch als weißer Riesenstern bezeichnet.

Siehe auch

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