Wie entstehen heiße Kohlenstoffsterne?

Wenn sich Sterne mit wenigen Sonnenmassen ihrem Lebensende nähern, blähen sie sich zu Riesensternen auf, wobei sie sich – falls der produzierte Kohlenstoff in der Sternhülle überwiegt – zu sog. Kohlenstoffsternen entwickeln können. Sie werden je nach  Temperatur und chemischer Zusammensetzung ihrer ausgedehnten Atmosphären in drei Spektralklassen (N, R und J) eingeteilt; allerdings geht man heute davon aus, dass sich die chemischen Besonderheiten aller Kohlenstoffsterne nicht durch einen einzigen Entwicklungsweg physikalisch erklären lassen.

Zwei Astrophysiker haben jetzt neue Sternmodelle analysiert und wollen so heiße Kohlenstoffsterne des R-Typs (hellster Vertreter HD 112127) und zugleich die kühlen J-Sterne (hellste Vertreter sind Y CVn und RY Dra) erklären. Denn trotz ihres Temperaturunterschiedes zeigt die Chemie beider Sterntypen Ähnlichkeiten: so etwa eine Überhäufigkeit an Lithium, die im Falle von R-CrB-Sternen durch die Verschmelzung von zwei Weißen Zwergen entstehen soll. Dieser Ansatz wird nun auch bei den Kohlenstoffsternen aufgegriffen, wobei von fünf Sternmodellen die Subduktionstheorie (siehe Bild) am besten funktioniert: Ein 0,4 Sonnenmassen schwerer heliumreicher Weißer Zwerg wird von einem Riesenstern verschluckt und verschmilzt danach mit dessen Kern.

Nach diesem Modell beträgt die Lebensspanne von heißen R-Sternen 60 Millionen Jahre, die kühlen J-Sterne sollen dabei nur in einer sehr kurzen Phase von lediglich einer Million Jahre zu finden sein. Außerdem passt die Theorie sehr gut zu den 15 R-Kohlenstoffsternen – darunter auch der 6,9mag-Stern HD 112127 -, mit denen sie überprüft wurde. Im Fall eines 8,7mag hellen exotischen Exemplars der J-Klasse nehmen die Astrophysiker sogar an, dass „HD 100764 might be a very recent merger currently evolving towards the J-star phase“.

07.01.2013

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