Entwicklung von Sternen am asypmtotischen Riesenast

Thorsten Arndt

Studienarbeit, Technische Universität Berlin, 1994

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Zusammenfassung:

In dieser Arbeit werden die Möglichkeiten zur Beschreibung der zeitlichen Entwicklung von Sternen dargestellt. Das bestimmende Merkmal für die zukünftige Entwicklung, ist die Masse eines Sterns. Im 1. Kapitel werden allgemein, die massenabhängigen Entwicklungswege mit den einzelnen Entwicklungsstufen erläutert. Durch Beobachtungen zugängliche Informationen lassen sich mit den Einblicken, die Sternmodelle liefern, kombinieren, um so ein entsprechendes Gesamtbild zu erhalten.

Dabei liegt das grundlegende Problem in der Beobachtung selbst. Durch sie sind nahezu ausschließlich nur die obersten Schichten eines Sterns zugänglich, und da für Sterne in größerer Entfernung außerdem nur noch Mittelwerte über die ganze Sternoberfläche beobachtet werden, weil die Winkelauflösung zu gering ist, wird die Aussagekraft der Beobachtungsergebnisse deutlich reduziert.

Ein wesentliches Merkmal von Modellen zum inneren Aufbau eines Sterns muß die Anpassung an die beobachteten Realitäten sein, das heißt die Modelle müssen an ihrem Außenrand ein Erscheinungsbild zeigen wie es auch beobachtet wird.

Im wesentlichen beruht das Bild, das man sich über die Sternentwicklung macht, auf den Ergebnissen von Modellen der physikalischen Vorgänge in ihrem Inneren. Das zweite Kapitel liefert einen kurzen Einblick in die Grundlagen dieser Modelle.

Noch sind einige Prozesse in diesen Modellen von einer geeigneten Parametrisierung abhängig, so daß eine Reduzierung solcher, teilweise nahezu völlig frei wählbarer, Parameter als ein wünschenswertes Ziel erscheint. Natürlich bringt die Verwendung solcher Parameter an manchen Stellen der Modelle auch wachsende Unsicherheiten mit sich, die sich oftmals nur argumentativ beheben lassen, teilweise fehlt hier ein besseres Verständnis der beteiligten Vorgänge.

Eine zusammenfassende Darstellung der Mischungswegtheorie der Konvektion liefert das dritte Kapitel. Hier taucht einer der eben angeführten, nahezu frei wählbaren Parameter -- die Mischungsweglänge -- auf. Die Beschreibung der Konvektion ist nicht ohne Einfluß auf die Sternentwicklung.

Die Sternmasse ist ein wesentliches Kriterium der Sternentwicklung. Daher sind alle Prozesse, die zu einem merklichen Massenverlust führen, sehr wichtig. Mit dem Einfluss solcher Massenverluste beschäftigt sich das vierte Kapitel. Auf dem asymptotischen Riesenast im Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigen sich relativ hohe Massenverlustraten durch Winde, die gravierende Konsequenzen bezüglich der weiteren Entwicklung des Sterns haben.

Bislang unterlag die Beschreibung dieser Winde einem freien Parameter, da sie durch eine Fit-Formel nach D. Reimers (Circumstellar Absorption Lines and Mass Loss from Red Giants in "Problèmes d"Hydrodynamique Stellairè", 1975, Mem. Soc. R. Sci. Liège, 6eme, 8) ausgeführt wurde.

Ist der Stern kühl genug, so können die Bedingungen in seiner äußeren Hülle so beschaffen sein, daß es dort zur Kondensation von Staubkörnern kommen kann. Durch eine Impulskopplung des Staubes mit dem umgebenden Gas kann der Strahlungsdruck des Sterns auf den Staub einen stationären Wind mit sehr hohen Massenverlustraten antreiben.

Die Kombination eines selbstkonsistenten Modells eines solchen staubgetriebenen Windes mit einer Sternentwicklungsrechung in der entsprechenden Phase, kann das Problem der Sternentwicklung um diesen freien Parameter reduzieren.