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OH/IR-Stern


OH/IR-Sterne sind hinter einer Staubhülle verborgene Rote Riesen, die Strahlung überwiegend im Infraroten und sub-mm Bereich aussenden.

Beobachtung

OH/IR-Sterne sind erst Ende der 60er Jahre entdeckt worden mit Hilfe der Radio- und Infrarotastronomie. Im fernen Infraroten zeigt sich ein zyklischer Lichtwechsel mit Perioden von 2 bis 5 Jahren und Amplituden ähnlich denen von Mira-Sternen. Im Optischen sind die Quellen kaum nachweisbar, obwohl sie zu den hellsten Infrarotquellen am Himmel zählen. Im fernen Infrarot zeigen die Sterne Absorptionslinien bei 10 und 20 µm, die mit Silikatstaub in der Hülle der späten Riesen in Verbindung gebracht werden

Daneben kann von den OH/IR-Sterne nichtthermische Strahlung von einigen Moleküllinien nachgewiesen werden. Es handelt sich dabei um OH, Wasser und Siliziumoxid. Die Moleküllinien zeigen eine typische U-förmige Gestalt im Spektrum und werden als Maser interpretiert.

Natürliche Maser

Meistens wird nur eine Maserstrahlung bei 1612 MHz vom Hydroxyl-Radikal (OH) nachgewiesen. Der Abstand der Linien im U-Profil entspricht einer Geschwindigkeit von 5 bis zu 25 km/s. Eine Komponente kommt von der Vorderseite der Staubhülle und die andere von der Rückseite. Die Besetzung der oberen Energieniveau erfolgt durch Absorption von Infrarotstrahlung des warmen Staubs. Um eine ausreichende Verstärkung der Linie zu erreichen muss die Geschwindigkeit des abströmenden Gases über große Strecken konstant sein. Die Maserstrahlung kommt daher nur aus einer kleinem Sehstrahl zur Erde, während die anderen Bereiche der Hülle nicht ausreichend verstärkt in unsere Richtung abgestrahlt werden. Die Maserstrahlung folgt mit einer Verzögerung von Wochen den Helligkeitsvariationen im Infraroten.

Entwicklungsstatus

OH/IR Sterne repräsentieren einen 105 Jahre andauernden starken Masseauswurf am Ende der AGB-Phase von massereichen Sternen, der als Superwind bezeichnet wird. Die Massenverlustrate erreicht einige 10−5 Sonnenmassen pro Jahr und wird wie bei den Mira-Sternen durch die Pulsationen ausgelöst. Das abströmende Gas kondensiert nach einigen Sternradien zu Staub und absorbiert die sichtbare Strahlung vollständig. Der Staub erwärmt sich und strahlt die Wärme im Infraroten ab. Die Roten Riesen haben dabei anfangs Massen von 3 bis 8 Sonnenmassen. Demgegenüber haben die Mira-Sterne Massen von 1 bis 2 Sonnenmassen und dies reicht nicht zur Ausbildung optisch dicker Hüllen zu reichen.

Nicht-veränderliche OH/IR-Sterne

Bei den nicht-veränderlichen Sternen OH/IR-Sternen ist keine langperiodische Helligkeitsänderung im Infraroten mehr nachweisbar. Sie verfügen über eine vom Stern bereits getrennte Staubhülle, die nicht mehr vom Post-AGB-Stern gespeist wird. Die Wassermaser sind bereits schwach oder nicht mehr nachweisbar, während die OH-Maser noch aktiv sind. Diese kurze Phase mit einer Dauer von ungefähr 1000 Jahren wird als die Übergangsphase zu den Planetarischen Nebel interpretiert.

Literatur

  • H. J. Habing, H. Olofsson: Asymptotic Giant Branch Stars (Astronomy and Astrophysics Library). Springer, Berlin 2003, ISBN 0-387-00880-2.
  • H. Scheffler, H. Elsässer: Physik der Sonne und der Sterne. Bibliographisches Institut, Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7.
  • K. Justtanont et al.: OH/IR stars and their superwinds as observed by the Herschel Space Observatory. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013, arxiv:1306.1777v1 .

Siehe auch


Kategorien: Sternklasse

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