Neue Studie über den inneren Aufbau mittelschwerer Sterne

Illustration eins Modells, das Vibrationen in der Sonne visualisiert. (Credits: Kosovichev et al., Structure and Rotation of the Solar Interior: Initial Results from the MDI Medium-L Program)
Illustration eins Modells, das Vibrationen in der Sonne visualisiert. (Credits: Kosovichev et al., Structure and Rotation of the Solar Interior: Initial Results from the MDI Medium-L Program)

Das Innere von Sternen besteht aus weitgehend rätselhaften Regionen, weil sie so schwer zu beobachten sind. Unser Mangel an Wissen über die dort ablaufenden physikalischen Prozesse wie die Rotation und die Vermischung heißer Gase führt zu beträchtlichen Unklarheiten darüber, wie Sterne leuchten und wie sie sich entwickeln. Stellare Oszillationen, die aufgrund von Helligkeitsveränderungen registriert werden, bieten eine Möglichkeit, um diese Regionen unter der Sternoberfläche zu untersuchen.

Auf der Sonne sind diese Vibrationen auf Druckwellen durch Turbulenzen in ihren äußeren Schichten zurückzuführen – die Schichten, die von konvektiven Gasbewegungen dominiert werden. Die Erforschung dieser Oszillationen auf der Sonne wird als Helioseismologie bezeichnet; Asteroseismologie nennt man sie bei anderen Sternen.

Astronomen beobachten seit langer Zeit starke Helligkeitsveränderungen bei anderen Sternen, beispielsweise bei Sternen des Cepheiden-Typs, welche zur Kalibrierung der kosmischen Entfernungsskala verwendet werden. Aber die kleinen, sonnenähnlichen Oszillationen, die durch Konvektion nahe der Sternoberfläche verursacht werden, sind viel schwerer zu beobachten. In den letzten Jahrzehnten haben Weltraumteleskope Asteroseismologie erfolgreich auf sonnenähnliche Sterne angewandt, die sich in vielen Stadien des stellaren Lebens befinden.

Der Astronom Dave Latham vom Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) war Mitglied eines großen Astronomenteams, das die neuen Datensätze des Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) nutzte, um das Innere von mittelschweren Sternen der δ-Sct-Klasse und der γ-Dor-Klasse zu untersuchen. Diese Sterne sind massereicher als die Sonne, aber nicht groß genug, um ihren Wasserstoffvorrat schnell aufzubrauchen und als Supernova zu sterben. Pulsationen entstehen im Grunde genommen aus einem von zwei Prozessen, die entweder vom Druck dominiert werden oder von der Gravitation.

In diesen mittelschweren Sternen können beide Prozesse wichtig sein, wobei die Pulsationen typische Perioden von etwa sechs Stunden aufweisen. Die Komplexität der kombinierten Prozesse und andere Dinge resultieren darin, dass zahlreiche verschiedene Typen dieser mittelschweren Sterne existieren. Diese Vielfalt bietet Astronomen weitere Möglichkeiten, um Modelle zu überprüfen, die das Innere von Sternen visualisieren.

Die Astronomen analysierten TESS-Daten zu 117 Sternen dieser Typen mittels Beobachtungen, die alle zwei Minuten aufgezeichnet wurden. Präzise Entfernungen zu den Sternen (und damit präzise Daten zur Leuchtkraft) wurden aus Messungen des Gaia-Satelliten abgeleitet. Das Team konnte Pulsationsmodelle dieser Sterne erstmals vollständig prüfen und erfolgreich verfeinern.

Sie stellten beispielsweise fest, dass die Gasmischung in der äußeren Hülle eine wichtige Rolle spielt. Außerdem entdeckten sie viele Pulsatoren mit höherer Frequenz und identifizierten dadurch vielversprechende Ziele für zukünftige Untersuchungen. Nicht zuletzt zeigten sie, dass die TESS-Mission nicht nur bei der Erforschung von Exoplaneten ein enormes Potenzial besitzt, sondern auch zur Verbesserung unseres Wissens über das Innere von mittelschweren Sternen beiträgt.

Abhandlung: “The First View of δ Scuti and γ Doradus Stars with the TESS Mission” von V. Antoci et al., MNRAS 490, 4040, 2019.

Quelle

(THK)

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