Astronomie: Das Flackern von Riesensternen durchwirbelt ihr Inneres
Im Grunde genommen funktioniert ein Stern ziemlich einfach: Die Schwerkraft drückt den Stern zusammen und versucht, ihn zum Kollabieren zu bringen. Das führt dazu, dass der innere Kern extrem heiß und dicht wird, wodurch die Kernfusion ausgelöst wird. Die Hitze und der Druck, die dabei entstehen, wirken der Schwerkraft entgegen. Die Kräfte gleichen einander aus, solange sich ein Stern in der Hauptreihe, also in der stabilen Phase seines Lebens, befindet.
Zu wissen, wie das alles im Detail passiert, ist allerdings komplizierter. Um das Innere eines Sterns genau zu modellieren, sind hoch entwickelte Computermodelle erforderlich. Aber selbst dann ist es schwierig, ein Modell mit dem abzugleichen, was auf der Oberfläche eines Sterns beobachtet wird. Eine neue Simulation und Studie eines Forschungsteams(öffnet im neuen Fenster) kommt dem Ganzen nun einen Schritt näher.
Konvektive Strömungen und Strahlungsaustausch
Zunächst hat das Team den Strahlungsaustausch untersucht. Hochenergetische Gammastrahlen werden an Kernen im Kern gestreut und verlieren allmählich etwas Energie, während sie zur Oberfläche wandern und entweichen. Das Innere eines Sterns ist so dicht, dass dies Tausende von Jahren dauern kann.
Die zweite Methode betrifft die konvektive Strömung. Heißes Material in der Nähe des Zentrums eines Sterns versucht, sich auszudehnen und drängt in Richtung Oberfläche. Währenddessen kondensiert kühleres Material in der Nähe der Oberfläche und sinkt zum Kern hin ab.
Es entsteht ein zyklischer Materialfluss, der Wärmeenergie auf die Oberfläche des Sterns überträgt. Diese Konvektion wirbelt das Innere eines Sterns durcheinander und ist aufgrund von Faktoren wie Viskosität und turbulenten Wirbeln äußerst schwierig zu modellieren.
Größe des Sterns ausschlaggebend
Sterne haben im Allgemeinen eine Strahlungszone und eine Konvektionszone. Die Lage und Größe dieser Zonen hängt von der Masse des Sterns ab. Kleine Sterne sind fast ausschließlich konvektiv. Dagegen besitzen Sterne wie die Sonne eine innere Strahlungszone und eine äußere konvektive Zone.
Bei massereichen Sternen ist das umgekehrt: Sie besitzen eine innere konvektive Zone und eine äußere Strahlungszone. Über Konvektion wissen wir unter anderem, dass sie die Oberfläche eines Sterns wie einen mit Wasser gefüllten brodelnden Topf zum Schwanken bringen kann. Das wiederum führt dazu, dass die Gesamthelligkeit eines Sterns etwas flackert.
Das Forschungsteam zeigt in der Studie, wie die Konvektionsbereiche in einem Stern mit der Art und Weise, wie ein Stern flackert, verbunden sind. Die Konvektionsströmungen beeinflussen die Schallwellen, die durch einen Stern strömen. Die Schallwellen sind dagegen für das Flackern des Sterns verantwortlich.
Diese Erkenntnisse haben zur Folge, dass es ausreichen würde, das Lichtflimmern eines Sterns zu beobachten, um sein Inneres zu untersuchen. Jedoch können unsere derzeitigen Teleskope dieses Flimmern nicht beobachten: Es ist zu klein. Man würde lichtempfindlichere Teleskope benötigen.
Zur Studie
Die Studie wurde am 27. Juli 2023 im Fachmagazin Nature Astronomy publiziert, Titel: The photometric variability of massive stars due to gravity waves excited by core convection(öffnet im neuen Fenster) (Die photometrische Variabilität massereicher Sterne aufgrund von Schwerkraftwellen, die durch Kernkonvektion angeregt werden).