AGB Sterne

AGB Sterne und das
Lithium Problem
Alexander Stökl
16.11.2001
Beobachtungsergebnisse
Messung von log(7Li) und Fe/H von heißen Zwergen T > 5700 K ( noch keine
Durchmischung !)
Meßfehler in der unteren Abb. betragen etwa 0,1 – 0,2 dex
(Abbildung aus: Romano et al. 1999 )
Fragestellungen:


An- oder Abreicherung von 7Li ?
primordiales 7Li ?
galaktische 7Li Quellen
AGB Sterne
Im AGB Stadium können Sterne 7Li bilden und durch Massenverlust an das ISM
abgeben.
Bildung von 7Be in der H-Brennschale, durch Konvektion an die Oberfläche, Zerfall zu
7Li.
Näheres folgt später.
Novae
WD + Stern and der Roche Fläche, Überströmen von Gas solarer Häufigkeit
Mischung mit der WD Oberfläche
3He Anteil wichtig (linear?), 3He wird akkretiert
Ausbruch:
Wasserstoffbrennen, thermal runaway
Bildung von 7Be & Li
CO-WD 10 mal effektiver als OneMg-WD
keine Bestätigung der 7Li - Produktion durch Beobachtungen.
numerische Simulationen liefern widersprüchliche Ergebnisse.
Zeit bis zur Bildung der WD liefert die richtige Verzögerung in der Bildung von 7Li.
GCR Nukleosynthese
Spaltung und Fusion durch Cosmic Ray´s


schwerere Kerne (CNO) getroffen von Protonen,  Teilchen, leichte Kerne
 Reaktionen
Aus Vergleich mit Be Isotopen und 6Li Häufigkeiten läßt sich unter Modellannahmen
eine Obergrenze für den Beitrag der GCR zum 7Li berechnen: ...nicht mehr als 25%
low mass RGB
Nur einige wenige (1%) LMRGB zeigen Lithium Überhäufigkeiten
dann aber oft starker infrarot excess -> Staubhüllen, starker Massenverlust
Mechanismus wie in AGB ist wegen der geringer Masse nicht möglich
Erklärungsmodelle:

Kurz nach first dredge-up, aber noch bevor AGB
danach starker Massenverlust -> Staubhülle

cool bottom process (CBP)
Produktion von 7Be in der H-Brennschale (Im Zuge der p-p-Kette).
zusätzlicher Mechanismus zum Transport des 7Be bis zur Konvektionszone
notwendig.
z.B. durch Verschlucken eines Braunen Zwerges oder Riesenplaneten,
erklärt kurze Zeitskala
Zeit bis zum RGB bei Sternen mit Massen von 2 – 3 M liefert die Verzögerung in der
Bildung von 7Li.
Details der Modelle und Raten der 7Li Produktion sind sehr unsicher.
Röntgendoppelsterne
LMXB low mass X-ray binaries
SXT soft X-ray transients (X-ray novae)
Ausbrüche über Wochen, danach Monate bis Jahrzehnte Pause.
halbgetrenntes Doppelsternsystem wovon ein Objekt ein BH oder NS ist.
Ausbrüche durch dynamische Instabilitäten in der Akkretionsscheibe.
In Akkretionsscheibe Bildung von 7Li durch  Reaktionen oder Spaltung schwerer
Kerne (CNO).
7Li wird von teilweise wieder rausgeblasen (Jets?)
ein Teil des 7Li fällt auf den Partnerstern und kann dort beobachtet werden.
Modellrechnungen liefern widersprüchliche Ergebnisse.
Typ II Supernovae
Anregung von 4He durch inelastische Streuung von  und  Neutrinos.
Verlust eines Neutrons oder Protons  Reaktion mit 4He zu 7Li oder 7Be
keine Bestätigung durch Rechnungen oder Beobachtungen.
Modellrechnungen
Modellrechnungen der galaktischen Entwicklung der 7Li Häufigkeit sind allgemein wegen
der unbekannten Stärke der einzelnen Li Quellen mit großen Unsicherheiten behaftet.
Ergebnisse aus Romano et al. 2001:
Punkte...Type II SN
lange Striche...LMRGB
kurze Striche....AGB
durchgehend...Novae
Beiträge:
Type II SN
AGB
LMRGB
Novae
GCR
LMXB
9%
0,5%
41%
18%
25%
0%
AGB Sterne
Allgemeines zur Entwicklung von ABG
MS: H-Brennen im Kern -> He Kern
Übergang zum H Schalenbrennen, Stern wandert bis an die Hyashi Linie
Kernmasse wächst, He – Kernbrennen setzt ein -> first dredge-up
Stern geht auf RGB
He Kernbrennen stoppt – He Schalenbrennen setzt ein, Schleife im HRD
Ende des H-Schalenbrennens, -> second dredge-up
He Schalenbrennen bis an die H – He Diskontinuität, heizt die H-Zone, H Brennen setzt
wieder ein.
thermal pulses:
H und He Schalenbrennen, He Brenne instabil, H Schale wird von innen beeinflußt
Im Zuge der thermal pulses -> third dredge-up
Entwicklungstracks für Modelle von 3,5 bis 6
Sonnemassen.
rechts oben: thermal pulses
s-process Elemente und C-Sterne
Einige der beobachteten Li-reichen AGB Sterne zeigen C oder s-Prozeß Elemente in
der Atmosphäre.
C-Sterne
Durch den third dredge-up wird C and die Oberfläche transportiert.
genauere Details sind unklar
s-process
In der He Zone entstandenes 12C und 16O wird in die H Zone transportiert und dort in 14N
umgewandelt. Im nächsten thermischen Puls gelangt das 14N wieder in die He Zone wo
es in der Kette 14N () 18F () 18O () 22Ne verbrannt wird. Durch 22Ne (,n) 25Mg
werden Neutronen für den s-Prozeß erzeugt.
Analog funktioniert die Kette 12C (p) 13N () 13C (n) 16O
Durch die freiwerdenden (langsamen, slow) Neutronen werden schwerere Elemente
(jenseits von Fe) gebildet.
Konvektion während den thermischen Pulsen transportiert die s-process Elemente an
die Oberfläche.
7Li
Produktion
Cameron – Fowler Prozeß,
„hot bottom burning“ (HBB)
Reaktionsketten bei der Entstehung von 7Li (Temperaturen gelten nur für AGB)
7Li
+p
7Be
3He + 4He
7Be + p




2
7Li + e7Be
2
T > 2 · 107 K
 = 53,3 d
T > 4 · 107 K
T > 8 · 107 K
(1)
(2)
(3)
(4)
Der einzige Weg 7Li herzustellen ist Reaktion 2. Bereits bei relativ geringen
Temperaturen wird 7Li durch Protoneneinfang sehr schnell zerstört. 7Be wird gemäß
Reaktion 3 gebildet (p-p-Kette) und bei höheren Temperaturen durch Reaktion 4
zerstört.
Im Stern vorhandenes, primordiales 7Li wird im Fall von tiefen Konvektionszonen
(dredge-up 1 und 2 ) durch Reaktion 1 vernichtet.
Transport von Lithium an die Oberfläche ist möglich in einem Temperaturbereich von
etwa 2107 K bis 8107 K
 Zerstörung von 7Be durch (4) ist langsamer als Konvektionszeitskala
 Zerfall von 7Be nach (2) ist langsamer als Konvektionszeitskala

H Schale wird wieder gezündet. T ~ 107 K
durch Reaktion 1 wird fast das gesamte Lithium der Hülle verbrannt. Die bisherige
7Li - Geschichte und primordiales 7Li wird dadurch „gelöscht“.
 Temperatur steigt weiter 7Li Produktion übersteigt Zerstörung.
 Während der thermischen Pulse:
Expansion:
Temperatur der H-Schalenquelle sinkt  Lithium nimmt ab.
Kontraktion:
Temperatur der H-Schalenquelle steigt  Lithium nimmt zu.
Für die Effizienz von AGB als galaktische 7Li – Quelle ist der Massenverlust
entscheidend.
Modellrechnungen
Behandlung der Konvektion:
Für MLT ohne Overshooting sind große  (> 1,7) notwendig um auf HBB zu kommen.
Andere Konvektionsmodelle liefern bessere Werte
Overshooting:
Modellrechungen gehen von einem exponentiellen (in Radius oder Druck) Abfall der
Konvektion aus.
Skaliert an der Druckskalenhöhe (2%)
Overshooting erweitert durch die tiefere Hüllenkonvektionszone den Massenbereich in
dem es zu HBB kommt. (typ. 4 – 6 M)
Massenverlust:
Noch keine numerische, quantitative Beschreibung des Massenverlust.
parametrisierte Berücksichtigung (Reimers Law)
Simulation von thermal pulses:
Abbildung aus: Mazzitelli et al. 1999
Literatur:
D'Antona, F. & Matteucci, F.: 1991, A&A, 248, 62
Herwig, F.: 2000, A&A, 360, 952
Jiang, S.Y., Huang, R.Q., Yuan, Y.Q.: 1995, A&A, 293, 823
Kippenhahn, R., Weigert, A.: 1990, Stellar Structure and Evolution, Springer, Berlin
Mazzitelli, I., D'Antona, F., Ventura, P.: A&A, 348, 846
Rebolo, R., Molaro, P., Beckman, J.E.: 1988, A&A, 192, 192
Romano, D., Matteucci, F., Molaro, P., Bonifacio, P.: 1999, A&A ,352, 117
Romano, D., Matteucci, Ventura, P., D'Antona, F.: 2001, A&A, 374, 646
Ventura, P., D'Antona, F., Mazzitelli, I.: 2000, 363, 605