Thorne-Żytkow-Objekt

2025-03-20T18:58:13Z

62.154.234.214: Akkretion verlinkt

{{Weiterleitungshinweis|TZO|Weitere Bedeutungen sind unter [[Tzo]] aufgeführt.}}
Ein '''Thorne-Żytkow-Objekt''' ('''TŻO''') ist ein hypothetischer [[Stern]] in einem [[Hydrostatisches Gleichgewicht|hydrostatischen Gleichgewicht]], in dessen Kern sich ein [[Neutronenstern]] befindet. Benannt ist das TŻO nach den Astronomen [[Kip Thorne]] und [[Anna Żytkow]], die die erste Beschreibung eines solchen Sterns geliefert haben.<ref>{{Literatur |Autor=K. S. Thorne, A. N. Żytkow |Titel=Red giants and supergiants with degenerate neutron cores |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Letters |Band=199 |Datum=1975-07 |Seiten=L19–L24 |DOI=10.1086/181839 |bibcode=1975ApJ...199L..19T}}</ref>

== Beschreibung ==
Neutronensterne entstehen überwiegend als Folge einer [[Supernova]], die die äußere Hülle des Vorläufersterns abwirft. Daher entstehen Thorne-Żytkow-Objekte nicht in Einzelsternen, sondern nur unter besonderen Umständen in [[Doppelstern]]systemen. Es werden vier Entwicklungskanäle vermutet:<ref>{{Literatur |Autor=X. W. Liu, R. X. Xu, G. J. Qiao, J. L. Han, Z. W. Han |Titel=The extremely long period X-ray source in RCW 103: a descendant of Thorne-Zytkow Object? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.4867v1}}</ref>
* Ein [[Roter Riese]] expandiert so weit, dass ein ihn begleitender Neutronenstern innerhalb der [[Common Envelope|gemeinsamen Hülle]] seine Bahn zieht. Aufgrund der Reibung sinkt der Neutronenstern in den Kern des Roten Riesen und verdrängt ihn. Allerdings würde der Neutronenstern durch [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] wahrscheinlich so starke [[Jet (Astronomie)|Jets]] ausbilden, dass der Rote Riese schon vor der Verschmelzung zerstört werden würde.<ref>{{Literatur |Autor=Oded Papish, Noam Soker, Inbal Bukay |Titel=Ejecting the envelope of red supergiant stars with jets launched by an inspiraling neutron star |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2014 |arXiv=1309.3925v3}}</ref>
* Ein Neutronenstern kollidiert mit einem massiven [[Hauptreihe]]nstern in einem [[Sternhaufen]] mit einer hohen Sterndichte.
* Eine unsymmetrische Supernovaexplosion in einem Doppelsternsystem treibt den dadurch entstandenen Neutronenstern in seinen Begleiter.
* Durch Massenaustausch verkleinert sich die Umlaufbahn eines [[Röntgendoppelstern]]s, bestehend aus einem [[Blauer Riese|Blauen Überriesen]] und einem Neutronenstern, bis der [[Kompakter Stern|kompakte]] Neutronenstern in die [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]] des Überriesen eintritt.

Thorne-Żytkow-Objekte sollten entweder Rote Riesen oder [[Roter Überriese|Überriesen]] mit sehr speziellen Eigenschaften sein. Aufgrund des Neutronensterns in ihrem Kern erreichen sie eine um mehrere Größenordnungen höhere Dichte als normale Sterne, weshalb in ihrem Inneren abweichende [[thermonukleare Reaktion]]en ablaufen können. Diese Reaktionen sollten große Mengen an [[Lithium]] und Elemente aus dem [[r-Prozess]] sowie [[p-Prozess]] entstehen lassen<ref>{{Literatur |Autor=M. J. Kuchner, D. Vakil, V. V. Smith, D. L. Lambert, B. Plez, E. S. Phinney |Hrsg=Michael M. Shara |Titel=A Spectroscopic Search for Massive Thorne-Zytkow Objects |Sammelwerk=Stellar Collisions, Mergers and their Consequences |Reihe= [[ASP Conference Series]] |BandReihe=263 |Datum=2002 |ISBN=1-58381-103-6 |Seiten=131}}</ref>. Es ist allerdings nicht klar, ob diese Elemente auch an die Oberfläche transportiert werden, wo sie nachgewiesen werden können. Theoretische Simulationen lassen vermuten, dass sich ein Thorne-Żytkow-Objekt in einen [[Soft Gamma Repeater]] bzw. [[Röntgenpulsar|ungewöhnlichen Röntgenpulsar]] entwickeln könnte. Dafür wird angenommen, dass die Ausbrüche dieser eruptiven Sterne durch eine sporadische [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] aus einer Fallback-Disk entstehen<ref>{{Literatur |Autor=Jing Wang, Hsiang-Kuang Chang |Titel=Neutron star high mass binaries as the origin of SGR/AXP |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1307.5391v1}}</ref>.

Alternativ könnten auch einige [[Wolf-Rayet-Stern]]e aus Thorne-Żytkow-Objekten entstanden sein. Diese speziellen WR-Sterne würden aus Roten Riesen entstehen, bei denen die zusätzlichen nuklearen Reaktionen sowie freigesetzte potentielle Energie so viel Energie freigesetzt haben, dass ein starker [[Sternwind]] die äußeren Atmosphärenschichten des Roten Riesen abgetragen hat<ref>{{Literatur |Autor=C. Foellmi, A. F. J. Moffat |Hrsg=Michael M. Shara |Titel=Are Peculiar Wolf-Rayet Stars of Type WN8 Thorne-Zytkow Objects? |Sammelwerk=Stellar Collisions, Mergers and their Consequences |Reihe= [[ASP Conference Series]] |BandReihe=263 |Datum=2002 |ISBN=1-58381-103-6 |Seiten=A123 |arXiv=astro-ph/0607217}}</ref>.

Die Lebensdauer von Thorne-Żytkow-Objekten ist wahrscheinlich recht kurz, weil der Neutronenstern den ehemaligen Kern seines Gaststerns [[Akkretion (Astronomie)|akkretiert]] und nach Überschreiten der [[Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze]] in ein [[Schwarzes Loch]] kollabiert<ref>{{Literatur |Autor=P. Podsiadlowski, R. C. Cannon, M. J. Rees |Titel=The evolution and final fate of massive Thorne-Zytkow objects |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=274 |Datum=1995 |Seiten=485-490}}</ref>. Die Anzahl der Thorne-Żytkow-Objekte in der Milchstraße sollte zwischen 20 und 200 betragen, unter der Annahme einer Lebensdauer von 100.000 bis 1.000.000 Jahren.

== Kandidaten ==
Der anerkannte Nachweis eines Thorne-Żytkow-Objekts ist bisher nicht gelungen. Bei Roten Riesen mit ungewöhnlichen chemischen Häufigkeiten des 29Si und 30Si wie [[OH359.762+0.120]]<ref>{{Literatur |Autor=J. van Paradijs, H. C. Spruit, H. J. van Langevelde, L. B. F. M. Waters |Titel=Strategies for detecting Thorne-Zytkow objects |Sammelwerk=A&A |Band=Vol. 303 |Datum=1995 |Seiten=L25 |Sprache=en |bibcode=1995A&A...303L..25V}}</ref>
und [[U Aquarii]]<ref>{{Literatur |Autor=A. Vanture |Titel=Is U AQR a Thorne-Zytkow Object? |Sammelwerk=News Letter of the Astronomical Society of New York |Band=4 |Datum=1995 |Seiten=6}}</ref> könnte es sich um TŻO handeln. Es sind aber auch Sternentwicklungsmodelle denkbar, in denen die abweichenden chemischen Häufigkeiten ohne die Annahme eines TŻO entstehen können. Gleiches gilt auch für die Vermutung, dass [[HV 2112]] aufgrund seiner ungewöhnlichen chemischen Zusammensetzung ein TŻO-Objekt sein könnte<ref>{{Literatur |Autor=Christopher A. Tout, Anna N. Zytkow, Ross P. Church, Herbert H. B. Lau |Titel=HV2112, a Thorne-Zytkow Object or a Super Asymptotic Giant Branch Star |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2014 |arXiv=1406.6064v1}}</ref>. Allerdings kann diese auch mit einem konservativen Modell bestehend aus einem [[Super-AGB-Stern]] und einer Anreicherung durch eine nahe [[Supernova#Kernkollaps|Kernkollapssupernova]] erklärt werden<ref>{{Literatur |Autor=Efrat Sabach, Noam Soker |Titel=A super asymptotic giant branch star enriched with calcium by a supernova as the origin of HV2112, rather than a Thorne-Zytkow Object |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2014 |arXiv=1410.1713v1}}</ref>.

Ein alternativer Nachweis der Geburt eines Thorne-Żytkow-Objekts könnte über [[Gravitationswelle]]n erfolgen. Bei der Geburt eines TŻO sollten Wellen mit Frequenzen zwischen 10−5 und 0,1 [[Hertz (Einheit)|Hertz]] abgestrahlt werden, mit einer [[Amplitude]], die für moderne [[Gravitationswellendetektor]]en in einem Radius von 10 [[Parsec|kpc]] nachweisbar wäre. Dies würde allerdings nur ein nachweisbares Ereignis alle 500 Jahre bedeuten<ref>{{Literatur |Autor=S.N. Nazin, K.A. Postnov |Titel=Gravitational Radiation during Thorne-Zytkow object |Sammelwerk=A&A |Band=Vol. 303 |Datum=1995 |Seiten=789 |Sprache=en |bibcode=1995A&A...303..789N}}</ref>.

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Hypothetische Sternklasse]]

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