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[[Datei:Stellar evolutionary tracks-en-with-text.svg|mini|hochkant=1.5|Die Entwicklung von Sternen unterschiedlicher Masse im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]. Die grüne Linie zeigt die Entwicklung eines [[Hauptreihe]]nsterns von zwei Sonnenmassen hin zu einem Stern auf dem Asymptotischen Riesenast.]]
Ein '''AGB-Stern''' ist ein entwickelter [[Stern]] mit circa 0,6 bis 10 Sonnenmassen in einer späten [[Sternentwicklung|Entwicklungsphase]]. Die innere Struktur der Sterne auf dem '''asymptotischen Riesenast''' ({{enS|asymptotic giant branch}}) ist gekennzeichnet durch das [[Heliumbrennen]] und [[Wasserstoffbrennen]] in Schalen um einen Kern aus [[Kohlenstoff]] und [[Sauerstoff]], die beim [[Drei-Alpha-Prozess]] des Heliumbrennens entstanden sind. Der Stern erscheint als ein [[Roter Riese]] mit starkem Massenverlust durch [[Sternwind]] bei [[Pulsationsveränderlicher Stern|veränderlicher Helligkeit]].<ref>{{Literatur |Autor=A. Weigert, H.J. Wendker, L. Wisotzki |Titel=Astronomie und Astrophysik: Ein Grundkurs |Auflage=5., überarbeitete und erweiterte |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2009 |ISBN=978-3-527-40793-4}}</ref>

== Entwicklung ==
Das AGB-Stadium wird von Sternen mit einer mittleren Masse durchlaufen, wobei die exakten Massengrenzen abhängig von der [[Metallizität]] sind. Auf der [[Hauptreihe]] des [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]]s findet die Energieerzeugung durch [[Wasserstoffbrennen]] in der Kernregion statt. Ist der Wasserstoff in der Kernregion zu Helium fusioniert, verlagert sich das Wasserstoffbrennen in eine Schale um den Kern. Bei dem Fortschreiten des Wasserstoffbrennens wird der Stern sowohl kühler als auch leuchtkräftiger und wandert als [[Roter Riese]] den Roten Riesenast des Hertzsprung-Russell-Diagramms hinauf.

Bei genügend massereichen Sternen erreicht der Kern eine Temperatur und Dichte, welche das Einsetzen des [[Heliumbrennen]]s ermöglicht. Um das [[Hydrostatik|hydrostatische Gleichgewicht]] wiederherzustellen, verschiebt sich der Stern im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu höheren Temperaturen und niedrigerer Leuchtkraft. Bei der weiteren Entwicklung beginnt nach der Erschöpfung des Heliums im Kern ein [[Schalenbrennen]] des Heliums. Dabei wird der Stern leuchtkräftiger und zeigt an der Oberfläche niedrigere Temperaturen. Im HR-Diagramm nähert sich der AGB-Stern im Laufe der Entwicklung asymptotisch dem Roten Riesenast an, woher der Name '''[[Asymptote|asymptotischer]] Riesenast''' stammt.<ref>{{Literatur |Autor=A. Unsöld, B. Baschek |Titel=Der neue Kosmos: Einführung in die Astronomie und Astrophysik |Auflage=7. überarbeitete und erweiterte |Verlag=Springer Verlag |Ort=Berlin |Datum=2006 |ISBN=3-540-42177-7}}</ref>

Im Gegensatz zu der frühen Phase auf dem asymptotischen Riesenast erlischt in der thermischen Pulse-Phase (TP-AGB) das Heliumzonenbrennen. Nur alle 10.000 bis 100.000 Jahre kommt es zu einem [[Helium-Blitz]], einem explosionsartigen Zünden des Heliumbrennens. Der thermische Puls führt zu einem Verlöschen des Wasserstoffbrennens in der äußeren Schale und einer Durchmischung der Atmosphäre des Roten Riesen mit Elementen, die im [[s-Prozess]] erzeugt wurden. Außerdem expandiert der Durchmesser des AGB-Sterns für einen Zeitraum von einigen Tausend Jahren.<ref>{{Literatur |Autor=H. Scheffler, H. Elsässer |Titel=Physik der Sterne und der Sonne |Auflage=2. überarbeitete und erweiterte |Verlag=Spektrum Akademischer Verlag |Ort=Heidelberg |Datum=1990 |ISBN=3-86025-637-8}}</ref>

== Spektrum ==
Rote Riesen auf dem Asymptotischen Riesenast werden drei [[Spektralklasse]]n zugeordnet:
* Bei der Spektralklasse M dominieren die [[Spektralband|Banden]] des [[Titanoxid]]s
* Bei der Spektralklasse C werden die Swanbanden des C2 nachgewiesen. Diese Sterne werden auch als [[Kohlenstoffstern]]e bezeichnet.
* Bei der Spektralklasse S dominieren die Banden des [[Zirkonoxid]]s
Die Unterschiede in den [[Lichtspektrum|Spektren]] werden gesteuert vom Verhältnis vom Kohlenstoff C zu Sauerstoff O. Durch die hohe chemische [[Affinität (Chemie)|Affinität]] gehen die beiden Elemente bevorzugt eine Bindung als [[Kohlenstoffmonoxid]] ein, das im sichtbaren Spektrum nicht sichtbar ist. Besteht in der Atmosphäre des Sterns ein Überschuss an Kohlenstoff, so bilden sich Swanbanden der Kohlenstoffsterne. Ist das Verhältnis C/O < 1 geht der nicht im Kohlenmonoxid gebundene Sauerstoff eine Verbindung mit dem [[Titan (Element)|Titan]] als Titanoxid ein. Beträgt C/O ungefähr 1 dominieren die Zirkonoxidbanden bei den S-Sternen, da Zirkon eine stärkere Affinität zum Sauerstoff hat als Titan.<ref>{{Literatur |Autor=James B. Kaler |Titel=Sterne und ihre Spektren. Astronomische Signale aus Licht |Auflage=1. |Verlag=Spektrum Akademischer Verlag |Ort=Heidelberg |Datum=1994 |ISBN=3-86025-089-2}}</ref>

Rote Riesen auf dem asymptotischen Riesenast zeigen in ihren Spektren sowohl [[Lithium]] als auch 99[[Technetium]]. Beide [[Isotope]] können erst vor kurzem durch [[Nukleosynthese]] entstanden sein. 99Tc hat eine [[Halbwertzeit]] von 200.000 Jahren und Lithium wird durch [[Kernfusion]] bereits bei niedrigen Temperaturen zerstört. Sowohl der hohe Kohlenstoffanteil als auch der Nachweis von 99Technetium und Lithium in den Atmosphären von AGB-Sternen wird als Indiz für eine dredge-up (dt. heraufbaggern) genannte Phase angesehen. Während der späten [[Helium-Blitz]]e erfolgt der Energietransport in der Atmosphäre des Roten Riesen überwiegend durch [[Konvektion]] bis zur heliumbrennenden Zone und damit werden durch [[s-Prozess]]e erzeugte Elemente an die Oberfläche des Sterns transportiert.<ref>{{Literatur |Autor=H. J. Habing, H. Olofsson |Titel=Asymptotic Giant Branch Stars |Auflage=1. |Verlag=Springer Verlag |Ort=Berlin |Datum=2003 |ISBN=0-387-00880-2}}</ref>

== Veränderlichkeit ==
Alle AGB-Sterne zeigen eine [[Veränderlicher Stern|veränderliche Helligkeit]].<ref>{{Literatur |Autor=[[Cuno Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel |Titel=Veränderliche Sterne |Verlag=J. A. Barth Verlag |Ort=Leipzig |Datum=1990 |ISBN=3-335-00224-5}}</ref> Am Anfang der Entwicklung auf dem asymptotischen Riesenast sind die Amplituden eher gering und die Helligkeitsänderungen unregelmäßig. Die traditionelle Klassifizierung im Laufe der Entwicklung als AGB-Stern verläuft von [[langsam unregelmäßig veränderlicher Stern]], [[halbregelmäßig veränderlicher Stern]], [[Mirastern]] und final zum [[OH/IR-Stern]]. Dabei [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsieren]] die ersten beiden Gruppen in der ersten und/oder höheren [[Oberschwingung]]en, während die Mira- und OH/IR-Sterne die größte Amplitude in der [[Grundschwingung]] haben. Mit der Entwicklung auf dem asymptotischen Riesenast nimmt der Durchmesser der Roten Riesen zu und damit auch die Periode der [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsierenden veränderlichen Sterne]].

Auf einen thermischen Puls, das explosive Zünden des Heliumzonenbrennens, reagiert ein AGB-Stern mit einer raschen Expansion und nachfolgender, 10.000 bis 100.000 Jahre dauernder Kontraktion nach dem erneuten Erlöschen des [[Heliumbrennen]]s. Die Radiusänderungen sollten sich in einer raschen Periodenänderung niederschlagen und die Mirasterne R Aql, T UMi, R Hya, BH Cru und W Dra gelten als Kandidaten für einen kürzlich erfolgten thermischen Puls.<ref>{{Literatur |Autor=K. Szatmáry, L. L. Kiss, Zs. Bebesi |Titel=The He-shell flash in action: T Ursae Minoris revisited |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=398 |Datum=2003 |Seiten=277–284 |DOI=10.1051/0004-6361:20021646}}</ref> Diese Hypothese ist nicht unumstritten, da keine [[Korrelation]] zwischen den Periodenänderungen und dem Auftreten von sekundären Indikatoren eines thermischen Pulses existiert wie ein Anstieg der Häufigkeit der Elemente [[Lithium]] und 99[[Technetium]] in den Atmosphären der AGB-Sterne.<ref>{{Literatur |Autor=Stefan Uttenthaler u. a. |Titel=The evolutionary state of Miras with changing pulsation periods |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1105.2198v1}}</ref>

Der Mechanismus, welcher die Atmosphäre der AGB-Sterne in Schwingungen versetzt, ist der [[Kappa-Mechanismus]] wie bei den [[Cepheiden]]. Allerdings wird die Strahlungsenergie in der Ionisationszone des [[Wasserstoff]]s temporär gespeichert, während dies bei den meisten pulsierenden Veränderlichen die Ionisationszone des [[Helium]]s ist. Die zwischengespeicherte Energie läuft als [[Schockwelle]] durch die ausgedehnte Atmosphäre des Roten Riesen und beschleunigt einen Teil des Gases aus dem [[Gravitationsfeld]] des Sterns hinaus.<ref>{{Literatur |Autor=John R. Percy |Titel=Understanding Variable Stars |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-23253-1}}</ref>

Etwa 30 % aller [[Pulsationsveränderlicher Stern|pulsationsveränderlicher AGB-Sterne]] zeigen eine überlagerte Modulation des Pulsationslichtwechsels, die als long secondary period (auf deutsch etwa Lange Zweitperiode) bezeichnet wird. Diese Modulation tritt fast immer in Form von Minima unterschiedlicher Tiefe von Zyklus zu Zyklus auf und hat eine Länge von 250 bis 1400 Tagen. Das Verhältnis der long secondary period zur primären Pulsationsperiode liegt im Bereich von 8 bis 10. Die Beobachtungsdaten schließen als Ursache sowohl eine überlagerte Pulsation als auch [[Rotationsveränderlicher Stern|elliptische]] oder [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungsveränderlichkeit]] durch eine [[Doppelstern]]natur aus. Wahrscheinlich handelt es sich bei den Minima der long secondary period um eine Lichtabsorption in Staubwolken, die durch einen Massenausstoß des AGB-Sterns in eine zirkumstellare [[Umlaufbahn]] um den [[Roter Riese|Roten Riesen]] befördert wurden.<ref>{{Literatur |Autor=C. P. Nicholls, P. R. Wood, M.-R. L. Cioni, I. Soszyńsk |Titel=Long Secondary Periods in variable red giants |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=399 |Nummer=4 |Datum=2009 |Seiten=2063–2078 |DOI=10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=P. R. Wood, C. P. Nicholl |Titel=EVIDENCE FOR MASS EJECTION ASSOCIATED WITH LONG SECONDARY PERIODS IN RED GIANTS |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=707 |Nummer=1 |Datum=2009 |Seiten=573 |DOI=10.1088/0004-637X/707/1/573}}</ref>

Weiterhin tritt bei AGB-Sternen [[Ellipsoid veränderlicher Stern|ellipsoider Lichtwechsel]] aufgrund der Verzerrung der Gestalt des Roten Riesen durch einen Begleiter in einem [[Doppelstern]]system auf. Dies kann durch die Phasenverschiebung zwischen der [[Radialgeschwindigkeit]] und dem Helligkeitsverlauf nachgewiesen werden. Die Amplitude kann bis zu 0,3 mag betragen bei Perioden zwischen 50 und 1000 Tagen.<ref>{{Literatur |Autor=C. P. Nicholls, P. R. Wood |Titel=Eccentric Ellipsoidal Red Giant Binaries in the LMC: Complete Orbital Solutions and Comments on Interaction at Periastron |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1201.1043v1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=C. P. Nicholls, P. R. Wood, M.-R. L. Cioni |Titel=Ellipsoidal Variability and the Difference between Sequence D and E Red Giants |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1002.3751v1}}</ref>

== Massenverlust ==
Die Pulsationen transportieren in [[Dichtewelle]]n Material in die äußere Atmosphäre des Roten Riesen, welches dort überwiegend zu [[Carbide|Karbiden]] kondensiert. Die Karbide lagern sich aneinander an und bilden makroskopische [[Staub]]teilchen, die durch den [[Strahlungsdruck]] auf Geschwindigkeiten von circa 10 km/s beschleunigt werden. Durch Kollisionen werden auch die atomaren Bestandteile der zirkumstellaren Hülle mitgerissen und es bildet sich während eines Zeitraums von ungefähr einer Million Jahre eine Zone mit einem Durchmesser von einigen 10 Lichtjahren aus dem Material des AGB-Sterns an. Der stärkste Massenverlust tritt zum Ende der AGB-Phase auf und erreicht bei [[OH/IR-Stern]]en Werte von bis zu 10−4 Sonnenmassen pro Jahr. Die AGB-Sterne sind mit einer dichten Hülle umgeben und können aufgrund der hohen [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] nur noch im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] nachgewiesen werden. In entwickelten AGB-Sternen wie den OH/IR-Sternen und [[Mirastern]]en sind die Bedingungen vorhanden, einen natürlichen [[Maser]] entstehen zu lassen. Es handelt sich dabei um nichtthermische Strahlung von [[Hydroxyl-Radikal|OH]], [[Wasser]] und [[Siliciumdioxid|Siliziumoxid]] mit einem U-förmigen [[Linienbreite|Linienprofil]] bei einer [[Strahlungstemperatur]] von mehr als 106 Grad Celsius. Die Besetzung der molekularen [[Energieniveau]]s erfolgt durch Absorption von Infrarotstrahlung des warmen Staubs und die Maserstrahlung folgt den Helligkeitsvariationen im Infraroten. Dank der Maserstrahlung kann mittels [[Interferometrie]] die zirkumstellare Umgebung der Roten Riesen detailliert untersucht werden. Die erreichbare [[Auflösung (Physik)|Auflösung]] liegt im Bereich von Mikro-[[Bogensekunde]]n. Da die Maserstrahlung durch die veränderliche Infrarotstrahlung des AGB-Sterns gepumpt wird, kann aus Messungen des Winkeldurchmessers über die Zeit die Entfernung zum Roten Riesen bestimmt werden.<ref>{{Literatur |Autor=Hiroshi Imai u. a. |Titel=Pilot VLBI Survey of SiO v =3 J = 1!0 Maser Emission around Evolved Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1209.3879}}</ref>

AGB-Sterne sind noch vor den [[Nova (Stern)|Novae]] und [[Supernova]]e die wichtigste Quelle für die Anreicherung des [[Interstellares Medium|interstellaren Mediums]] mit schweren Elementen und damit verantwortlich für eine höhere [[Metallizität]] von nachfolgenden Sterngenerationen. Der Massenverlust beendet die AGB-Phase, wenn die äußere Atmosphäre bis auf eine dünne, wasserstoffreiche Schicht abgeworfen wurde.<ref>{{Literatur |Autor=W. Nowotny, B. Aringer, S. Höfner, M. T. Lederer |Titel=Synthetic photometry for carbon-rich giants II. The effects of pulsation and circumstellar dust |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=529 |Nummer=A129 |Datum=2011 |DOI=10.1051/0004-6361/201016272}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=T. Lebzelter, P. R. Wood |Titel=Long period variables and mass loss in the globular clusters NGC 362 and NGC 2808 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=529 |Nummer=A137 |Datum=2011 |DOI=10.1051/0004-6361/201016319}}</ref>

== Post-AGB-Entwicklung ==
Der Stern verlässt den asymptotischen Riesenast, wenn durch den Massenverlust die Atmosphäre auf einen Wert von nur noch einem hundertstel Sonnenmassen geschrumpft ist. Daraufhin schrumpft der Radius und das Post-AGB-Objekt bewegt sich im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] nach links zu höheren Temperaturen. Die Geschwindigkeit der Entwicklung ist dabei abhängig von der im Kern des Sterns konzentrierten Masse und liegt bei 104 bis 105 Jahren. Ein Post-AGB-Stern ist ein [[Riesenstern|Riese]] bis Überriese mit einer [[Spektralklasse]] B bis K und einem starken [[Infrarotexzess]]. Der Infrarotexzess entsteht durch die [[Absorption (Physik)|Absorption]] und [[Spontane Emission|Reemission]] der Strahlung des Sterns in der ausgedehnten zirkumstellaren Hülle, die durch den vorangegangenen Massenverlust entstanden ist. Die Post-AGB-Sterne kreuzen den [[Instabilitätsstreifen]] auf ihrem Weg zu höheren Temperaturen und fangen wieder an zu pulsieren als [[Gelber Riese]]. Manche Autoren zählen die 89-Herculis-Sterne<ref>{{Literatur |Autor=E. Zsoldos |Titel=Post-V487 Cassiopeiae (HD 6474): a UU Herculis variable in the galactic plane? |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=280 |Datum=1992 |Seiten=177–180}}</ref> und die UU-Herculis-Sterne<ref>{{Literatur |Autor=Valentina Klochkova, Vladimir Panchuk |Titel=High–latitude supergiants: anomalies in the spectrum of LNHya in 2010 |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1112.3732v1}}</ref> zu den halbregelmäßigen pulsierenden Post-AGB-Sternen. Auch die [[RV Tauri-Stern]]e mit ihren charakteristischen abwechselnd tiefen und flachen Minima werden zu den Post-AGB-Objekten gezählt.<ref>{{Literatur |Autor=Lee Anne Willson, Matthew Templeton |Titel=Miras, RV Tauri Stars, and the Formation of Planetary Nebulae |Sammelwerk=STELLAR PULSATION: CHALLENGES FOR THEORY AND OBSERVATION: Proceedings of the International Conference. AIP Conference Proceedings |Band=1170 |Datum=2000 |Seiten=113–121}}</ref> Die Entwicklung zu höheren Temperaturen wird beschleunigt durch einen [[strahlungsdruck]]getriebenen [[Massenverlust]], durch den aufgrund von [[s-Prozess]]en entstandene Elemente in der Atmosphäre freigelegt werden.<ref>{{Literatur |Autor=Hans Van Winckel |Titel=Post-AGB Stars |Sammelwerk=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |Band=41 |Datum=2003 |Seiten=391–427 |DOI=10.1146/annurev.astro.41.071601.170018}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=H. Van Winkel |Titel=Why Galaxies Care about Post-AGB stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1105.2615v1}}</ref>

[[Datei:M2-9.jpg|mini|hochkant=1.7|Der bipolare [[Planetarischer Nebel|Planetarische Nebel]] ([[Schmetterlingsnebel|M2-9]])]]
Nicht alle Post-AGB-Sterne entwickeln sich zu [[Planetarischer Nebel|Planetarischen Nebeln]]. Ein Planetarischer Nebel ist ein [[Emissionsnebel]] mit einem charakteristischen Durchmesser von ungefähr einem [[Lichtjahr]], bei dem die während der AGB-Phase abgeströmte Materie durch einen mehrere 100.000 [[Kelvin|K]] heißen Zentralstern zur Strahlung angeregt wird. Nur schwere Post-AGB-Sterne können ihre Atmosphäre schnell genug mit Hilfe des [[Strahlungsdruck]]s abwerfen, um die erforderlichen hohen Temperaturen zu erreichen, bevor die auf dem asymptotischen Riesenast abgeworfene Materie sich zu weit vom Zentralstern entfernt hat. Ein alternativer Entwicklungsweg liegt vor, wenn die äußere Atmosphäre eines Roten Riesen beschleunigt abströmt aufgrund einer Interaktion in einem [[Doppelstern]]system während einer [[Common-Envelope-Phase]]. Diese Hypothese erklärt auch die vielfach beobachtete bipolare Struktur vieler Planetarischer Nebel.<ref>{{Literatur |Autor=Sun Kwok |Titel=The Origin and Evolution of Planetary Nebulae |Sammelwerk=Cambridge Astrophysics Series |Nummer=31 |Verlag=Cambridge University Press |Ort=Cambridge |Datum=2007 |ISBN=978-0-521-03907-9}}</ref>

Einige Post-AGB-Sterne zeigen im Infraroten Anzeichen für warmen Staub. Die [[Farbtemperatur]] des Staubs ist ein Anzeichen für eine große Nähe zum Zentralstern und die beobachteten Energieverteilungen werden als ein Ring aus großen Staubteilchen und sauerstoffreichen [[Silicate|Silikaten]] um ein Doppelsternsystem interpretiert. Diese [[Doppelstern]]systeme zeigen fast immer eine große [[Exzentrizität (Astronomie)|Bahnexzentrizität]]. Dieses Ergebnis ist unerwartet für ein Doppelsternsystem, das durch eine Common-Envelope-Phase gegangen ist. Die Reibung beim Durchgang durch die gemeinsame Atmosphäre hätte die Bahnen zirkularisieren sollen. Die Staubringe um die Doppelsternsysteme mit einem Post-AGB-Stern haben sich wahrscheinlich aus Überresten der gemeinsamen Hülle gebildet, die nicht bis auf [[Kosmische Geschwindigkeiten|Fluchtgeschwindigkeit]] beschleunigt wurden. Die Bahnexzentrizität könnte sich durch Resonanzen zwischen den Komponenten des Doppelsternsystems und dem Staubring bilden, wobei Energie in den Ring gepumpt wird und auf die Umlaufbahnen zurückwirkt.<ref>{{Literatur |Autor=Tyl Dermine, Robert G. Izzard, Alain Jorissen, and Hans Van Winckel |Titel=Post-AGB Stars with Circumbinary Discs |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1203.6471v1}}</ref>

== Später thermischer Puls ==
Sternentwicklungsrechnungen lassen erwarten, dass circa ein Viertel aller Post-AGB-Sterne einen letzten thermischen Puls durchlaufen. Da in dieser Entwicklungsphase die Atmosphäre des Sterns nur noch über eine Masse von einem hundertstel Sonnenmassen verfügt, führt das explosive Zünden des [[Heliumbrennen]]s zu einer raschen Expansion der Hülle des Sterns. Der Durchmesser schwillt wieder auf Werte vergleichbar dem eines [[Roter Riese|Roten Riesen]] an und die Temperatur sinkt auf Werte von 3000 [[Kelvin|K]] ab. Im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] wandert der Post-AGB-Stern aus dem Bereich der Zentralsterne [[Planetarischer Nebel]] zum Roten Riesenast in einem Zeitraum von einigen Jahren bis Jahrzehnten. Diese rasche Entwicklung wird als '''wiedergeborener Stern''' (engl. born again star) bezeichnet.<ref>{{Literatur |Autor=Herbert H. B. Lau, Orsola De Marco, X. W. Liu |Titel=V605 Aquilae: a born again star, a nova or both? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1009.3138}}</ref>

Neben der Wandlung zu einem Roten Riesen zeigen die Entwicklungsrechnungen einen Anstieg des Anteils von Kohlenstoff und anderer Elemente aus dem [[s-Prozess]] als Folge des Helium-Flash in der Atmosphäre der wiedergeborenen Sterne. Zu diesem Stadium der Sternentwicklung werden die [[Veränderlicher Stern|Veränderlichen]] V605 Aquilae, FG Sagittae und V4334 Sagittarii (Sakurais Objekt) gezählt. Sie sind innerhalb von Jahren oder Jahrzehnten einmal quer durch das Hertzsprung-Russell-Diagramm gewandert, haben sich von einem blauen Objekt in einem Roten Riesen gewandelt und liegen in einem Planetarischen Nebel, der sich während der letzten Phase auf dem asymptotischen Riesenast gebildet hat. Der hohe Kohlenstoffgehalt in ihren Atmosphären führt zu tiefen Minima wie bei den [[R-Coronae-Borealis-Stern]]en.<ref>{{Literatur |Autor=Falk Herwig |Titel=Modeling the evolution of Sakurai's Object |Sammelwerk=Astrophysics and Space Science |Band=279 |Datum=2002 |Seiten=103–113 |DOI=10.1023/A:1014660325834}}</ref> Da das Heliumbrennen schnell wieder erlischt, wandert der Stern nach dem durch den [[Strahlungsdruck]] bedingten Verlust seiner Atmosphäre zurück in den Bereich der Zentralsterne Planetarischer Nebel innerhalb einiger hundert Jahre. Die wasserstoffarme Atmosphäre wird als [[Wolf-Rayet-Stern]] klassifiziert und die 10 % der [[Wolf-Rayet-Stern#Zentralsterne mit Planetarischem Nebel|Zentralsterne Planetarischer Nebel]] mit einem [[Spektralklasse|Spektraltyp]] WN oder WC werden als die Nachfolger von wiedergeborenen Sternen angesehen.<ref>{{Literatur |Autor=M. Asplund, D. L. Lambert, T. Kipper, D. Pollacco, M. D. Shetrone |Titel=The rapid evolution of the born-again giant Sakurai's object |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=343 |Datum=1999 |Seiten=507–518}}</ref>

== Diffusionsinduzierte Nova ==
Während es beim späten thermischen Puls zu einem erneuten Zünden des [[Heliumbrennen]]s in einem [[Helium-Blitz]] kommt, kann in der Post-AGB-Phase auch das [[Wasserstoffbrennen]] nach dem [[CNO-Zyklus]] erneut zünden. Auf der Abkühlbahn vom AGB zum [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]] trennen sich die chemischen Elemente mittels gravitativer Trennung auf. Es entsteht eine wasserstoffreiche äußere Atmosphäre, eine heliumreiche Mittelschicht und darunter eine Schicht mit den Elementen, die beim Heliumbrennen entstanden sind. Dies sind insbesondere Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O). Zu einer diffusionsinduzierten Nova kann es kommen, wenn ein später thermischer Puls die Dicke der Heliumschicht stark reduziert hat und beim Abkühlen des Weißen Zwerges mittels [[Konvektion]] Wasserstoff aus der äußeren Atmosphäre in die CNO-Schicht gemischt wird. Aufgrund der hohen Dichte reichen die Temperaturen zu einem erneuten Zünden des Wasserstoffbrennens und es entsteht wie beim späten thermischen Puls erneut ein später Riese. Simulationsrechnungen zeigen das Wandern des Sterns im Hertzsprung-Russell-Diagramm innerhalb von einem Jahrzehnt von einem Weißen Zwerg zu einem gelben Überriesen. Eine diffusionsinduzierte Nova unterscheidet sich von einem späten thermischen Puls durch das Fehlen eines Planetarischen Nebels und einem Ausstoß von wasserstoffreicher Materie. Die seltsame langsame Nova CK Vul gilt als Kandidat für eine diffusionsinduzierte Nova.<ref>{{Literatur |Autor=Marcelo M. Miller Bertolami, Leandro G. Althaus, Carlos Olano, Noelia Jimenez |Titel=The diffusion-induced nova scenario. CK Vul and PB 8 as possible observational counterparts |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1103.5455}}</ref>

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Veränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Roter Riese]]

AGB-Stern - Versionsgeschichte

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