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[[Datei:RYSgr lightcurve.png|400px|mini|Typische [[Lichtkurve]] eines R-Coronae-Borealis-Sterns, hier von RY Sagittarii im Zeitraum 1988–2015]]
'''R-Coronae-Borealis-Sterne''' (nach ihrem Prototyp [[R Coronae Borealis]]; [[General Catalogue of Variable Stars|GCVS]]-Systematikkürzel: '''RCB''') sind Sterne, deren [[Helligkeit]] in unregelmäßigen Abständen stark abnimmt.

R Coronae Borealis-Sterne gehören zur [[Sternklasse|Klasse]] der [[Eruptiv veränderlicher Stern|eruptiv Veränderlichen]]. Sie sind [[wasserstoff]]<nowiki />arme [[Roter Überriese|gelbe Überriesen]] der [[Spektraltyp]]en F oder G mit einer [[kohlenstoff]]<nowiki />reichen [[Sternatmosphäre|Atmosphäre]]. Die Helligkeitsabfälle sind wahrscheinlich auf [[Ruß]]<nowiki />wolken zurückzuführen, die in unregelmäßigen Zeitabständen ausgestoßen werden und die [[Photosphäre]] des Sterns verdecken.

== Eigenschaften ==
=== Spektrum ===
R-Coronae-Borealis-Sterne sind gelbe [[Überriesenstern|Überriesen]] der Spektralklasse F oder G mit [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeiten]] zwischen −3,5 und −5 MV bei einer [[Effektive Temperatur|effektiven Temperatur]] von 5.000 bis 7.000 [[Kelvin|K]]. Weiterhin wird eine extreme Unterhäufigkeit von [[Wasserstoff]] um einen Faktor 100 beobachtet (1 % im Gegensatz zu 90 % bei der [[Sonne]], gemessen nach der Anzahl der Atome). Ihre Atmosphären bestehen zu 98 % aus Helium. Gegenüber der solaren Zusammensetzung stark angereichert sind Kohlenstoff, [[Natrium]], [[Schwefel]], [[Silizium]], [[Stickstoff]], [[Nickel]] und [[Chemisches Element|Elemente]], die im [[s-Prozess]] gebildet werden. Auch die [[Isotopenverhältnis]]se vieler Elemente weichen erheblich von denen aller anderen [[Sternklasse]]n ab. Einige RCB-Sterne zeigen Anzeichen von [[Lithium]] in ihren Atmosphären. Da Lithium durch [[Thermonukleare Reaktion|thermonukleare Reaktionen]] bereits bei niedrigen Temperaturen zerstört wird, kann es erst vor kurzer Zeit synthetisiert worden sein.<ref>{{Literatur |Autor=Jan. E. Staff, Athira Menon, Falk Herwig, Wesley Even, Chris L. Fryer, Patrick M. Motl, Tom Geballe, Marco Pignatari, Geoffrey C. Clayton, Joel E. Tohline |Titel=Do R Coronae Borealis Stars Form from Double White Dwarf Mergers? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.0732}}</ref>

RCB-Sterne sind Einzelsterne, und während der tiefen Minima treten keine grundsätzlichen Änderungen im Spektrum auf. Vor und am Anfang der Minima treten [[Blauverschiebung|blauverschobene]] [[Absorptionslinie]]n mit einer Geschwindigkeit von bis zu −400 km/s auf, die als stark beschleunigter Masseausstoß interpretiert werden. Diese Linien können über einen Zeitraum von drei Monaten nachgewiesen werden und werden als beschleunigter Staub interpretiert, der über [[Stoß (Physik)|Stöße]] auch das Gas beschleunigt. Während der Minima werden [[Emissionslinie]]n sichtbar und verschwinden teilweise wieder. Dies spiegelt eine zeitliche Reihenfolge wider, bei der Emissionslinien umso später aus dem [[Emissionsspektrum|Spektrum]] verschwinden, je weiter ihr Ursprungsort vom Stern entfernt liegt.<ref>{{Literatur |Autor=Geofrey C. Clayton et al |Titel=Variable Winds and Dust Formation in R Coronae Borealis Stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1305.5047v1}}</ref>

Daneben gibt es noch eine kleine Gruppe von ''heißen'' R-Coronae-Borealis-Sternen, zu denen in der [[Milchstraße]] V348 Sgr, MV Sgr und DY Cen gehören. Ihre Spektren sind mit einem [[Massenanteil]] von unter vier Prozent ebenfalls wasserstoffarm, und sie zeigen ebenfalls einen [[Infrarotexzess]] aufgrund einer ausgedehnten Staubhülle, jedoch liegt ihre effektive Temperatur zwischen 15.000 und 20.000 K.<ref>{{Literatur |Autor=Geofrey C. Clayton et al. |Titel=The Dust Properties of Two Hot R Coronae Borealis Stars and a Wolf-Rayet Central Star of a Planetary Nebula: in Search of a Possible Link |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1106.0563v1}}</ref>

''Extrem kühle'' RCB-Sterne mit einer effektiven Oberflächentemperatur von ca. 3500 K werden nach dem Prototyp [[DY Persei]] als DY-Persei-Sterne bezeichnet. Ihre Spektren sind ebenfalls wasserstoffarm und kohlenstoffreich, aber sie zeigen einen langsamen und [[Symmetrie (Geometrie)|symmetrischen]] Lichtwechsel. Die zirkumstellare Hülle der DY-Per-Sterne ist sowohl wärmer als auch lichtschwächer als bei den RCB-Sternen. Sie zeigen eine normale Häufigkeit des Kohlenstoff[[isotop]]s C13, während eine starke Unterhäufigkeit oder vollständige Abwesenheit ein Kennzeichen der RCB-Sterne ist. Daneben sind DY-Per-Sterne nur ein Zehntel so leuchtkräftig wie normale RCB-Sterne. Daher könnte es sich auch um normale [[Kohlenstoffstern]]e handeln, die gelegentlich aufgrund eines Ausstoßes einer Staubwolke Minima durchlaufen, ohne in einer Entwicklungssequenz mit den R-Coronae-Borealis-Sternen zu stehen.<ref>{{Literatur |Autor=P. Tisserand et al |Titel=New Magellanic Cloud R Coronae Borealis and DY Per type stars from the EROS-2 database: the connection between RCBs, DYPers and ordinary carbon stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2009 |arXiv=0905.3224v1}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=A. A. Miller, J. W. Richards, J. S. Bloom, S. B. Cenko, J. M. Silverman, D. L. Starr, K. G. Stassun |Titel=Discovery of Bright Galactic R Coronae Borealis and DY Persei Variables: Rare Gems Mined from ASAS |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.4181}}</ref>

=== Lichtwechsel ===
R Coronae Borealis-Sterne zeigen Helligkeitsabfälle von bis zu 8 [[Scheinbare Helligkeit|mag]]. Dabei ist der Zeitpunkt eines Minimums ebenso wenig vorhersagbar wie seine Tiefe. Der Abfall aus dem Normallicht ist steil mit 3 bis 6 mag in 50 Tagen. Der folgende Anstieg kann ebenso schnell sein wie der Abfall oder auch erheblich langsamer, er kann mit neuen Helligkeitseinbrüchen überlagert sein. Der mittlere Abstand zwischen Minima beträgt ungefähr 1100 Tage. Während der Minima nimmt ein RCB-Stern eine rote Farbe an, was als Anzeichen für eine [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] gedeutet wird.

Im Normallicht zeigen alle R Coronae Borealis-Sterne zusätzlich halbregelmäßige Helligkeitsänderungen mit einer [[Amplitude]] von einigen Zehntel Magnitudine und [[Periode (Physik)|Perioden]] zwischen 40 und 100 Tagen; im [[Infrarot]]en, wo der Staub [[Opazität|opak]] ist, kann diese halbregelmäßige [[Veränderlicher Stern|Veränderlichkeit]] auch in den tiefen Minima beobachtet werden. In den meisten Fällen, wenn nicht allen, ist der halbregelmäßige Lichtwechsel eine Folge von [[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsationen]].

Bei einigen RCB-Sternen wurde eine [[Korrelation]] zwischen der [[Phase (Schwingung)|Phase]] des halbregelmäßigen Lichtwechsels und dem Beginn des tiefen Helligkeitsabfalls gefunden. Daher wird spekuliert, dass die Pulsationen den Ausstoß von Materie auslösen könnten.<ref>{{Literatur |Autor=Lisa A. Crause, Warrick A. Lawson, Arne A. Henden |Titel=Pulsation–decline relationships in R Coronae Borealis stars |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=375 |Datum=2007 |Seiten=301–306 |DOI=10.1111/j.1365-2966.2006.11299.x}}</ref>

==== Ursache der Veränderlichkeit ====
Ein Helligkeitsminimum des Sterns ist die Folge eines Ausstoßes von Materie, die in einiger Entfernung zu [[Staub]] [[Kondensation|kondensiert]]. Dieser verdeckt den Stern in unserer Sichtlinie. Diese Annahme wird unterstützt durch Messungen, die zeigen, dass die [[Polarisation]] zu Beginn der Minima zunimmt. Im weiteren Verlauf beschleunigt der [[Strahlungsdruck]] den Staub und transportiert ihn in den [[Interstellarer Raum|interstellaren Raum]]. Eine ausgestoßene [[Wolke]] umhüllt nicht den ganzen Stern, sondern überdeckt nur einen kleinen [[Raumwinkel]]. Daher ist die Variation der [[Helligkeit]] im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] nicht mit den Minima im Optischen [[Korrelation|korreliert]].

In welchem Abstand vom R-Coronae-Borealis-Stern der Staub kondensiert, ist offen; Beobachtungen legen eine Entfernung von nur zwei Sternradien nah, allerdings ist die [[Temperatur]] dort zu hoch für die Kondensation von [[Graphit]]<nowiki />teilchen. Zur Staubbildung geeignet sind die Bedingungen erst in 20 Sternradien.

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell lediglich knapp 50 Sterne mit dem Kürzel ''RCB'', womit etwa 0,1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der R-Coronae-Borealis-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability |werk=Sternberg Astronomical Institute, Moscow |sprache=en |abruf=2019-08-04}}</ref>

== Staub um R Coronae Borealis-Sterne ==
Etwa ein Drittel der optischen Strahlung wird vom zirkumstellaren Staub [[Absorption (Physik)|absorbiert]] und im Infraroten wieder emittiert. Die Infrarotstrahlung ist in erster Näherung die Strahlung zweier [[schwarzer Körper]] mit Temperaturen von 400 bis 900 [[Kelvin]] sowie von 30 bis 100 K. Während die wärmere Temperatur den Staubwolken zugeschrieben wird, die auch die tiefen Helligkeitsminima verursachen, liegt die kühlere Komponente in großem Abstand vom RCB-Stern; dabei könnte es sich um kondensierte Bestandteile vom [[Sternwind]] des Vorläufersterns handeln.

Da sich der [[Extinktionskoeffizient]] bei RCB-Sternen vom Extinktionskoeffizienten der [[Interstellare Materie|interstellaren Materie]] unterscheidet, liegt eine andere Zusammensetzung vor. Vermutlich handelt es sich beim Staub der RCB-Sterne überwiegend um [[glas]]<nowiki />artige oder [[Amorphes Material|amorphe]] [[Graphit]]<nowiki />teilchen. Laut [[Polarimetrie|polarimetrischen Messungen]] beim Prototyp R CrB liegt der Staub verteilt in drei Komponenten vor:
* in einem [[diffuses Licht|diffusen]] [[Halo (Astronomie)|Halo]]
* in Wolken, die bis zu ihrer Auflösung eine Lebensdauer von einigen Jahrzehnten haben können
* in kleinen Wolkenfetzen.
Die Wolken haben keine bevorzugte Richtung und sind zufällig um den Stern verteilt. In ihnen können aufgrund der höheren [[Dichte]] Graphitteilchen mit einem größeren Durchmesser heranwachsen als im Halo, wo bei der Staubbildung Moleküle aus dem Sternwind kondensieren.<ref>{{Literatur |Autor=S. V. Jeffers et al. |Titel=Direct imaging of a massive dust cloud around R CrB |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1203.1265v1}}</ref>

Weiterhin sind im infraroten Spektrum bei DY Cen und V854 Cen [[Polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe|polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe]] sowie einfache [[Buckminster-Fulleren]]e (C60) nachgewiesen worden.<ref>{{Literatur |Autor=D. A. Garcıa-Hernandez, N. Kameswara Rao, David L. Lambert |Titel=Dust around R Coronae Borealis stars: I. Spitzer/IRS observations |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1107.1185v1}}</ref>

== Entwicklung ==
R Coronae Borealis-Sterne sind selten. Trotz einer hohen [[Entdeckungswahrscheinlichkeit]] aufgrund der großen Amplitude des Lichtwechsels sind nur etwa 100 RCBs bekannt, und in der gesamten [[Milchstraße]] dürfte ihre Anzahl weniger als 1000 betragen. Sie stellen daher entweder einen seltenen Ablauf in der [[Sternentwicklung]] dar, oder diese Phase ist sehr kurzlebig. Weiterhin sind sie alt und von einer im Infraroten nachweisbaren Staubhülle umgeben. Diese muss 100.000 Jahre vor dem RCB-Stadium abgestoßen worden sein. Aus den Pulsationen wurde auf eine Masse von 0,7 bis 0,8 [[Sonnenmasse]]n geschlossen.

Zur Entstehung der R Coronae Borealis-Sterne werden vier [[Hypothese]]n diskutiert:
* Beim finalen [[Helium-Blitz|Heliumblitz]] handelt es sich um das letzte Aufbäumen eines einzelnen [[Weißer Zwerg|weißen Zwerges]] vor dem endgültigen Abkühlen. Demnach zündet die [[helium]]<nowiki />reiche Schicht des weißen Zwerges noch einmal, und die äußere Hülle bläht sich auf. Dieser auch als [[AGB-Stern #Später thermischer Puls|später thermischer Puls]] bezeichnete Vorgang wurde bereits mehrfach bei [[V605 Aquilae]], [[FG Sagittae]] und [[V4334 Sagittarii]] (Sakurais Objekt) beobachtet. Diese Sterne zeigten aber nur kurzfristig Staubminima und haben sich (noch) nicht in einen RCB-Stern entwickelt.
* Der Überriese entsteht beim Verschmelzen zweier weißer Zwerge eines ehemaligen [[Doppelsternsystem]]s, eines Helium- und eines Kohlenstoff-[[Sauerstoff]]-Weißen Zwerges. Vorher haben sich die beiden weißen Zwerge unter Abstrahlung von [[Gravitationswelle]]n angenähert. Der massenärmere Stern ist zerrissen worden, ein Teil von ihm dient als Brennmaterial für eine [[Drei-Alpha-Prozess|heliumbrennende]] Schicht; der andere Teil des zerrissenen Begleiters bildet die Hülle des Überriesen. Diese Hypothese wird unterstützt durch die [[Häufigkeit]] von 18O und [[Fluor]] in den Atmosphären von RCB-Sternen.<ref>{{Literatur |Autor=P. Tisserand, L. Wyrzykowski, P.R. Wood, A. Udalski, M.K. Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, I. Soszyński, O. Szewczyk, K. Ulaczyk, R. Poleski |Titel=New R Coronae Borealis stars discovered in OGLE-III Galactic Bulge fields from their mid- and near- infrared properties |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics, vol. 529, A118 |Datum=2011}}</ref>

:Ein solches enges Paar zweier Weißer Zwerge, dass innerhalb der [[Hubble-Zeit]] zu einem Überriesen verschmelzen kann, entsteht, wenn zweimal eine [[Common-Envelope-Phase]] durchlaufen wird. Hierbei zieht jeweils der Begleitstern ''innerhalb'' der Atmosphäre eines entwickelten [[Roter Riese|Roten Riesen]] seine Bahn. Durch die dabei auftretende [[Reibung]] wird effektiv [[Bewegungsenergie]] abgebaut.<ref>{{Literatur |Autor=Richard Longland, Pablo Loren-Aguilar, Jordi Jose, Enrique Garcıa-Berro, Leandro G. Althaus |Titel=Lithium production in the merging of white dwarf stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1205.2538v1}}</ref>
* Verschmelzen zwei Helium-Weiße Zwerge, so sollte zunächst ein [[Heißer Unterzwerg|sdO-Unterzwerg]] entstehen. Simulationsrechnungen zeigen, dass es bei einigen der so entstandenen massereichen Unterzwerge zu einem Heliumbrennen in einer Hülle um den Kern kommt und der Stern sich in der Folge in einen Riesen des Spektraltyps B, A oder F entwickelt. Die chemische Zusammensetzung dieser so entstandenen Riesen entspricht der von R-Coronae-Borealis-Sternen und anderer extremer Heliumsterne.

:Dieser Entstehungsprozess ist nur für einige RCBs geringer Leuchtkraft relevant, bei denen [[Lithium]] gefunden wurde. Er liefert hierfür die Erklärung, dass es sich bei der Verschmelzung aus 3He gebildet haben könnte.<ref>{{Literatur |Autor=Xianfei Zhang and C. Simon Jeffery |Titel=Can RCrB stars form from the merger of two helium white dwarfs? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1208.3907}}</ref>
* DY Cen ist ein Doppelsternsystem mit einer [[Umlaufdauer]] von 39,6 Tagen und einer hohen [[Exzentrizität (Astronomie)|Bahnexzentrizität]]. Die [[Emissionslinie]]n im Spektrum werden als Anzeichen eines anhaltenden Massentransfers auf den RCB-Stern interpretiert. DY Cen könnte ein Beispiel für ein [[Common Envelope|Common-Envelope-System]] sein, in dem die beiden Sterne des Doppelsternsystems in einer gemeinsamen Hülle ihre Bahnen ziehen. Allerdings verfügt DY Cen über einen ungewöhnlich hohen Anteil an Wasserstoff und ist damit kein typischer RCB-Stern.<ref>{{Literatur |Autor=N. Kameswara Rao, David L. Lambert, D. A. Garcia-Hernandez, C. Simon Jeffery, Vincent M. Woolf, Barbara McArthur |Titel=The hot R Coronae Borealis star DY Centauri is a binary |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.4199}}</ref>

== Extreme Helium-Sterne ==
[[Extremer Heliumstern|Extreme Helium-Sterne]] (EHe) teilen viele Gemeinsamkeiten mit den R-Coronae-Borealis-Sternen. Ihnen fehlt jedoch der halbregelmäßige Lichtwechsel, die tiefen Minima und ein [[Infrarotexzess]] durch ausgestoßene Kohlenstoff-Wolken. Ihre Temperaturen liegen mit 9.000 bis 35.000 K höher als bei den RCBs. Weiterhin haben die EHe einen im Mittel um den Faktor 10 niedrigeren Anteil an Wasserstoff in ihren Atmosphären. Vermutlich sind EHe die Nachfolger der RCBs und entwickeln sich nach dem Verlust ihrer Atmosphäre weiter zu weißen Zwergen.

Dagegen entsprechen wasserstoffarme Kohlenstoffsterne (HdC nach dem englischen Begriff ''hydrogen deficient carbon stars'') in ihrer chemischen Zusammensetzung bei meist tieferen Temperaturen eher den RCBs. Wie die extremen Helium-Sterne zeigen sie keine tiefen Minima.<ref>{{Literatur |Autor=P. Tisserand |Titel=Tracking down R Coronae Borealis stars from their mid-infrared WISE colours |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1110.6579v1}}</ref>

== Staubinduzierte Minima bei anderen Veränderlichen Sternen ==
Minima, die durch Staubwolken in der Sichtlinie erzeugt sind, werden neben den R Coronae Borealis-Sternen bei folgenden [[Sternklasse]]n beobachtet:
* [[Population (Astronomie)|Population]] I WC9-Sterne
* [[Symbiotischer Stern|Symbiotische Sterne]]
* einige Zentralsterne [[planetarischer Nebel]] wie V651 Mon
* Als Folge eines [[AGB-Stern #Später thermischer Puls|späten thermischen Pulses]] kann eine stark mit Kohlenstoff angereicherte Atmosphäre entstehen wie bei Sakurais Objekt, FG Sge und V605 Aql
* möglicherweise bei [[AGB-Stern]]en mit langen sekundären Perioden.
Bei diesen Sternklassen sind entweder Pulsationen wie bei den R-Coronae-Borealis-Sternen oder Wind-Wind-Kollisionen in Doppelsternsystemen die Ursache für die Kondensation von Staub.

== Bekannte R Coronae Borealis-Sterne ==
* [[R Coronae Borealis|R CrB]]
* [[RY Sagittarius|RY Sgr]]
* [[SU Tauri|SU Tau]]
* [[Z Ursa minoris|Z UMi]]

== Literatur ==
* {{Literatur
|Autor=C G. C. Clayton
|Titel=The R Coronae Borealis Stars
|Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
|Band=108
|Datum=1996
|Seiten=225
|DOI=10.1086/133715}}
* {{Literatur
|Autor=[[Cuno Hoffmeister|C. Hoffmeister]], G. Richter, W. Wenzel
|Titel=Veränderliche Sterne
|Auflage=3
|Verlag=J.A. Barth
|Ort=Leipzig
|Datum=1990
|ISBN=3-335-00224-5}}
* {{Literatur
|Autor=J.R. Percy
|Titel=Understanding Variable Stars
|Verlag=Cambridge University Press
|Ort=Cambridge
|Datum=2007
|ISBN=978-0-521-23253-1}}
* {{Literatur
|Autor=B. Miszalski, J. Mikołajewska, J. Köppen, T. Rauch, A. Acker, M. Cohen, D. J. Frew, A. F. J. Moffat, Q. A. Parker, A. F. Jones, A. Udalski
|Titel=The influence of binarity on dust obscuration events in the planetary nebula M 2-29 and its analogues
|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics
|Datum=2011
|arXiv=1101.4959}}

== Weblinks ==
* [https://www.aavso.org/vsots_rcrb Variable Star of the Month January, 2000: R Coronae Borealis] (englisch)
* {{Webarchiv |url=http://www.aavso.org/images/LTRcrb.gif |text=Lichtkurven 1910–2000 von R Coronae Borealis |wayback=20110808192142}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{SORTIERUNG:Rcoronaeborealisstern}}
[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Eruptiv Veränderlichen Sterne]]

R-Coronae-Borealis-Stern - Versionsgeschichte

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