mini|hochkant=1.5|Der symbiotische Stern SS Leporis (17 Lep), aufgenommen vom VLT Interferometer unter Verwendung von PIONIER. Die Aufnahmen wurden nachträglich entsprechend den bekannten Sterntemperaturen eingefärbt. Ein symbiotischer Stern ist ein wechselwirkendes Doppelsternsystem bestehend aus einem Roten Riesen und einem heißen blauen Begleiter, häufig ein Weißer Zwerg, eingebettet in einem ionisierten Nebel.
Charakteristisch für symbiotische Sterne ist, dass sich das Spektrum aus einem Emissions- und einem Absorptionsspektrum zusammensetzt. Wie bei den kataklysmisch Veränderlichen kommt es zum Materieübertritt zum heißen Begleiter, im Gegensatz zu diesen sind die beiden Sterne aber weiter voneinander entfernt, so dass es meist nicht zu einem Materietransfer über die Roche-Grenze kommt, sondern nur zu Windakkretion.
Die Bezeichnung „symbiotischer Stern“ geht auf Paul W. Merrill zurück.Hans-Ulrich Keller: Kompendium der Astronomie. Kosmos, Stuttgart 2008, ISBN 978-3-440-11289-2, S. 205.
Symbiotische Sterne, die nicht die notwendigen Gegebenheiten für eine permanente thermonukleare Reaktion erreichen und bei denen es in unregelmäßigen Abständen zur explosiven Verbrennung der akkretierten Materie kommt, werden als symbiotische Novae bezeichnet.
Definition Es gibt zahlreiche Definitionen für die Klasse der symbiotischen Sterne. Die älteste und immer noch gebräuchliche beruht auf den Eigenschaften des zusammengesetzten optischen Spektrums:S. J. Kenyon: The symbiotic stars Cambridge Univ. Press, Cambridge 2009, ISBN 978-0-521-09331-6. Das Spektrum zeigt die Eigenschaften eines späten Riesen mit den Spektralklassen G, K oder M, die weder zu einem Hauptreihenstern noch zu einem Überriesen gehören. Zu diesen Eigenschaften gehören die Absorptionslinien des Ca I, Ca II, Na I, Fe I, H2O, CN, CO, TiO, VO und weitere. Daneben zeigt das Sternspektrum Emissionslinien des Wasserstoffs oder Heliums sowie entweder weitere Emissionslinien mit einer Ionisierungsenergie von mehr als 20 eV (z. B. O III) oder ein A-F-Kontinuum mit Absorptionslinien einfach ionisierter Metalle.
Der General Catalogue of Variable Stars definiert symbiotische Sterne als Z-And-Sterne. Dabei handelt es sich um enge Doppelsterne bestehend aus einem heißen Stern, einem Stern mit einem späten Spektrum und einer von dem heißen Stern angeregten ausgedehnten Hülle. Die Helligkeitsänderungen erreichen bis zu 4 mag. Die Klasse der symbiotischen Sterne wird sehr heterogen beschrieben. Dort werden etwa 50 Sterne in die Klasse ZAND eingeteilt was in etwa 0,1 % aller Sterne in diesem Katalog entspricht.
Abweichend beschreibt Joanna Mikolajewska symbiotische Sterne als wechselwirkende Doppelsterne bestehend aus einem entwickelten Riesen (einem Roten Riesen oder einem Mirastern), welcher Masse zu einem heißen und leuchtkräftigen Weißen Zwerg transferiert.
Unterteilungen Die heterogene Gruppe der symbiotischen Sterne wird nach diversen Kriterien unterteilt. Infrarotspektrum Im Infraroten werden unterschieden: S-Systeme, die etwa 80 % der symbiotischen Sterne ausmachen und im infraroten Spektrum nur eine stellare Photosphäre mit einer effektiven Temperatur von 3000 bis 4000 K zeigen D-Systeme, die neben dem stark geröteten Spektrum eines Mirasterns Anzeichen für eine circa 1000 K warme Staubhülle zeigen D'-Systeme, die im Unterschied zu D-Systemen keinen Mirastern, sondern einen F- bis K-Riesen beherbergen
Nach dem heißen blauen Begleiter Der heiße blaue Begleiter des Roten Riesen, der die ionisierende Strahlung freisetzt, kann dabei folgender Art sein: Hauptreihenstern, wie im Fall von SS Lep ein Weißer Zwerg, wie bei der Mehrzahl der symbiotischen Sterne der Fall ein Neutronenstern, wie bei GX1+4=V2116 Oph. Die ionisierende Strahlung und die Emissionslinien werden durch eine Akkretionsscheibe um den Neutronenstern verursacht. Der verwandte Begriff Symbiotischer Röntgendoppelstern beschreibt dagegen einen Röntgendoppelstern geringer Masse, dessen Begleiter ein Roter oder Gelber Riese ist, unabhängig von der Anwesenheit von Emissionslinien im optischen Spektrum.
Nach Art der Akkretion Bei dieser Klassifizierung wird unterschieden, auf welche Weise dem blauen Begleiter vom Roten Riesen Materie zugeführt wird.S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4. Windakkretion. Bei der auch als Bondi-Hoyle-Akkretion bezeichneten Akkretion sammelt der blaue Begleiter Materie mit Hilfe seiner Gravitation aus dem ungerichtet vom Roten Riesen abgegebenen Sternwind. Dies ist bei den meisten symbiotischen Sternen der Fall. Fluss über die Roche-Grenze. In einem Doppelsternsystem gibt es einen maximalen Radius, den der Rote Riese einnehmen kann. Expandiert der Stern über diese Grenze hinaus, so fließt Materie über den inneren Lagrange-Punkt zu dem Begleiter. Der dabei mögliche Massenfluss ist erheblich größer als bei Windakkretion. Nach Art des Wasserstoffbrennens Der akkretierte Wasserstoff und möglicherweise auch das Helium kann auf der Oberfläche des Weißen Zwerges oder in dem Hauptreihenstern annähernd permanent verbrennen. Wird dabei nicht die notwendige Temperatur, Druck und Materiefluss für eine permanente Verbrennung erreicht, so kommt es zu einer explosiven Verbrennung, einem thermonuklearen Runaway. Solche Doppelsterne werden auch als symbiotische Novae bezeichnet.
Eigenschaften Veränderlichkeit Alle symbiotische Sterne gehören zu den veränderlichen Sternen. Die Helligkeitsänderungen können dabei verschiedenen Ursachen zugeordnet werden: Bedeckungsveränderlichkeit, wenn die helle blaue Komponente von der Erde aus sich hinter dem Roten Riesen befindet. Diese Form der Veränderlichkeit eignet sich zur Analyse der geometrischen Abmessungen des Doppelsternsystems. Reflexionseffekt. Die Strahlung des hellen blauen Begleiters heizt die ihm zugewandte Seite des Roten Riesen auf und führt zu einer Farb- und Helligkeitsänderung mit der Periode der Umlaufdauer. Veränderlichkeit durch die ellipsoide Form des Roten Riesen, die sich aufgrund der Nähe zum blauen Begleiter einstellt. Auch diese Veränderlichkeit ändert sich periodisch mit der Umlaufdauer des Doppelsternsystems und kann nur im Infraroten von den anderen Formen der Veränderlichkeit getrennt werden. Pulsationen des Roten Riesen, die entweder halbregelmäßig oder annähernd regelmäßig im Falle der Mirasterne erfolgen. Die Helligkeitsänderungen erfolgen in Zeiträumen von Monaten bis Jahren Die Rotationsperiode des Roten Riesen kann die Lichtkurve über Sternflecken bzw. die veränderliche Intensität des Ausströmens von Materie entlang von Störungen des Magnetfeldes modulieren Minima durch die Absorption von Licht nach der Entstehung von Staub aus ausgestossener Materie wie bei R-Coronae-Borealis-Sternen Flickering mit Amplituden von bis zu 0,5 mag innerhalb von Minuten. Das Flickering scheint nur bei symbiotischen Sternen mit Fluss über die Roche-Grenze aufzutreten Quasiperiodische Oszillationen, die wahrscheinlich den Zwergnovaoszillationen ähnlich sind ein periodisches Signal aufgrund der Rotation des Weißen Zwerges und des Einfalls von Materie entlang den magnetischen Feldlinien des Weißen Zwerges. Die Periode liegt in der Größenordnung von 10 Minuten Normale Ausbrüche vom Typ Z And. Diese Ausbrüche dauern Monate bis Jahre und zeigen einen Anstieg der Helligkeit bis zu 4 mag im Ultravioletten. Dabei bleibt die bolometrische Helligkeit beinahe konstant, wobei es aber zu einem Abfall der effektiven Temperatur des blauen Begleiters von 100.000 auf 10.000 K kommt. Symbiotische Novaausbrüche mit Helligkeitsänderungen von bis zu 10 mag innerhalb von Tagen bis Jahrzehnten
Komponente Roter Riese Der Spektraltyp der Roten Riesen in symbiotischen Doppelsternsystemen liegt meist zwischen M3 und M7. Dies ist ein sehr später Spektraltyp im Vergleich zum allgemeinen galaktischen Feld für Rote Riesen. Weiterhin zeigen die Roten Riesen im Mittel einen starken Sternwind. Er wurde durch Radiobeobachtungen auf mehr als 10−7 Sonnenmassen pro Jahr bestimmt. Ein starker Sternwind ist Voraussetzung für eine ausreichende Akkretion auf den blauen Begleiter und deshalb ein Selektionseffekt. Mit dem Sternwind sind rund um symbiotische Sterne auch häufig stellare Maser wie bei den OH/IR-Sternen beobachtet worden. Dabei handelt es sich um Linien des OH, SiO, H2O und CO. Im Fall der symbiotischen Nova V407 Cygni war es möglich, die Entstehung der Maserstrahlung detailliert zu untersuchen, da die kinetische Energie der ausgestoßenen Hülle beim Novaausbruch den Maser, der einen gleichmäßigen Sternwind benötigt, unterbrochen hat. Aber schon drei Monate später war der Sternwind des Mirasterns soweit wiederhergestellt, dass ein stellarer Maser wieder nachgewiesen werden konnte.
Bei der sehr heterogenen Struktur der symbiotischen Sterne ist es nicht überraschend, dass nicht unbedingt ein Roter Riese im Doppelsternsystem vorhanden sein muss. Bei dem masseverlierenden Begleiter kann es sich auch um Gelbe Riesen mit den Spektraltypen G-K oder um Kohlenstoffsterne wie bei IPHAS J205836.43+503307.2 handeln.
Komponente blauer Begleiter Der blaue Begleiter in einem symbiotischen Doppelsternsystem zeigt im Ultraviolett häufig eine Temperatur von mehr als 100.000 K bei 100- bis 1000facher Sonnenleuchtkraft. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm überlappt sich die Position der Zentralsterne von planetarischen Nebeln mit denen von symbiotischen Sternen. Die hohe Leuchtkraft kann nicht nur eine Folge von Akkretion auf den Weißen Zwerg sein, da dies eine Akkretionsrate von mindestens 10−6 Sonnenmassen pro Jahr erfordern würde. Diese wäre höher als der gesamte ungerichtete Sternwind vom Roten Riesen. Daher ist die hohe Leuchtkraft wahrscheinlich die Folge eines permanenten Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche des Weißen Zwergs. Die Leuchtkraft der Akkretionsscheibe dürfte nur eine untergeordnete Rolle spielen, mit Ausnahme von symbiotischen Sternen mit einem Neutronenstern. Eine weitere Ausnahme sind wahrscheinlich symbiotische Sterne mit einem massenreichen Weißen Zwerg als blauem Begleiter. Bei einer Masse nahe der Chandrasekhar-Grenze kann harte Röntgenstrahlung sowie Flickering mit einer großen Amplitude im Ruhelicht nachgewiesen werden. Beide Phänomene werden auf Schwankungen in der Akkretionsrate zurückgeführt und sind direkt eine Folge der bei der Akkretion freiwerdenden potentiellen Energie. Der blaue Begleiter ist auch die Quelle der klassischen Z-And-Ausbrüche und der Novaausbrüche.
Die in einer Akkretionsscheibe gespeicherte Masse dürfte zwischen 10−5 und 10−3 Sonnenmassen betragen. Davon fallen zwischen 50 und 80 % auf den Weißen Zwerg, während der Rest über einen Wind senkrecht von der Akkretionsscheibe abfließt. Insgesamt dürften die Weißen Zwerge in der einige Millionen Jahre andauernden symbiotischen Phase nur 0,1 Sonnenmassen akkretieren, wobei diese Materie zu einem nicht unerheblichen Anteil über Novaausbrüche wieder in den interstellaren Raum ausgestoßen wird.
Orbitale Parameter