Wolf-Rayet-Stern

Wolf-Rayet-Sterne, in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne. Sie sind nach den französischen Astronomen Charles Wolf (1827–1918) und Georges Rayet (1839–1906) benannt.

Wolf-Rayet-Stern WR-124 mit umgebendem planetarischen Nebel M1-67 (Aufnahme des Hubble-Teleskops)

Eigenschaften

Die bislang gemessenen Massen der Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 10 und 256 Sonnenmassen^[1], obwohl ursprünglich eine theoretische Obergrenze bei etwa 150 Sonnenmassen erwartet wurde. Die Oberflächentemperatur liegt zwischen 30.000 und 120.000 Kelvin.^[2]

WR-Sterne stoßen große Mengen Materie in ihre Umgebung ab. Diese Sternwinde werden durch die Strahlung des Sterns auf bis zu 4000 km s⁻¹ beschleunigt^[3], was dem ansonsten kontinuierlichen Spektrum starke, sehr breite Emissionslinien überlagert. Ein WR-Stern kann bis zu 10⁻⁴ Sonnenmassen pro Jahr verlieren, also bis zu einer Sonnenmasse in 10.000 Jahren. Episodenweise kann die Massenverlustrate sogar noch auf ein Zehnfaches davon steigen.^[4]

Weiterhin entstehen WR-Sterne in engen Doppelsternsystemen. Beginnt ein massenreicher Stern sich von der Hauptreihe weg zu bewegen und dehnt sich dabei aus, so kann er die Roche-Grenze überschreiten. Dabei ist die äußere Atmosphäre nicht mehr an den Stern gebunden und kann abströmen. Die weitere Entwicklung des Sterns führt zu einer weiteren Expansion und die äußeren Schichten gehen verloren. Zurück bleibt ein WR-Stern mit einer spektralen Signatur, die die thermonuklearen Reaktionen des Wasserstoffbrennens und/oder Heliumbrennens im ehemaligen Kern zeigt. Das bekannteste Beispiel für einen WR-Stern in einem Doppelsternsystem ist V444 Cygni^[5].

Einteilung

Wolf-Rayet-Sterne werden in zwei Hauptkategorien eingeteilt^[6][7][8] (Benennung nach dem überwiegenden Element der Emissionslinien; Reihenfolge gilt auch für die zeitliche Entwicklung, s. u.):

• Der WN-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien des Heliums und mehrfach ionisierten Stickstoffs.
• Der WC-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien des Sauerstoffs und mehrfach ionisierten Kohlenstoffs. WO-Sterne stellen eine Erweiterung des WC-Typs dar und sind sehr selten; bei ihnen dominieren die Sauerstofflinien.

Diese Elemente stammen aus der Nukleosynthese des Wolf-Rayet-Sterns, die sichtbar werden, wenn er seine wasserstoffreiche Atmosphäre abbläst.

Entwicklung

Die typische Entwicklung eines Wolf-Rayet-Sterns hängt von der Anfangsmasse des ursprünglichen Sterns ab. Dabei ist zu beachten, dass bereits während der Entwicklung zum Wolf-Rayet-Stern Massenverlust stattfindet, so dass die Massen der WR-Sterne deutlich niedriger als die Anfangsmassen sein können.

M☉	Entwicklungsweg
> 75	O-Stern → WN (wasserstoffreich) → LBV → WN (wasserstoffarm) → WC → SN Ic
40 – 75	O-Stern → LBV → WN (wasserstoffarm) → WC → SN Ic
< 40	O-Stern → LBV oder Roter Überriese → WN (wasserstoffarm) → SN Ib

Zentralsterne mit Planetarischem Nebel

Aufgrund morphologischer Ähnlichkeiten des Spektrums (starke und breite Emissionslinien) werden auch etwa 10 % der Zentralsterne planetarischer Nebel als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet.^[9] Es handelt sich hierbei um masseärmere Sterne (etwa 0,6 Sonnenmassen, Anfangsmassen unter 8 Sonnenmassen) mit einer wasserstoffarmen Atmosphäre.

Um Konfusion zu vermeiden, hat sich für diese Objekte die engl. Abkürzung WR-CSPN (Wolf-Rayet - Central Star with Planetary Nebula) bzw. [WC] (mit eckigen Klammern), gelegentlich auch [WR], durchgesetzt.

Es wird vermutet, dass [WR]-CSPN aus Post-AGB-Sternen durch einen Helium-Flash entstehen, bei dem der Großteil des Wasserstoffs im Stern nach unten gemischt und dort verbrannt wird. Die zurückbleibende Atmosphäre besteht im Wesentlichen aus Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff. Der Stern entwickelt sich nun zu einem weißen Zwerg.

Die Massenverlustraten infolge des starken Sternwindes liegen bei etwa 10⁻⁷ bis 10⁻⁵ Sonnenmassen pro Jahr und damit etwa 10- bis 100-mal höher als bei normalen, wasserstoffreichen Zentralsternen. Bis jetzt sind noch keine [WC]-Sterne zweifelsfrei nachgewiesen worden, und es stellt sich auch hier die Frage nach dem Mechanismus des Massenverlustes.

Interessanterweise haben Beobachtungen planetarischer Nebel keinen systematischen Unterschied zwischen solchen gewöhnlicher und wasserstoffarmer (WR-)Zentralsterne ergeben. Dies lässt vermuten, dass die Entwicklung zum wasserstoffarmen Zentralstern zufallsbedingt ist.

Beispiele

• γ Velorum im Sternbild Segel des Schiffs, mit bloßem Auge sichtbar, Typ WC
• WR 102ka, auch Pfingstrosennebel-Stern genannt, zur Zeit zweithellster Stern der Milchstraße
• WR 124 mit planetarischem Nebel M1-67 (→ Beispielbild oben und Abschnitt unten).
• NGC300 X–1: Wolf-Rayet/Schwarzes Loch Doppelsternsystem

Weblinks

 Commons: Wolf-Rayet-Sterne – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Was ist ein Wolf-Rayet-Stern aus der Fernseh-Sendereihe alpha-Centauri

Einzelnachweise

1. ↑ BBC, "Astronomers detect 'monster star'"
2. ↑ Rätselhafte Schönheiten auf astronomie.de (abgerufen am 14. Dezember 2010)
3. ↑ Bergmann, Schäer: Sterne und Weltraum, Seite 251
4. ↑ A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos (7. Auflage) S. 254
5. ↑ Georges Meynet, Cyril Georgy, Raphael Hirschi, Andre Maeder, Phil Massey, Norbert Przybilla, M.-Fernanda Nieva: Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1101.5873.
6. ↑ A. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos (7. Auflage) S. 189
7. ↑ Wolf-Rayet Stars auf harvard.edu
8. ↑ Wolf-Rayet bei der AG Spektroskopie der VdS
9. ↑ [1]

Normdaten: SWD in der DNB: 4190236-1