Wolf-Rayet-Sterne

Dieser Artikel oder Abschnitt ist nicht hinreichend mit Belegen (Literatur, Webseiten oder Einzelnachweisen) versehen. Die fraglichen Angaben werden daher möglicherweise demnächst gelöscht. Hilf Wikipedia, indem du die Angaben recherchierst und gute Belege einfügst. Bitte entferne erst danach diese Warnmarkierung.

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

Die seltenen Wolf-Rayet-Sterne (in der astronomischen Fachlitertatur meist mit WR-Sterne abgekürzt) sind massereiche Sterne in der Spätphase ihrer Entwicklung. Sie sind nach den französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet benannt.

WR-Sterne stoßen große Mengen an Materie in ihre Umgebung ab. Diese Sternwinde werden durch die Strahlung des Sterns auf bis zu 4000 km/s beschleunigt, 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 zehntausend Jahren. Episodenweise kann die Massenverlustrate sogar noch auf ein zehnfaches davon steigen.

Eigenschaften

Die bislang gemessenen Massen der Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 10 und 83 Sonnenmassen, wobei eine theoretische Obergrenze allerdings erst bei etwa 150 Sonnenmassen erwartet wird.

Die Oberflächentemperatur normaler Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 30.000 und 85.000 Kelvin.

Einteilung

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

• Der WN-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien von Stickstoff.
• Der WC-Typ zeigt Kohlenstoff- und Sauerstoff-Emmissionslinien. Diese Elemente stammen aus der Nukleosynthese des Wolf-Rayet-Sterns, die sichtbar werden, wenn er seine wasserstoffreiche Atmosphäre abbläst.
  • Sehr selten sind WO-Sterne, in denen die Sauerstofflinien dominieren und die eine Erweiterung des WC-Typs darstellen.

Entwicklung

Die typische Entwicklung eines Wolf-Rayet-Sterns hängt von der Masse des ursprünglichen Sterns ab:

Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als 75 Sonnenmassen nehmen folgenden Weg:

O-Stern → WN (wasserstoffreich) → LBV → WN (wasserstoffarm) → WC → SN Ic

Sterne zwischen etwa 40 und 75 Sonnenmassen:

O-Stern → LBV → WN (wasserstoffarm) → WC → SN Ic

Sterne mit Anfangsmassen unter 40 Sonnenmassen:

O-Stern → LBV oder Roter Überriese → WN (wasserstoffarm) → SN Ib

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.

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 (s. Beispielbild oben und Abschnitt unten).

Zentralsterne mit Planetarischem Nebel

Aufgrund morphologischer Ähnlichkeiten des Spektrums (starke und breite Emissionslinien) werden auch etwa 10 % der Zentralsterne von planetarischen Nebeln als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet. 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 [WC]-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 von gewöhnlichen und solchen von wasserstoffarmen (WR-)Zentralsternen ergeben. Dies lässt vermuten, dass die Entwicklung zum wasserstoffarmen Zentralstern zufallsbedingt ist.

Weblinks

• Was ist ein Wolf-Rayet-Stern?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)