Wolf-Rayet Sterne

       
 

Name
Die seltenen Wolf-Rayet-Sterne (WR-Sterne abgekürzt) sind massereiche Sterne in der Spätphase ihrer Entwicklung. Sie sind nach den französischen Astronomen Charles Wolf (1827-1918) und Georges Rayet (1839-1906) benannt.

     
 

Beschreibung
Die WR-Sterne sind besonders massereiche Sterne und sind auf der Massenskala im Bereich zwischen 20 und 100 Sonnenmassen zu finden und gehören damit zur Klasse der Hyperriesen. Die Oberflächentemperatur normaler Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 30.000 und 60.000 Kelvin.

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 1/10000 Sonnenmassen pro Jahr verlieren, also bis zu einer Sonnenmasse in zehntausend Jahren. Episodenweise kann die Massenverlustrate sogar noch auf ein Zehnfaches davon steigen.

  

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

Der WN-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien von Stickstoff.
Der WC-Typ zeigt Kohlenstoff- und Sauerstoff-Emissionslinien. WO-Sterne stellen eine Erweiterung des WC-Typs dar und sind sehr selten; bei ihnen dominieren die Sauerstofflinien.

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

    

Hyperriesen sind mit einer Masse von bis zu 100-facher Sonnenmasse mindestens so massiv wie Überriesen. Sie sind nicht zwangsläufig größer (in Bezug auf Volumen) als Überriesen, jedoch bestehen sie normalerweise aus mehr Masse. Diese reicht bis zur Eddington-Grenze, einer theoretischen Höchstgrenze der Sternenmasse (etwa 120 Sonnenmassen), ab der ein Stern soviel Strahlung erzeugt, dass er seine äußeren Schichten abstößt. Einige Hyperriesen haben anscheinend mehr als die 100-fache Masse der Sonne, wobei sie anfangs die 200- bis 250-fache Sonnenmasse enthalten haben können. Diese Tatsache fordert die momentane Theorie der Sternentstehung und Sternentwicklung heraus.
Hyperriesen sind mit der tausend- bis millionenfachen Sonnenleuchtkraft die hellsten Sterne. Ihre Temperaturen sind jedoch sehr unterschiedlich. Sie schwanken von 3.500 Kelvin bis zu 35.000 K. Beinahe alle Hyperriesen zeigen Variationen in Bezug auf ihre Leuchtkraft. Die Gründe liegen in Instabilitäten in ihrem Inneren bei moderaten Temperaturen und hohen Drücke.
Verglichen mit der Lebenszeit anderer Sterne sind die Hyperriesen mit einer Dauer von 1 bis 3 Millionen Jahren extrem kurzlebig. Danach explodieren sie als Supernova oder sogar als Hypernova. Es wird vermutet, dass ein Hyperriese nach so einem gewaltigen Ende ein schwarzes Loch hinterlässt. Jedoch könnte er auch durch eine Paarinstabilitätssupernova komplett zerstört werden. Dieser Mechanismus wurde erst vor kurzem entdeckt.

 HRD
 

Entwicklung
Durch die ungewöhlich hohe Anfangsmasse der Wolf-Rayet Sterne zeichnet sich die Entwicklung durch extreme Bedingungen aus:

  1. Sie ist sehr schnell, in 5 000 bis 100 000 Jahren durchläuft der Stern alle Phasen, bis zum katastrophalen Ende.
  2. Die Endphase ist bestimmt durch die hohe Masse und zeichnet sich durch extreme Explosionen, die den Supernovatypen Ib und Ic, bis hin zur Hypernova, zugrunde liegen.

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.

Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als 75 Sonnenmassen entwickeltn sich vom Stern mit der Spektralklasse O über einen wasserstoffreichen WN zum LBV-Stern (leuchtkräftigen blauen Veränderlichen). Die Entwicklung geht weiter über einen wasserstoffarmen WN-Stern zum WC-Stern und endet mit einer Supernova Typ Ic.
Mit 40 bis 75 Sonnenmassen entspricht die Entwicklung die der 75-Sonnenmassen-Sterne, jedoch wird hier die Phase des wasserstoffreichen WN-Sterns übersprungen.
Bei einer Anfangsmasse von unter 40 Sonnenmassen entwickelt sich aus dem O-Stern ein LBV-Stern oder ein Roter Überriese. Nachdem er sich zum wasserstoffarmen WN-Stern entwickelt hat, endet er als Supernova Typ Ib.  

Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher (kurz LBV; engl. luminous blue variable), nach dem Stern S Doradus auch S-Doradus-Stern genannt, bezeichnet Sterne der Sternklasse von 50–150 Sonnenmassen und veränderlicher Leuchtkraft.
Diese Sterne, die zu den so genannten Hyperriesen (Leuchtkraftklasse 0) zählen, besitzen die größte Masse, die ein Stern haben kann (Humphreys-Davidson-Grenze), und strahlen für eine kurze Zeit mit einer Leuchtkraft, die das Millionenfache unserer Sonne betragen kann. Aufgrund der hohen Oberflächentemperatur von ca. 30.000 bis 50.000 Kelvin erscheinen sie blau und gehören der Spektralklasse O an. LBV pulsieren unregelmäßig und sind häufig von einer Gaswolke umgeben, da sie riesige Mengen ihrer Hülle abstoßen und so bis zu 10 Sonnenmassen verlieren können. Nach ihrer nur etwa 40.000 Jahre dauernden Phase als LBV können sie sich zu Wolf-Rayet Sternen entwickeln und enden in einer Supernova- oder (bislang hypothetischen) Hypernova-Explosion. Der LBV gehört zu den am seltensten vorkommenden Klassen von Sternen. Es sind nur wenige LBV bekannt, sechs davon in der Milchstraße und einige weitere in dessen Nachbargalaxien der lokalen Gruppe. Der Grund dafür ist die kurze Dauer dieser Phase von 5 000 bis 100 000 Jahren.