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2025-12-21T22:31:10Z

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[[Datei:M1-67 & WR124.png|mini|Wolf-Rayet-Stern [[WR 124]] mit umgebendem zirkumstellaren Nebel M1-67 (Aufnahme des [[Hubble-Teleskop]]s)]]
'''Wolf-Rayet-Sterne''' (nach den französischen Astronomen [[Charles Wolf]] und [[Georges Rayet]]), in der Fachliteratur auch '''WR-Sterne''' abgekürzt, sind die freigelegten Kerne massereicher [[Stern]]e. Sie werden keiner der üblichen [[Spektralklasse]]n zugeordnet, sondern werden in einem eigenen Typ [[Klassifizierung der Sterne#Spektralklassen außerhalb der Standardsequenzen|klassifiziert]].

== Eigenschaften ==
Die bislang bestimmten Massen der Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 10 und 265 [[Sonnenmasse]]n (M☉),<ref>Jonathan Amos: [http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-10707416 ''Astronomers detect 'monster star'.''] auf: ''BBC News.'' 21. Juli 2010.</ref> obwohl ursprünglich eine theoretische Obergrenze bei etwa 150 M☉ erwartet worden war. Die [[Sternoberfläche#Oberflächentemperatur|Oberflächentemperatur]] liegt zwischen 30.000 und 120.000 [[Kelvin|K]] und ist damit höher als bei fast allen anderen Sternen.

WR-Sterne stoßen große Mengen Materie in ihre Umgebung ab. Diese [[Sternwind]]e werden durch die Strahlung des Sterns auf bis zu 4000 km/s beschleunigt,<ref>Bergmann, Schaefer: ''Sterne und Weltraum.'' S. 251.</ref> was dem kontinuierlichen [[Lichtspektrum|Spektrum]] starke, sehr breite [[Spektrallinie#Emissionslinie|Emissionslinien]] überlagert. Ein WR-Stern kann bis zu 10−4 M☉ pro Jahr verlieren; episodenweise kann die [[Massenverlustrate]] sogar noch auf ein Zehnfaches davon steigen.<ref>A. Unsöld, B. Baschek: ''Der neue Kosmos.'' 7. Auflage. Springer, Berlin 2002, ISBN 3-662-45992-2, S. 254.</ref>

Der Sternwind [[kohlenstoff]]<nowiki />reicher Wolf-Rayet-Sterne mit einem späten [[Spektraltyp]] WC [[Kondensation|kondensiert]] zu [[Sternenstaub (Astronomie)|Staubteilchen]]. Dies geschieht in einem größeren Abstand, wo der Staub nicht mehr durch die intensive [[Ultraviolettstrahlung]] [[Photolyse|dissoziiert]] wird. Es handelt sich dabei nicht um einen kontinuierlichen Prozess, sondern es bilden sich diskrete Wolken um den Wolf-Rayet-Stern. In der Folge kommt es aufgrund der veränderlichen [[Absorption (Physik)|Absorption]] durch den kohlenstoffreichen Staub zu [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeits]]<nowiki />schwankungen.<ref>{{Literatur |Autor=Alexandre David-Uraz, Anthony F. J. Moffat, André-Nicolas Chené, Jason F. Rowe, Nicholas Lange, David B. Guenther, Rainer Kuschnig, Jaymie M. Matthews, Slavek M. Rucinski, Dimitar Sasselov, Werner W. Weiss |Titel=Using MOST to reveal the secrets of the mischievous Wolf-Rayet binary CV Ser |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1207.6032v1}}</ref>

Weiterhin entstehen WR-Sterne in engen [[Doppelstern]]systemen: Beginnt ein massereicher Stern sich von der [[Hauptreihe]] weg zu bewegen und dehnt sich dabei aus, so kann er die [[Roche-Grenze]] überschreiten. Dabei ist die äußere [[Sternatmosphäre]] nicht mehr an den Stern gebunden und kann abströmen. Die weitere Entwicklung des Sterns führt zu einer weiteren Expansion, die äußeren Schichten gehen verloren. Zurück bleibt ein WR-Stern mit einer spektralen Signatur, die die [[Thermonukleare Reaktion|thermonuklearen Reaktionen]] des [[Wasserstoffbrennen]]s und/oder [[Heliumbrennen]]s im ehemaligen Kern zeigt. Das bekannteste Beispiel für einen WR-Stern in einem Doppelsternsystem ist der [[Colliding-Wind Binary]] V444 Cygni.<ref>{{Literatur |Autor=Georges Meynet, Cyril Georgy, Raphael Hirschi, Andre Maeder, Phil Massey, Norbert Przybilla, M.-Fernanda Nieva |Titel=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1101.5873}}</ref>

=== Einteilung ===
Wolf-Rayet-Sterne werden nach den überwiegenden [[Chemisches Element|Elementen]] ihrer Emissionslinien in zwei Hauptkategorien eingeteilt<ref>A. Unsöld, B. Baschek: ''Der neue Kosmos.'' 7. Auflage. 2002, S. 189.</ref><ref>[https://www.cfa.harvard.edu/~pberlind/atlas/htmls/wrstars.html Wolf-Rayet Stars auf harvard.edu]</ref><ref>[http://spektroskopie.fg-vds.de/pdf/wolf_rayet.pdf Wolf-Rayet] bei der AG Spektroskopie der [[Vereinigung der Sternfreunde|VdS]] (PDF; 173 kB)</ref> (Reihenfolge gilt auch für die zeitliche Entwicklung, s. u.):
* Der '''WN-Typ''' zeigt hauptsächlich Emissionslinien des [[Helium]]s und mehrfach [[Ionisation|ionisierten]] [[Stickstoff]]s.
* Der '''WC-Typ''' zeigt hauptsächlich Emissionslinien des [[Sauerstoff]]s und mehrfach ionisierten [[Kohlenstoff]]s.
** Der '''WO-Typ''' ist eine Erweiterung des WC-Typs. Bei WO-Sternen dominieren die Sauerstofflinien; Sterne dieses Typs sind sehr selten.
Diese Elemente stammen aus der [[Nukleosynthese]] des Wolf-Rayet-Sterns, die sichtbar werden, wenn er seine [[wasserstoff]]<nowiki />reiche Atmosphäre abbläst.

=== Vorkommen in Sternkatalogen ===
Der [[General Catalogue of Variable Stars]] listet aktuell etwa 40 [[Veränderlicher Stern|veränderliche Sterne]] mit dem Kürzel ''WR'', womit lediglich etwa 0,1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Wolf-Rayet-Sterne gezählt werden.<ref name="GCVS1">{{Internetquelle |url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm |titel=Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia |abruf=2019-05-09}}</ref>

== 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.
{| class="wikitable"
|-
! Anfangsmasse in [[Sonnenmasse|M☉]] !! Entwicklungsweg<ref>{{Literatur |Autor=L. A. S. McClelland, J. J. Eldridge |Titel=Helium Stars: Towards an Understanding of Wolf-Rayet Evolution |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=459 |Nummer=2 |Datum=2017 |Seiten=1505–1518 |arXiv=1602.06358 |DOI=10.1093/mnras/stw618 |bibcode=2016MNRAS.459.1505M}}</ref>
|-
| style="text-align:center;" | {{0| 00 – }}> 75 || [[Hauptreihenstern der Spektralklasse O|O-Stern]] → ''WN (wasserstoffreich)'' → [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|LBV]] → ''WN (wasserstoffarm)'' → ''WC'' → [[Supernova|SN Ic]]
|-
| style="text-align:center;" | {{0|< }}40 – 75 || O-Stern → LBV → ''WN (wasserstoffarm)'' → ''WC'' → [[Supernova|SN Ic]]
|-
| style="text-align:center;" | {{0|< }}25 – 40 || O-Stern → LBV oder [[Roter Überriese]] → ''WN (wasserstoffarm)'' → [[Supernova|SN Ib]]
|}
Trotz umfangreicher [[Durchmusterung]]en wie der ''Palomar Transient Factory'' ist es bisher noch nicht gelungen, die Vorläufer von [[Supernova]]e vom Typ Ib/c auf Aufnahmen vor dem Ausbruch zu identifizieren. Dabei sollte es sich bei den Vorläufern um leuchtkräftige Wolf-Rayet-Sterne handeln mit einer [[Absolute Helligkeit|absoluten visuellen Helligkeit]], die circa 150-mal so hoch ist wie diejenige durchschnittlicher Wolf-Rayet-Sterne.

[[Computersimulation|Simulationsrechnungen]] massiver WR-Sterne, die sich in Supernovae vom Typ Ib/c entwickeln, zeigen kurz vor dem [[Gravitationskollaps|Kernkollaps]] einen fast vollständigen Verlust ihrer Heliumatmosphäre. Dabei steigt die Oberflächentemperatur auf über 150.000 K an und entsprechend dem [[Wiensches Verschiebungsgesetz|Wienschen Verschiebungsgesetz]] wird die meiste Strahlung im fernen Ultraviolett abgegeben. Daher sind Wolf-Rayet-Sterne kurz vor ihrem Kernkollaps recht lichtschwache Sterne mit absoluten visuellen Helligkeiten von −2 und damit ungefähr um einen Faktor 100 lichtschwächer als die meisten WR-Sterne.<ref>{{Literatur |Autor=S.-C. Yoon, G. Gräfener, J. S. Vink, A. Kozyreva, R. G. Izzard |Titel=On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=544 |Datum=2012 |Seiten=L11 |DOI=10.1051/0004-6361/201219790}}</ref> Die Lebensdauer massereicher Wolf-Rayet-Sterne sollte nach rechnerischen Simulationen in der Größenordnung von 500.000 Jahren liegen.<ref>{{Literatur |Autor=R. Margutti u. a. |Titel=A panchromatic view of the restless SN 2009IP reveals the explosive ejection of a massive star envelope |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1306.0038v1}}</ref>

Nach dem [[Kollapsar]]-Modell könnten schnell rotierende Wolf-Rayet-Sterne auch die Vorläufer langer [[Gammablitz]]e sein. Erstens ist der Zusammenhang zwischen langen Gammablitzen und Supernovae vom Typ Ib/c inzwischen durch Beobachtungen verifiziert, und zweitens sind in den optischen Spektren der langen Gammablitze [[Rotverschiebung|blauverschobene]] [[Spektrallinie #Absorptionslinie|Absorptionslinien]] mit Geschwindigkeiten von 3.000 bis 4.000 km/s nachgewiesen worden. Die Eigenschaften dieser blauverschobenen Absorptionslinien passen zu einer Wechselwirkung der Supernova mit zirkumstellarer Materie, die durch den Sternwind eines Wolf-Rayet-Sterns entstanden ist.<ref>{{Literatur |Autor=G. Gräfener, J. S. Vink, T. J. Harries, N. Langer |Titel=Rotating Wolf-Rayet stars in a post RSG/LBV phase. An evolutionary channel towards long-duration GRBs? |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.1153}}</ref>

== Zentralsterne mit Planetarischem Nebel ==
Aufgrund [[Morphologische Klassifizierung von Galaxien|morphologischer]] Ähnlichkeiten des Spektrums (starke und breite Emissionslinien) werden auch etwa 10 % der Zentralsterne [[planetarischer Nebel]] als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet.<ref>[http://www.crya.unam.mx/rmaa/RMxAC..15/PDF/RMxAC..15_demarco.pdf PDF bei www.crya.unam.mx]</ref> Es handelt sich hierbei um masseärmere Sterne (etwa 0,6 M☉, Anfangsmassen unter 8 M☉) mit einer wasserstoff''armen'' Atmosphäre. Um Verwechslungen 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.

Die Massenverlustraten infolge des starken Sternwindes liegen bei etwa 10−7 bis 10−5 M☉ pro Jahr und damit etwa zehn- bis hundertmal so hoch wie bei normalen, wasserstoffreichen Zentralsternen.

Die Zentralsterne von [[IC 4663]] und Pb8 sind [WN]-Sterne, deren Atmosphäre zu 95 % aus Helium besteht. [WN]-Sterne könnten durch die Verschmelzung zweier [[Weißer Zwerg]]e entstehen, da dies den hohen Anteil an [[Neon]] und Stickstoff in der Atmosphäre des Zentralsterns erklären würde.<ref>{{Literatur |Autor=Brent Miszalski, Paul A. Crowther, Orsola De Marco, Joachim Köppen, Anthony F.J. Moffat, Agnes Acker, Todd C. Hillwig |Titel=IC4663: the first unambiguous [WN]Wolf-Rayet central star of a planetary nebula |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1210.0562}}</ref>

Ein alternatives Szenario ist eine [[diffusion]]s<nowiki />induzierte [[Nova (Stern)|Nova]]. Dabei zündet das [[Heliumbrennen]] in einem Post-AGB-Stern erneut und durch die dabei ausgelöste starke [[Konvektion]] wird Material aus dem CNO-Kernbereich in die Atmosphäre gemischt.<ref>{{Literatur |Autor=H. Todt u. a. |Titel=Abell 48 - a rare WN-type central star of a planetary nebula |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1301.1944}}</ref> Es wird vermutet, dass [WR]-CSPN aus Post-[[AGB-Stern]]en 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 über einen [[PG1159-Stern]] zu einem wasserstoffarmen Weißen Zwerg, was durch eine einfache Abkühlungssequenz erklärt werden kann.

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

== Beispiele ==

* Typ WN:
** [[WR 102ka]], auch ''Pfingstrosennebel-Stern'' genannt, zurzeit zweithellster Stern der [[Milchstraße]]
** [[WR 124]] mit zirkumstellaren Nebel M1-67 (→ Beispielbild oben und Abschnitt unten)
** [[WR 31a]] im [[Kiel des Schiffes]]
** WR 7 mit umgebenden Ringnebel [[NGC 2359]] (Entennebel oder Thors Helm)
* Typ WC:
** [[Gamma Velorum|γ Velorum]] im Sternbild [[Segel des Schiffs]], mit bloßem Auge sichtbar
** [[Theta Muscae|θ Muscae]] im Sternbild [[Fliege (Sternbild)|Fliege]], an der Sichtbarkeitsgrenze des bloßen Auges
* Typ WO:
** [[WR 102]]
* Unbekannt:
** NGC300 X–1: Doppelsternsystem aus Wolf-Rayet-Stern und [[Schwarzes Loch|Schwarzem Loch]]

== Galerie ==
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SH2-308.jpg | [[Sh2-308|WR 6 bzw. EZ Canis Majoris mit dem umgebenden Nebel Sh2-308]]
NGC2359_-_Noaoann10014a.jpg | [[NGC 2359|WR 7 und der von dem Stern erzeugte Nebel NGC 2359]]
NGC3199 - ESO - Potw1831a.jpg | [[NGC 3199 |WR 18 mit dem umgebenden Nebel NGC 3199]]
WR 31a.jpg | [[WR 31a]]
WR102_Ejecta_Nebula.png | [[WR 102]]
WR_124_(MIRI)_(52752549831).png | [[WR 124]] mit umgebendem Nebel
WR-134 SHO Giovanni Barbarino.jpg| [[WR 134]]
Crescent_BiColor.png | [[NGC 6888|WR 136 und der umgebende Nebel NGC 6888]]
</gallery>

Einige Wolf-Rayet-Sterne befinden sich in einem [[Doppelstern|Doppel- oder Mehrfachsternsystem]], in dem der umkreisende zweite Stern den Sternenwind des Wolf-Rayet-Sterns moduliert und dadurch eine Spiralstruktur erzeugt.
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Apep (54677556499).png | [[Apep (Sternensystem)|Apep]], ein [[Dreifachsternsystem]] mit zwei Wolf-Rayet-Sternen
WR 48A (54675489639).png | [[WR 48a]]
WR 112 (54694476908).png | [[WR 112]]
Wolf-Rayet 140 (MIRI image) - September 2023 (weic2501d).jpg |[[WR 140]]
</gallery>

== Weblinks ==
{{Commonscat|Wolf-Rayet stars|Wolf-Rayet-Sterne}}
* {{Alpha Centauri|215}}

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4190236-1}}

[[Kategorie:Sternklasse der Eruptiv Veränderlichen Sterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Wolf-Rayet-Stern| ]]

Wolf-Rayet-Stern - Versionsgeschichte

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