Aufnahme des James-Webb-Weltraumteleskops vom Wolf-Rayet-Stern WR 124 und dem ihn umgebenden Nebel M1–67 ( NIRCam- und MIRI- Kompositaufnahme)

Wolf-Rayet-Sterne , oft als WR-Sterne abgekürzt , sind eine seltene, heterogene Sterngruppe mit ungewöhnlichen Spektren. Diese weisen markante, breite Emissionslinien von ionisiertem Helium und hochionisiertem Stickstoff oder Kohlenstoff auf . Die Spektren deuten auf eine sehr hohe Oberflächenanreicherung schwerer Elemente , einen Mangel an Wasserstoff und starke Sternwinde hin . Die Oberflächentemperaturen bekannter Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 20.000  K und etwa 210.000  K und sind damit höher als die fast aller anderen Sterntypen. Früher wurden sie aufgrund ihrer Spektralklassifizierung als W-Sterne bezeichnet .

Klassische Wolf-Rayet-Sterne (oder Sterne der Population I ) sind entwickelte , massereiche Sterne, die ihren äußeren Wasserstoff vollständig verloren haben und in ihrem Kern Helium oder schwerere Elemente fusionieren . Eine Untergruppe der Wolf-Rayet-Sterne der Population I weist Wasserstofflinien in ihren Spektren auf und wird als WNh-Sterne bezeichnet. Es handelt sich dabei um junge, extrem massereiche Sterne, die noch Wasserstoff im Kern fusionieren, wobei Helium und Stickstoff durch starke Durchmischung und strahlungsbedingten Massenverlust an der Oberfläche freigelegt werden. Eine weitere Gruppe von Sternen mit Wolf-Rayet-Spektren bilden die Zentralsterne planetarischer Nebel (CSPNe). Diese Sterne nach dem Erreichen des asymptotischen Riesenastes ähnelten der Sonne auf der Hauptreihe , haben die Kernfusion jedoch eingestellt und ihre Atmosphären abgestoßen, wodurch ein nackter Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern sichtbar wird.

Alle Wolf-Rayet-Sterne sind aufgrund ihrer hohen Temperaturen sehr leuchtkräftige Objekte – tausendfache bolometrische Leuchtkraft der Sonne ( L ☉ ) bei den CSPNe, hunderttausendfache  L ☉ bei den Sternen der Population I WR bis hin zu über einer Million  L ☉ bei den WNh-Sternen –, obwohl sie visuell nicht außergewöhnlich hell sind, da der größte Teil ihrer Strahlung im Ultraviolettbereich liegt .

Die mit bloßem Auge sichtbaren Sternsysteme γ Velorum und θ Muscae enthalten beide Wolf-Rayet-Sterne, und zwei der massereichsten bekannten Sterne , BAT99-98 und R136a1 in 30 Doradus , sind ebenfalls Wolf-Rayet-Sterne.

Beobachtungsgeschichte

Sichelnebel
WR 136 , ein WN6-Stern, dessen während der Phase als Roter Überriese abgestoßene Atmosphäre durch die heißen, schnellen WR-Winde geschockt wurde und einen sichtbaren Blasennebel bildete

Im Jahr 1867 entdeckten die Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet [ 1 ] mithilfe des 40-cm- Foucault-Teleskops an der Pariser Sternwarte drei Sterne im Sternbild Schwan (HD 191765, HD 192103 und HD 192641, heute WR 134 , WR 135 bzw. WR 137 ), die in ihrem ansonsten kontinuierlichen Spektrum breite Emissionsbanden aufwiesen. [ 2 ] Da die meisten Sterne in ihren Spektren lediglich Absorptionslinien oder -banden zeigen , die durch darüberliegende Elemente verursacht werden, die Lichtenergie bei bestimmten Frequenzen absorbieren, handelte es sich bei diesen Sternen eindeutig um ungewöhnliche Objekte.

Die Natur der Emissionsbanden in den Spektren eines Wolf-Rayet-Sterns blieb mehrere Jahrzehnte lang ein Rätsel. E. C. Pickering vermutete, dass die Linien durch einen ungewöhnlichen Zustand des Wasserstoffs verursacht werden , und es stellte sich heraus, dass diese „Pickering-Serie“ ein ähnliches Muster wie die Balmer-Serie aufweist , wenn halbzahlige Quantenzahlen verwendet werden. Später wurde gezeigt, dass diese Linien auf das Vorhandensein von Helium zurückzuführen sind , einem chemischen Element, das erst 1868 entdeckt worden war. [ 3 ] (Die Übergangsenergien für ein Elektron, das in den Zustand n=4 um einen Kern mit der Ladung +2 fällt, liegen sehr nahe an denen eines Elektrons, das in den Zustand n=2 um einen Kern mit der Ladung +1 fällt, jedoch mit zusätzlichen Linien für Elektronen, die aus Zuständen mit ungeraden n-Werten fallen. Deren Energien entsprechen Übergängen aus einem fiktiven n/2-Zustand im Wasserstoff. [ 4 ] ) Pickering bemerkte Ähnlichkeiten zwischen Wolf-Rayet-Spektren und Nebelspektren, und diese Ähnlichkeit führte zu dem Schluss, dass einige oder alle Wolf-Rayet-Sterne die Zentralsterne planetarischer Nebel sind . [ 5 ]

Bis 1929 wurde die Breite der Emissionsbanden der Dopplerverbreiterung zugeschrieben , woraus man schloss, dass sich das Gas um diese Sterne mit Geschwindigkeiten von 300–2400 km/s entlang der Sichtlinie bewegen musste. Man kam zu dem Schluss, dass ein Wolf-Rayet-Stern kontinuierlich Gas ins All ausstößt und so eine expandierende Hülle aus nebelartigem Gas erzeugt. Die Kraft, die das Gas mit den beobachteten hohen Geschwindigkeiten ausstößt, ist der Strahlungsdruck . [ 6 ] Es war bekannt, dass viele Sterne mit Wolf-Rayet-Spektren die Zentralsterne planetarischer Nebel waren, aber auch, dass viele nicht mit einem offensichtlichen planetarischen Nebel oder überhaupt mit sichtbarer Nebelstruktur in Verbindung standen. [ 7 ]

Neben Helium identifizierte Carlyle Smith Beals Emissionslinien von Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff in den Spektren von Wolf-Rayet-Sternen. [ 8 ] [ 9 ] 1938 klassifizierte die Internationale Astronomische Union die Spektren von Wolf-Rayet-Sternen in die Typen WN und WC, je nachdem, ob das Spektrum von Stickstoff- bzw. Kohlenstoff-Sauerstoff-Linien dominiert wurde. [ 10 ]

1969 wurden mehrere CSPNe mit starken Sauerstoff -VI -Emissionslinien (O VI ) unter einer neuen „O VI -Sequenz“ oder einfach OVI-Typ zusammengefasst. [ 11 ] Ähnliche Sterne, die nicht mit planetarischen Nebeln assoziiert sind, wurden kurz darauf beschrieben und die WO-Klassifizierung für sie eingeführt. [ 12 ] [ 13 ] Die OVI-Sterne wurden anschließend als [WO]-Sterne klassifiziert, analog zu den WR-Sternen der Population I. [ 14 ]

Die Erkenntnis, dass bestimmte späte und manchmal auch nicht ganz so späte WN-Sterne mit Wasserstofflinien in ihren Spektren sich in einem anderen Entwicklungsstadium befinden als wasserstofffreie WR-Sterne, führte zur Einführung des Begriffs WNh , um diese Sterne allgemein von anderen WN-Sternen zu unterscheiden. Sie wurden zuvor als WNL-Sterne bezeichnet, obwohl es sowohl späte WN-Sterne ohne Wasserstoff als auch WR-Sterne mit Wasserstoff bereits ab WN5 gibt. [ 15 ]

Einstufung

WR 137 Spektrum
Spektrum von WR 137 , einem WC7-Stern [ 16 ] und einem der drei ursprünglichen WR-Sterne (horizontale Achse: Wellenlänge in Å - der Peak bei 5694 ist falsch beschriftet und sollte C III sein , eine wichtige Linie zur Klassifizierung von WC-Sternen.)

Wolf-Rayet-Sterne wurden anhand der starken, breiten Emissionslinien in ihren Spektren benannt, die Helium , Stickstoff , Kohlenstoff , Silizium und Sauerstoff zugeordnet werden , während Wasserstofflinien meist schwach oder gar nicht vorhanden sind. Anfänglich wurden sie einfach als Sterne der Klasse W oder W-Typ bezeichnet [ 17 , 18 ]. Später wurde die Klassifizierung in Sterne mit dominanten Linien von ionisiertem Stickstoff (N III , N IV und N V ) und solche mit dominanten Linien von ionisiertem Kohlenstoff (C III und C IV ) und gelegentlich Sauerstoff (O III –O VI ) unterteilt, die als WN bzw. WC bezeichnet werden [ 19 ] . Die beiden Klassen WN und WC wurden anhand der relativen Intensitäten der He II- Linien bei 541,1 nm und der He I- Linie bei 587,5 nm weiter in die Temperatursequenzen WN5–WN8 und WC6–WC8 unterteilt . Wolf-Rayet-Emissionslinien weisen häufig einen verbreiterten Absorptionsflügel ( P-Cygni-Profil ) auf, was auf zirkumstellares Material hindeutet. Für noch heißere Sterne, bei denen die Emission von ionisiertem Sauerstoff die von ionisiertem Kohlenstoff dominiert, wurde eine WO-Sequenz von der WC-Sequenz abgetrennt, obwohl die tatsächlichen Anteile dieser Elemente in den Sternen wahrscheinlich vergleichbar sind. [ 7 ] WC- und WO-Spektren werden formal anhand des Vorhandenseins oder Fehlens von C III- Emission unterschieden. [ 20 ] WC-Spektren weisen im Allgemeinen auch nicht die O VI- Linien auf, die in WO-Spektren stark ausgeprägt sind. [ 21 ]

Die WN-Spektralsequenz wurde um die Spektralklassen WN2–WN9 erweitert und die Definitionen anhand der relativen Intensitäten der N III- Linien bei 463,4–464,1 nm und 531,4 nm, der N IV- Linien bei 347,9–348,4 nm und 405,8 nm sowie der N V- Linien bei 460,3 nm, 461,9 nm und 493,3–494,4 nm verfeinert. [ 22 ] Diese Linien sind gut von Bereichen starker und variabler Heliumemission getrennt, und ihre Intensitäten korrelieren gut mit der Temperatur. Sterne mit Spektren zwischen WN und Ofpe wurden als WN10 und WN11 klassifiziert, obwohl diese Nomenklatur nicht allgemein anerkannt ist. [ 23 ]

Der Spektraltyp WN1 wurde für Sterne ohne N IV- oder N V- Linien vorgeschlagen, um Brey 1 und Brey 66 zu erklären, die zwischen WN2 und WN2.5 einzuordnen schienen. [ 24 ] Die relativen Linienstärken und -breiten der einzelnen WN-Unterklassen wurden später quantifiziert, und das Verhältnis der He II- Linie bei 541,1 nm und der He I- Linie bei 587,5 nm wurde als primärer Indikator für den Ionisationsgrad und damit für die Spektralklasse eingeführt. Die Notwendigkeit für WN1 entfiel, und Brey 1 und Brey 66 werden nun als WN3b klassifiziert. Die etwas unklaren Klassen WN2.5 und WN4.5 wurden gestrichen. [ 25 ]

Klassifizierung von WN-Spektren
SpektraltypUrsprüngliche Kriterien [ 20 ]Aktualisierte Kriterien [ 25 ]Weitere Funktionen
WN2N V schwach oder fehlendN V und N IV fehlenStarkes He II , kein He I
WN2.5N V vorhanden, N IV nicht vorhandenVeraltete Klasse
WN3N IV ≪ N V , N III schwach oder fehlendHe II /He I > 10, He II /C IV > 5Eigenartige Profile, unvorhersehbare N V -Stärke
WN4N IV ≈ N V , N III schwach oder fehlend4 < He II /He I < 10, N V /N III > 2C IV vorhanden
WN4.5N IV > N V , N III schwach oder fehlendVeraltete Klasse
WN5N III ≈ N IV ≈ N V1,25 < He II /He I < 8, 0,5 < N V /N III < 2N IV oder C IV > He I
WN6N III ≈ N IV , N V schwach1,25 < He II /He I < 8, 0,2 < N V /N III < 0,5C IV ≈ He I
WN7N III > N IV0,65 < He II /He I < 1,25Schwaches P-Cyg-Profil He I , He II > N III , C IV > He I
WN8N III ≫ N IVHe II /He I < 0,65Starkes P-Cyg-Profil He I , He II ≈ N III , C IV schwach
WN9N III > N II , N IV fehltN III > N II , N IV fehltP-Cyg-Profil Er Ich
WN10N III ≈ N IIN III ≈ N IIH Balmer, P-Cyg-Profil He I
WN11N III schwach oder fehlend, N II vorhandenN II ≈ He II , N III schwach oder nicht vorhanden,H Balmer, P-Cyg-Profil He I , Fe III vorhanden

Die WC-Spektralsequenz wurde um WC4–WC11 erweitert, obwohl in einigen älteren Publikationen auch WC1–WC3 verwendet wurde. Die primären Emissionslinien zur Unterscheidung der WC-Subtypen sind C II bei 426,7 nm, C III bei 569,6 nm, C III/IV bei 465,0 nm, C IV bei 580,1–581,2 nm und die O V- (und O III- ) Mischung bei 557,2–559,8 nm. [ 20 ] Die Sequenz wurde um WC10 und WC11 erweitert, und die Kriterien für die Subklassifizierung wurden primär anhand der relativen Intensitäten der Kohlenstofflinien quantifiziert, um Ionisationsfaktoren zu berücksichtigen, selbst bei Häufigkeitsunterschieden zwischen Kohlenstoff und Sauerstoff. [ 21 ]

Klassifizierung von WC-Spektren
Spektraltyp Ursprüngliche Kriterien [ 20 ]Quantitative Kriterien [ 21 ]Weitere Funktionen
PrimärSekundär
WC4C IV stark, C II schwach, O V mittelC IV /C III > 32O V /C III > 2,5O VI schwach oder fehlend
WC5C III ≪ C IV , C III < O V12,5 < C IV /C III < 320,4 < C III /O V < 3O VI schwach oder fehlend
WC6C III ≪ C IV , C III > O V4 < C IV /C III < 12,51 < C III /O V < 5O VI schwach oder fehlend
WC7C III < C IV , C III ≫ O V1,25 < C IV /C III < 4C III /O V > 1,25O VI schwach oder fehlend
WC8C III > C IV , C II fehlt, O V schwach oder fehlt0,5 < C IV /C III < 1,25C IV /C II > 10He II /He I > 1,25
WC9C III > C IV , C II vorhanden, O V schwach oder fehlend0,2 < C IV /C III < 0,50,6 < C IV /C II < 100,15 < He II /He I < 1,25
WC100,06 < C IV /C III < 0,150,03 < C IV /C II < 0,6He II /He I < 0,15
WC11C IV /C III < 0,06C IV /C II < 0,03He II abwesend

Für Sterne des WO-Typs werden hauptsächlich folgende Linien verwendet: C IV bei 580,1 nm, O IV bei 340,0 nm, die Überlagerung von O V (und O III ) bei 557,2–559,8 nm, O VI bei 381,1–383,4 nm, O VII bei 567,0 nm und O VIII bei 606,8 nm. Die Sequenz wurde um WO5 erweitert und anhand der relativen Intensitäten der Linien O VI /C IV und O VI /O V quantifiziert . [ 26 ] Ein späteres Schema, das für die Konsistenz zwischen klassischen WR-Sternen und CSPNe entwickelt wurde, kehrte zur Sequenz WO1 bis WO4 zurück und passte die Unterteilung an. [ 21 ]

Klassifizierung von WO-Spektren
SpektraltypUrsprüngliche Kriterien [ 20 ]Quantitative Kriterien [ 21 ]Weitere Funktionen
PrimärSekundär
WO1O VII ≥ O V , O VIII vorhandenO VI /O V > 12,5O VI /C IV > 1,5O VII ≥ O V
WO2O VII < O V , C IV < O VI4 < O VI /O V < 12,5O VI /C IV > 1,5O VII ≤ O V
WO3O VII schwach oder fehlend, C IV ≈ O VI1,8 < O VI /O V < 40,1 < O VI /C IV < 1,5O VII ≪ O V
WO4C IV ≫ O VI0,5 < O VI /O V < 1,80,03 < O VI /C IV < 0,1O VII ≪ O V

Detaillierte moderne Untersuchungen von Wolf-Rayet-Sternen können zusätzliche Spektralmerkmale identifizieren, die durch Suffixe an die Hauptspektralklassifikation angehängt werden: [ 25 ]

  • h für Wasserstoffemission;
  • ha für Wasserstoffemission und -absorption;
  • o für keine Wasserstoffemission;
  • w für schwache Linien;
  • s für starke Linien;
  • b für breite, kräftige Linien;
  • d für Staub (gelegentlich vd, pd oder ed für variablen, periodischen oder episodischen Staub). [ 27 ]

Die Klassifizierung von Wolf-Rayet-Spektren wird dadurch erschwert, dass die Sterne häufig mit dichtem Nebel, Staubwolken oder Doppelsternen vergesellschaftet sind. Das Suffix „+OB“ kennzeichnet Absorptionslinien im Spektrum, die wahrscheinlich einem eher normalen Begleitstern zuzuordnen sind, während „+abs“ für Absorptionslinien unbekannter Herkunft steht. [ 25 ]

Die heißeren WR-Spektralunterklassen werden, analog zu anderen Spektraltypen, als früh, die kühleren als spät bezeichnet. WNE und WCE stehen für Spektren des frühen Typs, WNL und WCL für Spektren des späten Typs, wobei die Trennlinie etwa bei der Unterklasse sechs oder sieben liegt. Späte WO-Sterne existieren nicht. WNE-Sterne weisen tendenziell einen geringen Wasserstoffgehalt auf, während die Spektren von WNL-Sternen häufig Wasserstofflinien enthalten. [ 20 ] [ 28 ]

Die Spektraltypen der Zentralsterne planetarischer Nebel werden durch eckige Klammern gekennzeichnet (z. B. [WC4]). [ 20 ] [ 29 ] Sie gehören fast ausschließlich zur WC-Sequenz, wobei die bekannten [WO]-Sterne die heiße Erweiterung der Kohlenstoffsequenz darstellen. Es gibt auch eine kleine Anzahl von [WN]- und [WC/WN]-Sternen, die erst vor Kurzem entdeckt wurden. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] Ihr Entstehungsmechanismus ist noch unklar. Die Temperaturen der Zentralsterne planetarischer Nebel tendieren im Vergleich zu Population-I-WR-Sternen zu Extremwerten, daher sind [WC2]- und [WC3]-Sterne häufig, und die Sequenz wurde bis [WC12] erweitert. Die [WC11]- und [WC12]-Sterne weisen charakteristische Spektren mit schmalen Emissionslinien und ohne He II- und C IV- Linien auf. [ 34 ] [ 29 ]

Nova Torwart Persei
GK Persei (Nova Persei 1901), das Wolf-Rayet-Merkmale in seinem Spektrum aufwies [ 6 ]

Bestimmte Supernovae, die vor Erreichen ihrer maximalen Helligkeit beobachtet werden, zeigen WR-Spektren. [ 35 ] Dies ist auf die Beschaffenheit der Supernova in diesem Stadium zurückzuführen: ein sich rasch ausdehnender, heliumreicher Auswurf, ähnlich einem extremen Wolf-Rayet-Wind. Die WR-Spektralmerkmale sind nur wenige Stunden lang nachweisbar. Die Merkmale hoher Ionisation klingen bis zum Maximum ab und hinterlassen nur noch schwache Emissionen von neutralem Wasserstoff und Helium, bevor sie von einem typischen Supernova-Spektrum abgelöst werden. Es wurde vorgeschlagen, diese Spektraltypen mit einem „X“ zu kennzeichnen, beispielsweise XWN5(h). [ 36 ] Klassische Novae entwickeln ebenfalls Spektren mit breiten Emissionsbändern, ähnlich denen eines Wolf-Rayet-Sterns. Dies wird durch denselben physikalischen Mechanismus verursacht: die rasche Expansion dichter Gase um eine extrem heiße zentrale Quelle. [ 7 ]

Slash-Stars

Die Unterscheidung von Wolf-Rayet-Sternen von Sternen der Spektralklasse O ähnlicher Temperatur beruht auf dem Vorhandensein starker Emissionslinien von ionisiertem Helium, Stickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff. Es gibt jedoch eine Reihe von Sternen mit intermediären oder schwer zu definierenden Spektralmerkmalen. Beispielsweise können leuchtkräftige O-Sterne Helium und Stickstoff in ihren Spektren zusammen mit einigen Emissionslinien aufweisen, während manche Wolf-Rayet-Sterne Wasserstofflinien, schwache Emissionen und sogar Absorptionskomponenten zeigen. Diese Sterne tragen Spektralklassen wie O3If * /WN6 und werden als Slash-Sterne bezeichnet. [ 37 ]

Überriesen der Spektralklasse O können Emissionslinien von Helium und Stickstoff oder Emissionskomponenten bestimmter Absorptionslinien entwickeln. Diese werden durch spektrale Besonderheitssuffixe gekennzeichnet, die für diesen Sterntyp spezifisch sind:

  • f für N III- und He II- Emission
  • f * für N- und He-Emissionen, wobei N IV stärker ist als N III
  • f + für Emissionen in Si IV zusätzlich zu N und He
  • Klammern kennzeichnen He II -Absorptionslinien anstelle von Emissionslinien, z. B. (f)
  • Doppelte Klammern zeigen starke He II- Absorption und verdünnte N III -Emission an, z. B. ((f + ))

Diese Codes können auch mit allgemeineren Spektraltypbezeichnungen wie p oder a kombiniert werden. Gängige Kombinationen sind OIafpe und OIf * sowie Ofpe. In den 1970er Jahren erkannte man, dass ein Kontinuum von Spektren existiert, das von reinen Absorptionssternen der Klasse O bis hin zu eindeutigen WR-Typen reicht, und es war unklar, ob einigen intermediären Sternen ein Spektraltyp wie O8Iafpe oder WN8-a zugewiesen werden sollte. Um diese Situationen zu regeln, wurde die Schrägstrich-Notation vorgeschlagen, und dem Stern Sk−67°22 wurde der Spektraltyp O3If * /WN6-A zugeordnet. [ 38 ] Die Kriterien zur Unterscheidung von OIf *- , OIf * /WN- und WN-Sternen wurden im Hinblick auf Konsistenz verfeinert. Die Schrägstrich-Sternklassifizierung wird verwendet, wenn die Hβ - Linie ein P-Cygni-Profil aufweist; dies ist eine Absorptionslinie bei O-Überriesen und eine Emissionslinie bei WN-Sternen. Die folgenden Spektraltypen von Schrägstrichsternen werden anhand der Stickstoffemissionslinien bei 463,4–464,1 nm, 405,8 nm und 460,3–462,0 nm sowie eines Standardsterns für jeden Typ angegeben: [ 37 ]

Klassifizierung der Schrägstrichsterne
SpektraltypStandardsternKriterien
O2If * /WN5Melnick 35N iv ≫ N iii , N v ≥ N iii
O2.5If * /WN6WR 25N iv > N iii , N v < N iii
O3.5Wenn * /WN7Melnick 51N iv < N iii , N v ≪ N iii

Für Ofpe/WN-Sterne wird eine weitere Reihe von Spektraltypen mit Schrägstrich verwendet. Diese Sterne weisen Spektren von O-Überriesen sowie Stickstoff- und Heliumemissionen und P-Cygni-Profile auf. Alternativ können sie als WN-Sterne mit ungewöhnlich niedrigem Ionisationsgrad und Wasserstoffanteil betrachtet werden. [ 39 ] Die Schrägstrich-Notation für diese Sterne war umstritten; alternativ wurde die WR-Stickstoffsequenz auf WN10 und WN11 erweitert. [ 40 ] Andere Autoren bevorzugten die WNha-Notation, beispielsweise WN9ha für WR 108. [ 41 ] Jüngst wurde empfohlen, einen O-Spektraltyp wie O8Iaf zu verwenden, wenn die He -I- Linie bei 447,1 nm in Absorption vorliegt, und eine WR-Klasse wie WN9h oder WN9ha, wenn die Linie ein P-Cygni-Profil aufweist. [ 37 ] Die Ofpe/WN-Schrägstrich-Notation sowie die Klassifizierungen WN10 und WN11 sind jedoch weiterhin weit verbreitet. [ 42 ]

Eine dritte Gruppe von Sternen mit Spektren, die Merkmale sowohl von Sternen der Spektralklasse O als auch von WR-Sternen aufweisen, wurde identifiziert. Neun Sterne in der Großen Magellanschen Wolke besitzen Spektren mit WN3- und O3V-Merkmalen, scheinen aber keine Doppelsterne zu sein. Viele WR-Sterne in der Kleinen Magellanschen Wolke weisen ebenfalls sehr frühe WN-Spektren sowie Absorptionslinien hoher Anregung auf. Es wird vermutet, dass diese ein fehlendes Bindeglied zu klassischen WN-Sternen darstellen oder das Ergebnis von Gezeitenkräften eines massearmen Begleiters sein könnten. [ 43 ]

Nomenklatur

Carina-Nebel um den Wolf-Rayet-Stern WR 22
WR 22 im Carina-Nebel

Die ersten drei identifizierten Wolf-Rayet-Sterne, die zufälligerweise alle heiße Begleiter der Spektralklasse O hatten, waren bereits im Henry-Draper-Katalog nummeriert worden . Diese und weitere Sterne wurden seit ihrer Entdeckung als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet, doch spezifische Namenskonventionen wurden erst 1962 im „vierten“ Katalog galaktischer Wolf-Rayet-Sterne eingeführt. [ 44 ] Die ersten drei Kataloge waren keine expliziten Listen von Wolf-Rayet-Sternen und verwendeten lediglich die bestehende Nomenklatur. [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]

Der vierte Katalog der Wolf-Rayet-Sterne nummerierte sie fortlaufend nach ihrer Rektaszension . Der fünfte Katalog verwendete dieselben Nummern, ergänzt um das Präfix MR nach dem Autor des vierten Katalogs, sowie eine zusätzliche Nummernfolge mit dem Präfix LS für Neuentdeckungen. [ 22 ] Keines dieser Nummerierungssysteme ist heute noch gebräuchlich.

Moderne WR-Kataloge

Der sechste Katalog galaktischer Wolf-Rayet-Sterne trug als erster tatsächlich diesen Namen und bezeichnete auch die fünf vorherigen Kataloge unter diesem Namen. Er führte außerdem die WR-Nummern ein, die seither für galaktische WR-Sterne weit verbreitet sind. Diese bilden wiederum eine numerische Sequenz von WR 1 bis WR 158 in der Reihenfolge der Rektaszension. [ 48 ]

Der 2001 erstellte siebte Katalog und sein Anhang verwendeten dasselbe Nummerierungsschema und fügten neue Sterne mithilfe von Kleinbuchstaben-Suffixen in die Sequenz ein, beispielsweise WR 102ka für einen der zahlreichen WR-Sterne, die im galaktischen Zentrum entdeckt wurden. [ 20 ] [ 49 ] Moderne, umfangreiche Identifizierungsprogramme verwenden eigene Nummerierungsschemata für die große Anzahl neuer Entdeckungen. [ 50 ] Dem siebten Katalog wurde 2006 ein Anhang hinzugefügt.

Im Jahr 2011 wurde ein Online-Katalog galaktischer Wolf-Rayet-Sterne eingerichtet, der von der Universität Sheffield gehostet wird . Stand Februar 2025 umfasst er 709 Sterne. [ 51 ]

Andere Nummerierungssysteme

Wolf-Rayet-Sterne in externen Galaxien werden nach unterschiedlichen Schemata nummeriert. In der Großen Magellanschen Wolke ( LMC) stammt die am weitesten verbreitete und vollständigste Nomenklatur für WR-Sterne aus dem „Vierten Katalog der Wolf-Rayet-Sterne der Population I in der Großen Magellanschen Wolke“ [ 52 ] mit dem Präfix BAT-99 , z. B. BAT-99 105. Viele dieser Sterne werden auch mit ihrer dritten Katalognummer bezeichnet, z. B. Brey 77 [ 53 ] . Stand 2018 sind 154 WR-Sterne in der LMC katalogisiert, hauptsächlich WN-Sterne, aber auch etwa 23 WC-Sterne sowie drei Sterne der extrem seltenen WO-Klasse [ 43 ] [ 54 ] . Viele dieser Sterne werden oft mit ihren RMC-Nummern (Radcliffe Observatory Magellanic Cloud) bezeichnet, die häufig mit R abgekürzt werden, z. B. R136a1 .

In der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) werden WR-Nummern verwendet, die üblicherweise als AB-Nummern bezeichnet werden, beispielsweise AB7 . [ 55 ] Es sind nur zwölf WR-Sterne in der SMC bekannt, eine sehr geringe Anzahl, die vermutlich auf die geringe Metallizität dieser Galaxie zurückzuführen ist . [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]

Im Jahr 2012 erweiterte eine IAU- Arbeitsgruppe das Nummerierungssystem des Katalogs galaktischer Wolf-Rayet-Sterne, sodass neu entdeckte Sterne die nächstliegende bestehende WR-Nummer plus einen numerischen Zusatz in der Reihenfolge ihrer Entdeckung erhalten. Dies gilt für alle Entdeckungen seit dem Anhang von 2006, obwohl einige davon bereits unter der vorherigen Nomenklatur benannt wurden; so trägt WR 42e nun die Nummer WR 42-1. [ 59 ]

Eigenschaften

Wolf-Rayet-Sterne stellen ein normales Entwicklungsstadium sehr massereicher Sterne dar, in dem starke, breite Emissionslinien von Helium und Stickstoff (WN-Sequenz), Kohlenstoff (WC-Sequenz) und Sauerstoff (WO-Sequenz) sichtbar sind. Aufgrund dieser starken Emissionslinien lassen sie sich in nahen Galaxien identifizieren. Etwa 600 Wolf-Rayet-Sterne wurden in unserer Milchstraße katalogisiert . [ 20 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] Diese Zahl hat sich in den letzten Jahren aufgrund photometrischer und spektroskopischer Durchmusterungen im nahen Infrarotbereich, die gezielt nach dieser Art von Objekten in der galaktischen Ebene suchen, deutlich verändert . [ 60 ] Es wird angenommen, dass es in den übrigen Galaxien der Lokalen Gruppe weniger als 1.000 WR-Sterne gibt , wobei etwa 166 in den Magellanschen Wolken [ 43 ] , 206 in der Dreiecksgalaxie [ 61 ] und 154 in der Andromedagalaxie [ 62 ] bekannt sind .

Außerhalb der Lokalen Gruppe wurden in Galaxiendurchmusterungen Tausende weitere Wolf-Rayet-Sterne und -Kandidaten entdeckt. So wurden beispielsweise in der M101-Gruppe über tausend potenzielle Wolf-Rayet-Sterne mit Helligkeiten zwischen 21 und 25 mag nachgewiesen [ 63 ] , und Astronomen hoffen, letztendlich über zehntausend katalogisieren zu können [ 64 ] . Diese Sterne dürften besonders häufig in den nach ihnen benannten Wolf-Rayet-Galaxien und in Starburst-Galaxien vorkommen [ 65 ] .

Ihre charakteristischen Emissionslinien entstehen in der ausgedehnten und dichten Hochgeschwindigkeitswindregion, die die sehr heiße Sternphotosphäre umhüllt. Diese erzeugt eine Flut von UV- Strahlung, die in der linienbildenden Windregion Fluoreszenz verursacht. [ 16 ] Bei diesem Ausstoßprozess werden nacheinander zunächst die stickstoffreichen Produkte der CNO-Zyklus -Wasserstofffusion (WN-Sterne) und später die kohlenstoffreiche Schicht aufgrund der Heliumfusion (WC- und WO-Sterne) freigelegt. [ 13 ]

Physikalische Eigenschaften von Sternen der galaktischen Population I WN [ 28 ] [ 66 ] [ 67 ]
Spektraltyp​Temperatur (K)Radius ( R ☉ )Masse ( M ☉ )Leuchtkraft ( L ☉ )Absolute GrößeBeispiel
WN2141.0000,8916280.000−2,6WR 2
WN385.0002.319220.000−3,2WR 46
WN470.0002.315200.000−3,8WR 1
WN560.0003.715160.000−4,4WR 149
WN5h50.000202005.000.000−8,0R136a1
WN656.0005,718160.000−5,1CD Crucis
WN6h45.00025743.300.000−7,5NGC 3603-A1
WN750.0006.021350.000−5,7WR 120
WN7h45.00023522.000.000−7,2WR 22
WN845.0006.611160.000−5,5WR 123
WN8h40.00022391.300.000−7,2WR 124
WN9h35.0002333940.000−7,1WR 102ea

Man erkennt, dass WNh-Sterne völlig andere Objekte sind als WN-Sterne ohne Wasserstoff. Trotz ähnlicher Spektren sind sie wesentlich massereicher, deutlich größer und gehören zu den leuchtkräftigsten bekannten Sternen. Sie wurden bereits als WN5h in den Magellanschen Wolken nachgewiesen. Der im Spektrum der WNh-Sterne sichtbare Stickstoff ist zwar auch ein Produkt der CNO-Zyklusfusion im Kern, tritt aber aufgrund von Rotations- und Konvektionsströmungen an der Oberfläche der massereichsten Sterne auf, noch während der Wasserstofffusion im Kern, und nicht erst nach dem Verlust der äußeren Hülle während der Heliumfusion im Kern. [ 15 ]

Physikalische Eigenschaften von Sternen der galaktischen Population I WO/C [ 68 ]
Spektraltyp​Temperatur (K) [ 68 ]Radius ( R ☉ ) [ 68 ]Masse ( M ☉ ) [ 68 ]Leuchtkraft ( L ☉ ) [ 68 ]Absolute GrößeBeispiel
WO2200.0000,722630.000−1,7WR 142
WC4117.0000,910158.000−3,28WR 143
WC583.0003.218398.000−4,87Theta Muscae
WC678.0003.618501.000−4,75WR 45
WC771.0004.017398.000−4,8WR 86
WC860.0006.318398.000−5,32Gamma Velorum
WC944.0008,713251.000−5,57WR 104

Einige Wolf-Rayet-Sterne der Kohlenstoffsequenz („WC“), insbesondere solche der neueren Spektraltypen, zeichnen sich durch ihre Staubproduktion aus . Diese tritt üblicherweise bei Sternen in Doppelsternsystemen als Folge der Kollision der Sternwinde auf , die das Paar bilden [ 20 ] , wie beispielsweise beim bekannten Doppelstern WR 104 ; dieser Prozess findet jedoch auch bei Einzelsternen statt. [ 16 ]

Einige wenige – etwa 10 % – der Zentralsterne planetarischer Nebel sind trotz ihrer deutlich geringeren Masse – typischerweise ~0,6 M☉ – ebenfalls vom WR-Typ; d. h., sie zeigen Emissionslinienspektren mit breiten Linien von Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff. Diese als [WR] bezeichneten Sterne sind deutlich älter und stammen von entwickelten, massearmen Sternen ab. Sie sind eng mit Weißen Zwergen verwandt , nicht jedoch mit den sehr jungen, sehr massereichen Sternen der Population I , die den Großteil der WR-Klasse ausmachen. [ 69 ] Sie werden heute im Allgemeinen nicht mehr zu den Wolf-Rayet-Sternen gezählt oder als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet. [ 28 ]

Metallizität

Anzahl und Eigenschaften von Wolf-Rayet-Sternen variieren mit der chemischen Zusammensetzung ihrer Vorläufersterne. Ein Hauptgrund dafür ist die Massenverlustrate bei unterschiedlichen Metallizitäten. Höhere Metallizität führt zu einem höheren Massenverlust, was die Entwicklung massereicher Sterne und auch die Eigenschaften von Wolf-Rayet-Sternen beeinflusst. Ein höherer Massenverlust bewirkt, dass Sterne ihre äußeren Schichten verlieren, bevor sich ein Eisenkern bildet und kollabiert. Dadurch erreichen massereichere Rote Überriesen wieder höhere Temperaturen, bevor sie als Supernova explodieren, während die massereichsten Sterne nie zu Roten Überriesen werden. Im Wolf-Rayet-Stadium führt ein höherer Massenverlust zu einer stärkeren Verarmung der Schichten außerhalb des Konvektionskerns, geringeren Wasserstoffhäufigkeiten an der Oberfläche und einem schnelleren Abstreifen von Helium, wodurch ein WC-Spektrum entsteht.

Diese Trends lassen sich in den verschiedenen Galaxien der Lokalen Gruppe beobachten. Die Metallizität variiert von nahezu solaren Werten in der Milchstraße über etwas niedrigere Werte in M31 und noch niedrigere in der Großen Magellanschen Wolke bis hin zu deutlich niedrigeren Werten in der Kleinen Magellanschen Wolke. Starke Metallizitätsvariationen zeigen sich zwischen den einzelnen Galaxien: M33 und die Milchstraße weisen höhere Metallizitäten in der Nähe des Zentrums auf, während M31 in der Scheibe eine höhere Metallizität als im Halo zeigt. So besitzt die Kleine Magellansche Wolke im Verhältnis zu ihrer Sternentstehungsrate nur wenige Wolf-Rayet-Sterne und überhaupt keine Wolf-Rayet-Sterne (nur ein Stern hat den Spektraltyp WO). Die Milchstraße weist etwa gleich viele Wolf-Rayet-Sterne und Wolf-Rayet-Sterne sowie eine große Gesamtzahl an Wolf-Rayet-Sternen auf. Die anderen Hauptgalaxien besitzen etwas weniger Wolf-Rayet-Sterne und mehr Wolf-Rayet-Sterne als Wolf-Rayet-Sterne. In der Großen Magellanschen Wolke und insbesondere in der Kleinen Magellanschen Wolke weisen Wolf-Rayet-Galaxien eine schwächere Emission und eine Tendenz zu höheren atmosphärischen Wasserstoffanteilen auf. SMC-WR-Sterne zeigen fast ausnahmslos selbst bei den frühesten Spektraltypen einige Wasserstoff- und sogar Absorptionslinien, da die Photosphäre durch schwächere Winde nicht vollständig verdeckt wird. [ 70 ]

Die maximale Masse eines Hauptreihensterns, der sich über eine Phase als Roter Überriese zurück zu einem WNL-Stern entwickeln kann, wird auf etwa 20 M☉ in der Milchstraße, 32 M☉ in der Großen Magellanschen Wolke (LMC) und über 50 M☉ in der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) berechnet  . Die weiter entwickelten WNE-  und WC  - Stadien werden nur von Sternen mit einer Anfangsmasse von über 25 M☉ bei nahezu solarer Metallizität bzw. über 60 M☉ in der LMC erreicht  . Bei der  normalen Entwicklung einzelner Sterne werden bei der Metallizität der SMC keine WNE- oder WC-Sterne erwartet. [ 71 ]

Drehung

Hubble entdeckt riesige Gasscheibe um einzigartigen massereichen Stern
Künstlerische Darstellung einer Gasscheibe um den massiven wasserstoffreichen Stern WR 122

Der Massenverlust eines Sterns wird maßgeblich von seiner Rotationsgeschwindigkeit beeinflusst, insbesondere bei geringer Metallizität. Schnelle Rotation führt zu einer Durchmischung der Fusionsprodukte im gesamten Stern, wodurch die Häufigkeit schwerer Elemente an der Oberfläche zunimmt und der Massenverlust beschleunigt wird. Schnelle Rotation bewirkt, dass Sterne länger auf der Hauptreihe verbleiben als langsam rotierende Sterne, sich schneller vom Roten Überriesenstadium entfernen oder bei sehr hohen Massen, hoher Metallizität oder sehr schneller Rotation sogar direkt von der Hauptreihe zu höheren Temperaturen gelangen.

Der Verlust an Sternmasse führt zu einem Verlust an Drehimpuls, wodurch die Rotation massereicher Sterne rasch abgebremst wird. Sehr massereiche Sterne mit nahezu solarer Metallizität sollten auf der Hauptreihe fast zum Stillstand kommen, während sie bei der Metallizität der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) selbst bei den höchsten beobachteten Massen noch schnell rotieren können. Die schnelle Rotation massereicher Sterne könnte die unerwarteten Eigenschaften und die hohe Anzahl von WR-Sternen in der SMC erklären, beispielsweise ihre relativ hohen Temperaturen und Leuchtkräfte. [ 70 ]

Binärdateien

Massereiche Sterne in Doppelsternsystemen können sich durch das Abstreifen von Masse durch einen Begleiter zu Wolf-Rayet-Sternen entwickeln, anstatt durch einen intrinsischen Massenverlust aufgrund eines Sternwinds. Dieser Prozess ist relativ unempfindlich gegenüber der Metallizität oder Rotation der einzelnen Sterne und führt erwartungsgemäß zu einer konsistenten Anzahl von Wolf-Rayet-Sternen in allen Galaxien der Lokalen Gruppe. Daher sollte der Anteil der über Doppelsterne entstehenden Wolf-Rayet-Sterne und somit auch die Anzahl der beobachteten Wolf-Rayet-Sterne in Doppelsternsystemen in Umgebungen mit geringer Metallizität höher sein. Berechnungen legen nahe, dass der Anteil der in der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) beobachteten Wolf-Rayet-Sterne in Doppelsternsystemen bis zu 98 % betragen sollte, obwohl tatsächlich weniger als die Hälfte einen massereichen Begleiter besitzt. In der Milchstraße liegt der Anteil in Doppelsternsystemen bei etwa 20 %, was mit theoretischen Berechnungen übereinstimmt. [ 72 ]

Nebel

LHA 115 - N76A
AB7 erzeugt einen der am stärksten angeregten Nebel in den Magellanschen Wolken .

Ein signifikanter Anteil der WR-Sterne ist von Nebeln umgeben, die direkt mit dem Stern in Verbindung stehen. Es handelt sich dabei nicht nur um den normalen Hintergrundnebel, der in massereichen Sternentstehungsgebieten auftritt, und auch nicht um planetarische Nebel, die von einem Stern nach dem AGB-Stadium gebildet werden . Die Nebel weisen vielfältige Formen auf, was ihre Klassifizierung erschwert. Viele wurden ursprünglich als planetarische Nebel katalogisiert, und oft kann nur eine sorgfältige Untersuchung in mehreren Wellenlängenbereichen einen planetarischen Nebel um einen massearmen Stern nach dem AGB-Stadium von einem ähnlich geformten Nebel um einen massereicheren Stern mit Heliumbrennkern unterscheiden. [ 71 ] [ 73 ]

Wolf-Rayet-Galaxien

Eine Wolf-Rayet-Galaxie ist eine Art von Starburst-Galaxie, in der genügend Wolf-Rayet-Sterne (WR-Sterne) vorhanden sind, sodass deren charakteristische Emissionslinienspektren im Gesamtspektrum der Galaxie sichtbar werden. [ 74 ] Insbesondere eine breite Emissionslinie, die durch die 468,6 nm He II-Linie und nahegelegene Spektrallinien verursacht wird, ist das charakteristische Merkmal einer Wolf-Rayet-Galaxie. Die relativ kurze Lebensdauer von WR-Sternen bedeutet, dass die Starbursts in solchen Galaxien innerhalb der letzten Millionen Jahre stattgefunden haben und weniger als eine Million Jahre gedauert haben müssen, da die WR-Emission sonst von einer großen Anzahl anderer leuchtkräftiger Sterne überstrahlt würde. [ 75 ]

Evolution

Theorien zur Entstehung, Entwicklung und zum Tod von WR-Sternen haben sich im Vergleich zur Erklärung weniger extremer Sternentwicklungen nur langsam herausgebildet . Sie sind selten, weit entfernt und oft verdeckt, und selbst im 21. Jahrhundert sind viele Aspekte ihres Lebenszyklus noch unklar.

Geschichte

Obwohl Wolf-Rayet-Sterne seit dem 19. Jahrhundert eindeutig als ungewöhnliche und eigenständige Sternklasse identifiziert wurden [ 76 ] , blieb ihre Natur bis zum Ende des 20. Jahrhunderts unklar. Vor den 1960er Jahren war selbst die Klassifizierung der WR-Sterne höchst unsicher, und ihre Natur und Entwicklung waren im Wesentlichen unbekannt. Die große Ähnlichkeit der Zentralsterne planetarischer Nebel (CSPNe) mit den wesentlich leuchtkräftigeren klassischen WR-Sternen trug zu dieser Unsicherheit bei. [ 77 ]

Um 1960 wurde die Unterscheidung zwischen zirkumstellaren Sternen (CSPNe) und massereichen, leuchtkräftigen klassischen WR-Sternen deutlicher. Studien zeigten, dass es sich um kleine, dichte Sterne handelte, die von ausgedehntem zirkumstellarem Material umgeben waren. Es war jedoch noch unklar, ob dieses Material vom Stern ausgestoßen wurde oder sich um ihn herum zusammenzog. [ 78 ] [ 79 ] Die ungewöhnlichen Häufigkeiten von Stickstoff, Kohlenstoff und Sauerstoff sowie das Fehlen von Wasserstoff wurden erkannt, die Gründe dafür blieben aber unklar. [ 80 ] Man erkannte, dass WR-Sterne sehr jung und sehr selten waren, aber es war noch immer Gegenstand der Diskussion, ob sie sich auf die Hauptreihe zu oder von ihr weg entwickelten. [ 81 ] [ 82 ]

In den 1980er Jahren wurden WR-Sterne als Nachkommen massereicher OB-Sterne anerkannt, obwohl ihr genauer Entwicklungsstand im Verhältnis zur Hauptreihe und anderen entwickelten massereichen Sternen noch unbekannt war. [ 83 ] Theorien, die das gehäufte Vorkommen von WR-Sternen in massereichen Doppelsternsystemen und ihren Wasserstoffmangel auf gravitative Abstreifung zurückführten, wurden weitgehend ignoriert oder verworfen. [ 84 ] WR-Sterne wurden als mögliche Vorläufer von Supernovae vorgeschlagen, insbesondere der neu entdeckten Typ-Ib-Supernovae, die zwar keinen Wasserstoff enthalten, aber offenbar mit jungen massereichen Sternen assoziiert sind. [ 83 ]

Zu Beginn des 21. Jahrhunderts galten WR-Sterne weitgehend als massereiche Sterne, die ihren Wasserstoffkern verbraucht, die Hauptreihe verlassen und den größten Teil ihrer Atmosphäre abgestoßen hatten, wobei ein kleiner, heißer Kern aus Helium und schwereren Fusionsprodukten zurückblieb. [ 85 ] [ 86 ]

Aktuelle Modelle

Blaue Blase in Carina
WR 31a ist von einer blauen Blase umgeben, die durch einen starken Sternenwind entstanden ist, der auf Material traf, das in früheren Stadien des Lebens des Sterns ausgestoßen wurde (ESA/Hubble & NASA-Danksagung: Judy Schmidt).

Die meisten Wolf-Rayet-Sterne (WR-Sterne), die zur klassischen Population I gehören, gelten heute als natürliches Entwicklungsstadium der massereichsten Sterne (abgesehen von den selteneren Zentralsternen planetarischer Nebel). Sie entstehen entweder nach einer Phase als Roter Überriese, nach einer Phase als Blauer Überriese oder direkt aus den massereichsten Hauptreihensternen. Nur die masseärmeren Roten Überriesen explodieren in diesem Stadium als Supernova, während massereichere Rote Überriesen beim Abstoßen ihrer Atmosphäre wieder höhere Temperaturen erreichen. Einige explodieren im Stadium des Gelben Hyperriesen oder des Blauen Blauen Überriesen (LBV), viele entwickeln sich jedoch zu Wolf-Rayet-Sternen. [ 87 ] Sie haben fast ihren gesamten Wasserstoff verloren oder verbrannt und fusionieren nun Helium in ihren Kernen oder, für einen sehr kurzen Zeitraum am Ende ihres Lebens, schwerere Elemente. [ 87 ]

Massereiche Hauptreihensterne besitzen einen sehr heißen Kern, in dem Wasserstoff durch den CNO-Prozess sehr schnell fusioniert wird, was zu starker Konvektion im gesamten Stern führt. Dadurch gelangt Helium an die Oberfläche, ein Prozess, der durch Rotation verstärkt wird, möglicherweise durch differentielle Rotation , bei der der Kern schneller rotiert als die Oberfläche. Solche Sterne weisen bereits in jungen Jahren eine Stickstoffanreicherung an der Oberfläche auf, die durch Veränderungen im Kohlenstoff-Stickstoff-Verhältnis aufgrund des CNO-Zyklus verursacht wird. Die Anreicherung schwerer Elemente in der Atmosphäre sowie die Zunahme der Leuchtkraft erzeugen starke Sternwinde, die die Quelle der Emissionslinienspektren sind. Diese Sterne entwickeln ein Of-Spektrum, Of*, wenn sie ausreichend heiß sind, das sich mit zunehmender Stärke der Sternwinde zu einem WNh-Spektrum weiterentwickelt. Dies erklärt die hohe Masse und Leuchtkraft der WNh-Sterne, die im Kern weiterhin Wasserstoff verbrennen und nur wenig ihrer ursprünglichen Masse verloren haben. Diese werden sich schließlich zu blauen Überriesen (LBVs?) entwickeln, wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, oder, wenn die Durchmischung effizient genug ist (z. B. durch schnelle Rotation), können sie sich direkt zu WN-Sternen ohne Wasserstoff entwickeln.

WR-Sterne beenden ihr Leben wahrscheinlich durch eine heftige Explosion, anstatt zu einem Weißen Zwerg zu verblassen. Daher würde jeder Stern mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa dem Neunfachen der Sonnenmasse unweigerlich in einer Supernova-Explosion enden (mit Ausnahme des direkten Kollapses [ 88 ] ), viele davon ausgehend vom WR-Stadium. [ 28 ] [ 87 ] [ 89 ]

Eine einfache Abfolge von WR-Sternen von niedrigen zu hohen Temperaturen, die schließlich zu WO-Sternen führt, wird durch Beobachtungen nicht gestützt. WO-Sterne sind extrem selten, und alle bekannten Beispiele sind leuchtkräftiger und massereicher als die relativ häufigen WC-Sterne. Alternative Theorien legen nahe, dass WO-Sterne entweder nur aus den massereichsten Hauptreihensternen entstehen [ 16 ] und/oder dass sie ein extrem kurzlebiges Endstadium von nur wenigen tausend Jahren vor ihrer Explosion bilden, wobei die WC-Phase der Heliumbrennphase im Kern und die WO-Phase den darüber hinausgehenden Phasen der Kernfusion entspricht. Es ist weiterhin unklar, ob das WO-Spektrum ausschließlich auf Ionisationseffekte bei sehr hohen Temperaturen zurückzuführen ist, einen tatsächlichen Unterschied in der chemischen Zusammensetzung widerspiegelt oder ob beide Effekte in unterschiedlichem Maße auftreten. [ 87 ] [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]

Schematische Entwicklung von Sternen anhand ihrer Anfangsmasse (bei solarer Metallizität)
Anfangsmasse ( M ☉ )EvolutionssequenzSupernova- Typ
~250+ Keine [ 88 ]
~140– ~250 WNh-WNE-WO IC/Paar-Instabilität
120– ~140WNh → WN → WC → WOIC
60–120O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL]IIn
45–60O → WNh → LBV/WNE? → WOIb/c
20–45O → RSG → WNE → WCIb
15–20O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (blaue Schleifen)II-L (oder IIb)
8–15B → RSGII-P

Schlüssel:

  • O: Hauptreihenstern vom Typ O
  • Von: entwickelter O-Typ, der N- und He-Emissionen zeigt
  • BSG: Blauer Überriese
  • RSG: Roter Überriese
  • YHG: Gelber Hyperriese
  • LBV: leuchtend blaue Variable
  • WNh: WN plus Wasserstoffleitungen
  • WNL: „später“ Wolf-Rayet-Stern der Spektralklasse WN (etwa WN6 bis WN11)
  • WNE: „früher“ Wolf-Rayet-Stern der Spektralklasse WN (etwa WN2 bis WN6)
  • WN/WC: Übergangsstern (im Übergang von WN zu WC) Wolf-Rayet-Stern (kann WN#/WCE oder WC#/WN sein)
  • WC: Wolf-Rayet-Stern der WC-Klasse
  • WO: Wolf-Rayet-Stern der Klasse WO

Wolf-Rayet-Sterne entstehen aus massereichen Sternen, wobei die entwickelten Sterne der Population I bis zum Auftreten des Wolf-Rayet-Phänomens die Hälfte oder mehr ihrer ursprünglichen Masse verloren haben. Beispielsweise besitzt γ 2 Velorum A derzeit etwa die neunfache Sonnenmasse, hatte aber ursprünglich mindestens die 40-fache Sonnenmasse. [ 93 ] Massereiche Sterne sind sehr selten, da sie seltener entstehen und eine kurze Lebensdauer haben. Daher sind Wolf-Rayet-Sterne selbst extrem selten, da sie nur aus den massereichsten Hauptreihensternen entstehen und eine relativ kurze Phase im Leben dieser Sterne darstellen. Dies erklärt auch, warum Supernovae vom Typ Ib/c seltener sind als vom Typ II, da sie aus massereicheren Sternen hervorgehen.

WNh-Sterne, die spektroskopisch ähnlich sind, aber tatsächlich viel weniger entwickelte Sterne darstellen, die erst begonnen haben, ihre Atmosphäre abzustoßen, bilden eine Ausnahme und behalten noch einen Großteil ihrer ursprünglichen Masse. Die massereichsten derzeit bekannten Sterne sind allesamt WNh-Sterne und keine Hauptreihensterne vom Spektraltyp O. Dies ist zu erwarten, da solche Sterne bereits wenige tausend Jahre nach ihrer Entstehung Helium und Stickstoff an der Oberfläche aufweisen, möglicherweise bevor diese durch die umgebende Gaswolke sichtbar werden. Eine alternative Erklärung ist, dass diese Sterne so massereich sind, dass sie sich nicht als normale Hauptreihensterne bilden konnten, sondern das Ergebnis von Verschmelzungen weniger extremer Sterne sind. [ 94 ]

Die Schwierigkeiten, die beobachteten Anzahlen und Typen von Wolf-Rayet-Sternen durch die Entwicklung einzelner Sterne zu modellieren, haben zu Theorien geführt, wonach sie durch Wechselwirkungen in Doppelsternsystemen entstehen, welche den Verlust der äußeren Schichten eines Sterns durch Massenaustausch beschleunigen könnten. WR 122 ist ein mögliches Beispiel: Er besitzt eine flache Gasscheibe mit einem Durchmesser von fast 2 Billionen Meilen, die den Stern umgibt, und könnte einen Begleitstern haben, der seine äußere Hülle abgetragen hat. [ 95 ]

Supernovae

Es besteht die weitverbreitete Vermutung, dass viele Vorläufer von Supernovae des Typs Ib und Ic WR-Sterne sind, obwohl bisher kein solcher Vorläufer eindeutig identifiziert werden konnte.

Supernovae vom Typ Ib weisen keine Wasserstofflinien in ihren Spektren auf. Die häufigeren Supernovae vom Typ Ic weisen weder Wasserstoff- noch Heliumlinien in ihren Spektren auf. Als Vorläufer solcher Supernovae werden massereiche Sterne erwartet, denen entweder Wasserstoff in ihren äußeren Schichten oder sowohl Wasserstoff als auch Helium fehlt. WR-Sterne sind genau solche Objekte. Allen WR-Sternen fehlt Wasserstoff, und bei einigen WR-Sternen, insbesondere der WO-Gruppe, ist auch Helium stark verarmt. Es wird erwartet, dass WR-Sterne einen Kernkollaps erleiden, sobald sie einen Eisenkern gebildet haben. Die resultierenden Supernova-Explosionen wären vom Typ Ib oder Ic. In einigen Fällen ist es möglich, dass der direkte Kollaps des Kerns zu einem Schwarzen Loch keine sichtbare Explosion erzeugt. [ 96 ]

WR-Sterne sind aufgrund ihrer hohen Temperaturen sehr leuchtkräftig, aber visuell nicht hell, insbesondere die heißesten Exemplare, die vermutlich die meisten Vorläufersterne von Supernovae bilden. Theoretische Überlegungen legen nahe, dass die bisher beobachteten Vorläufersterne von Typ-Ibc-Supernovae nicht hell genug wären, um detektiert zu werden, obwohl sie die Eigenschaften dieser Vorläufersterne einschränken. [ 91 ] Ein möglicher Vorläuferstern, der am Ort der Supernova iPTF13bvn verschwunden ist , könnte ein einzelner WR-Stern sein, [ 97 ] obwohl andere Analysen ein weniger massereiches Doppelsternsystem mit einem abgestreiften Stern oder einem Heliumriesen favorisieren. [ 98 ] [ 99 ] Der einzige weitere mögliche WR-Supernova-Vorläuferstern ist der von SN 2017ein , und auch hier ist unklar, ob es sich um einen einzelnen massereichen WR-Stern oder ein Doppelsternsystem handelt. [ 100 ]

Im Jahr 2022 berichteten Astronomen des Gran Telescopio Canarias über die erste Supernova-Explosion eines Wolf-Rayet-Sterns. SN 2019hgp war eine Supernova vom Typ Icn und ist zugleich die erste, in der das Element Neon nachgewiesen wurde. [ 101 ] [ 102 ]

Beispiele

Das mit Abstand auffälligste Beispiel eines Wolf-Rayet-Sterns ist γ 2 Velorum (WR 11), ein heller Stern, der südlich des 40. Breitengrades Nord mit bloßem Auge sichtbar ist , obwohl der größte Teil seines Lichts von einem O7,5-Riesen als Begleiter stammt. Aufgrund seines ungewöhnlichen Spektrums (helle Emissionslinien anstelle dunkler Absorptionslinien ) wird er als „Spektraljuwel des Südhimmels“ bezeichnet. Der einzige weitere Wolf-Rayet-Stern mit einer Helligkeit von über 6 mag ist θ Muscae (WR 48), ein Dreifachstern mit zwei Begleitern der Spektralklasse O. Beide sind WC-Sterne. Der ehemalige WR-Stern WR 79a ( HR 6272 ) ist heller als 6 mag, gilt aber heute als ungewöhnlicher O8-Überriese mit starker Emission. Der nächsthellste Stern mit einer Helligkeit von 6,4 mag ist WR 22 , ein massereicher Doppelstern mit einem WN7h-Hauptstern. [ 20 ]

Der massereichste und leuchtkräftigste derzeit bekannte Stern, R136a1 , ist ebenfalls ein Wolf-Rayet-Stern vom Typ WNh, in dessen Kern noch Wasserstoff fusioniert. Dieser Sterntyp, zu dem viele der leuchtkräftigsten und massereichsten Sterne gehören, ist sehr jung und findet sich üblicherweise nur im Zentrum der dichtesten Sternhaufen. Gelegentlich wird ein WNh-Stern wie VFTS 682 außerhalb solcher Haufen entdeckt, vermutlich nachdem er aus einem Mehrfachsystem ausgestoßen wurde oder mit anderen Sternen interagiert hat.

Ein Beispiel für ein Dreifachsternsystem mit einem Wolf-Rayet-Doppelstern ist Apep . Es stößt durch seine extremen Sternwinde enorme Mengen an Kohlenstoffstaub aus. Während die beiden Sterne einander umkreisen, formt sich aus dem Staub ein leuchtender, rußiger Schweif.

Die heißesten nicht-entarteten Sterne (die heißesten wenigen) sind Wolf-Rayet-Sterne. Der heißeste von ihnen ist WR 102 mit einer Temperatur von schätzungsweise 210.000 K, gefolgt von WR 142 mit etwa 200.000 K. LMC195-1 , ein Stern in der Großen Magellanschen Wolke , dürfte eine ähnliche Temperatur aufweisen, die jedoch derzeit unbekannt ist.

ein riesiger glimmender Stern
HD 184738 , auch bekannt als Campbells Stern. Es handelt sich dabei um einen planetarischen Nebel, dessen Zentralstern im Gegensatz zur Hauptklasse der massereichen Wolf-Rayet-Sterne ein alter, massearmer Stern ist. [ 103 ]

HD 45166 wurde als der massereichste bekannte magnetische Stern und als der erste bekannte magnetische Wolf-Rayet-Stern beschrieben. [ 104 ]

Nur eine Minderheit der planetarischen Nebel besitzt Zentralsterne vom WR-Typ, aber eine beträchtliche Anzahl bekannter planetarischer Nebel weist solche auf.

Planetarische Nebel mit Zentralsternen vom WR-Typ [ 105 ]
Planetarischer NebelZentralsterntyp
NGC 2452[WO1]
NGC 2867[WO2]
NGC 5189 (Spiralplanetarischer Nebel)[WO1]
NGC 2371-2[WO1]
NGC 5315[WO4]
NGC 40[WC8]
NGC 7026[WO3]
NGC 1501[WO4]
NGC 6751[WO4]
NGC 6369 (Kleiner Geisternebel)[WO3]
MyCn18 (Sanduhrnebel)[WC]– PG1159

Siehe auch

Referenzen

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Weiterführende Literatur