Wolf-Rayet-Stär

Wolf-Rayet-Stäre, an der Fachliteratur och WR-Stären ofgekierzt, sinn déi fräigeluecht Käre vu fréiere masseräiche Stären. Si sinn nom franséischen Astronom Charles Wolf (1827–1918) an dem Georges Rayet (1839–1906) benannt.

 Eegenschaften 
Déi bis elo gemoosse Masse vun de Wolf-Rayet-Stäre leien tëscht 10 an 256 SonnemassenBBC, "Astronomers detect 'monster star'", obschonn ufanks eng theoreetesch Uewergrenz bei ongeféier 150 Sonnemassen erwaart gouf. D'Uewerflächentemperatur läit tëscht 30.000 an 120.000 Kelvin.Rätselhafte Schönheiten auf astronomie.de (ofgeruff de 14. Dezember 2010)

WR-Stäre stousse grouss Deeler Matière an hir Ëmgéigend of. Dës Stärewande ginn duerch d'Stralung vum Stär op bis zu 4000 km s−1 acceleréiertBergmann, Schäer: Sterne und Weltraum, Seite 251, wat am kontinuéierleche Spektrum staark a breet Emissiounslinnen iwwerlagert. E WR-Stär ka bis zu 10−4 Sonnemasse pro Joer verléieren, also bis zu enger Sonnemass an 10.000 Joren. Episodeweis kann d'Masseverloschtquot souguer nach op en Zéngtfacht dovu klammenA. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos (7. Auflage) S. 254. De Stärewand vu kuelestoffräiche Wolf-Rayet-Stäre mat engem spéide Spektraltyp WC kondenséiert zu Stëbsdeelercher. Dëst geschitt op engem gréisseren Ofstand, wou de Stëbs net méi duerch déi intensiv Ultraviolettstralung dissozéiert gëtt. Et handelt sech dobäi net ëm e kontinuéierleche Prozess, mä et forme sech diskreet Wolleken ëm de Wolf-Rayet-Stär. Opgrond vun der verännerlecher Absorptioun duerch de kuelestoffräiche Stëbs kënnt et zu Hellegkeetsschwankungen.

WR-Stären entstinn och an enke Duebelstäresystemer. Fänkt e masseräiche Stär un, sech vun der Haaptrei ewech ze beweegen an deent sech dobäi aus, sou kann hien d'Roche-Grenz iwwerschreiden. Dobäi ass déi baussenzeg Atmosphär net méi un de Stär gebonnen a ka fortstréimen. Déi weider Entwécklung vum Stär féiert zu enger weiderer Expansioun an déi baussenzeg Schichte ginn verluer. Zeréck bleift e WR-Stär mat enger spektraler Signatur, déi d'thermonuklear Reaktioune vum Waasserstoffbrennen an/oder Heliumbrennen am fréiere Kär weist. Dat bekanntst Beispill fir e WR-Stär an engem Duebelstäresystem ass V444 Cygni.

 Andeelung 
Wolf-Rayet-Stäre ginn an zwou Haaptkategorien agedeeltA. Unsöld, B. Baschek: Der neue Kosmos (7. Auflage) S. 189Wolf-Rayet Stars auf harvard.eduWolf-Rayet bei der AG Spektroskopie der Vereinigung der Sternfreunde (Benennung nom Element dat iwwerweit an den Emissiounslinnen; d'Reiefolleg gëllt och fir déi zäitlech Entwécklung, k. ë.):
 De WN-Typ weist haaptsächlech Emissiounslinne vum Helium a méifach ioniséiertem Stéckstoff.
 De WC-Typ weist haaptsächlech Emissiounslinne vum Sauerstoff a méifach ioniséiertem Kuelestoff.
 WO-Stäre stellen eng Ausdeenung vum WC-Typ duer a si ganz rar; bei hinnen dominéieren d'Sauerstofflinnen.
Dës Elementer stamen aus der Nukleosynthes vum Wolf-Rayet-Stär, déi ze gesi sinn, wann hie seng waasserstoffräich Atmosphär ofbléist.

 Entwécklung 
Déi typesch Entwécklung vun engem Wolf-Rayet-Stär hänkt vun der Ufanksmass vum ufängleche Stär of. Dobäi ass ze beuechten, datt schonn wärend der Entwécklung zum Wolf-Rayet-Stär Masseverloscht stattfënnt, soudatt d'Masse vun de WR-Stären däitlech méi niddreg wéi d'Ufanksmasse kënne sinn.
 M☉  Entwécklungswee > 75  O-Stär → WN (waasserstoffräich) → LBV → WN (waasserstoffaarm) → WC → SN Ic 40 – 75  O-Stär → LBV → WN (waasserstoffaarm) → WC → SN Ic < 40  O-Stär → LBV oder Rouden Iwwerris → WN (waasserstoffaarm) → SN Ib
Trotz ëmfangräichen Duerchmusterunge wéi de Palomar Transient Factory ass et bis elo nach net gelongen d'Virleefer vu Supernovae vum Typ Ibc op Fotoe virum Ausbroch z'identifizéieren. Dobäi sollt et sech bei de Virleefer ëm liichtkräfteg Wolf-Rayet-Stäre handele mat enger absolutter visueller Hellegkeet, déi ronn 150 Mol méi héich si wéi déi vun duerchschnëttleche Wolf-Rayet-Stären. Simulatiounsrechnunge vu massive WR-Stären, déi sech a Supernovae vum Typ Ibc entwéckelen, weisen e bal vollstännege Verloscht vun hirer Heliumatmosphär kuerz virum Kärkollaps. Dobäi klëmmt d'Uewerflächentemperatur op Wäerter vun iwwer 150.000 K an entspriechend dem Verrécklungsgesetz vum Wien (nom Wilhelm Wien benannt) gëtt déi meescht Stralung am Beräich vum wäiten Ultraviolett ofginn. Dofir si Wolf-Rayet-Stäre kuerz virun hirem Kärkollaps zimmlech liichtschwaach Stäre mat absolutte visuellen Hellegkeeten MV vun -2 an domat ongeféier ëm de Faktor 100 méi liichtschwaach wéi déi meescht WR-Stären.

Nom Kollapsar-Modell kéinte séier rotéierend Wolf-Rayet-Stären och d'Virleefer vu laange Gammablëtzer sinn. Éischtens ass den Zesummenhank tëscht laange Gammablëtzer a Supernovae vum Typ Ibc an der Tëschenzäit duerch Observatioune verifizéiert ginn an zweetens sinn an den optesche Spektre vun de laange Gammablëtzer bloverréckelt Absorptiounslinne mat Vitesse vun 3.000 bis 4.000 km/s nogewise ginn. D'Eegenschafte vun dëse bloverréckelten Absorptiounslinne passen zu enger Wiesselwierkung vun der Supernova mat zirkumstellarer Matière, déi duerch de Stärewand vun engem Wolf-Rayet-Stär entstanen ass.

 Zentralstäre mat Planetareschem Niwwel 
Opgrond vu morphologeschen Änlechkeete vum Spektrum (staark a breet Emissiounslinnen) ginn och ronn 10 % vun de Zentralstäre vu planetareschen Niwwel als Wolf-Rayet-Stäre bezeechent. Et handelt sech heibäi ëm massenaarm Stären (ongeféier 0,6 Sonnemassen, Ufanksmassen ënner 8 Sonnemassen) mat enger waasserstoffaarmer Atmosphär.

Fir Konfusiounen z'ënnerloossen huet sech fir dës Objeten déi engl. Ofkierzung WR-CSPN (Wolf-Rayet - Central Star with Planetary Nebula) resp. [WC] (mat eckege Klameren), geleeëntlech och [WR], duerchgesat.

Et gëtt ugeholl, datt [WR]-CSPN aus Post-AGB-Stären duerch en Helium-Flash entstinn, bei deem de gréissten Deel vum Waasserstoff am Stär no ënne gemëscht an do verbrannt gëtt. Déi Atmosphär déi zeréckbleift besteet am Wiesentlechen aus Helium, Kuelestoff a Sauerstoff. De Stär entwéckelt sech elo zu engem wäissen Zwerg.

D'Masseverloschtquote leien duerch de staarke Stärewand bei ongeféier 10−7 bis 10−5 Sonnemasse pro Joer an domat ronn 10- bis 100-mol méi héich wéi bei normalen, waasserstoffräiche Zentralstäre.
D'Entwécklung vun den entdeckte [WC]-Stäre verleeft vun engem [WC] iwwer e PG1159-Stär zu engem waasserstoffaarme Wäissen Zwerg, wat duerch eng einfach Ofkillungssequenz erkläert ka ginn. Den Zentralstär vun IC4663 ass e [WN]-Stär, deem seng Atmosphär zu 95% aus Helium besteet. D'[WN] kéinten eventuell duerch d'Verschmëlze vun zwéi Wäissen Zwergen entstoen, well dëst d'Ursaach fir den héijen Deel un Neon a Stéckstoff an der Atmosphär vum Zentralstär vun engem planetareschen Niwwel däerft sinn.

Interessanterweis hunn Observatioune vu planetareschen Niwwel kee systemateschen Ënnerscheed tëscht gewéinlechen a waasserstoffaarme (WR) Zentralstären erginn. Dëst léisst unhuelen, datt d'Entwécklung zum waasserstoffaarmen Zentralstär zoufälleg ass.

 Beispiller 
 γ Velorum am Stärebild Vela, mat bloussem A siichtbar, Typ WC
 WR 102ka, och Päschtrousenniwwel-Stär genannt, am Ament zweethellste Stär an der Mëllechstrooss
 WR 124 mat planetareschem Niwwel M1-67
 NGC300 X–1: Wolf-Rayet/Schwaarzt Lach Duebelstäresystem
 WR 7 mat Rankniwwel NGC 2359 (Intenniwwel oder Helm vum Thor)

 Kuckt och 

 WR 104

 Um Spaweck 

Kategorie:Stären