Wolf-Rayet-Sterne (nach den französischen AstronomenCharles Wolf undGeorges Rayet), in der Fachliteratur auchWR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne massereicherSterne. Sie werden keiner der üblichenSpektralklassen zugeordnet, sondern werden in einem eigenen Typklassifiziert.

Die bislang bestimmten Massen der Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 10 und 265 Sonnenmassen (M_☉),^[1] obwohl ursprünglich eine theoretische Obergrenze bei etwa 150 M_☉ erwartet worden war. DieOberflächentemperatur liegt zwischen 30.000 und 120.000 K und ist damit höher als bei fast allen anderen Sternen.

WR-Sterne stoßen große Mengen Materie in ihre Umgebung ab. DieseSternwinde werden durch die Strahlung des Sterns auf bis zu 4000 km/s beschleunigt,^[2] was dem kontinuierlichenSpektrum starke, sehr breiteEmissionslinien überlagert. Ein WR-Stern kann bis zu 10⁻⁴ M_☉ pro Jahr verlieren; episodenweise kann dieMassenverlustrate sogar noch auf ein Zehnfaches davon steigen.^[3]

Der Sternwindkohlenstoffreicher Wolf-Rayet-Sterne mit einem spätenSpektraltyp WCkondensiert zuStaubteilchen. Dies geschieht in einem größeren Abstand, wo der Staub nicht mehr durch die intensiveUltraviolettstrahlungdissoziiert 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 veränderlichenAbsorption durch den kohlenstoffreichen Staub zuHelligkeitsschwankungen.^[4]

Weiterhin entstehen WR-Sterne in engenDoppelsternsystemen: Beginnt ein massereicher Stern sich von derHauptreihe weg zu bewegen und dehnt sich dabei aus, so kann er dieRoche-Grenze überschreiten. Dabei ist die äußereSternatmosphäre 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 diethermonuklearen Reaktionen desWasserstoffbrennens und/oderHeliumbrennens im ehemaligen Kern zeigt. Das bekannteste Beispiel für einen WR-Stern in einem Doppelsternsystem ist derColliding-Wind Binary V444 Cygni.^[5]

Wolf-Rayet-Sterne werden nach den überwiegendenElementen ihrer Emissionslinien in zwei Hauptkategorien eingeteilt^[6][7][8] (Reihenfolge gilt auch für die zeitliche Entwicklung, s. u.):

• DerWN-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien desHeliums und mehrfachionisiertenStickstoffs.
• DerWC-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien desSauerstoffs und mehrfach ionisiertenKohlenstoffs.
  • DerWO-Typ ist eine Erweiterung des WC-Typs. Bei WO-Sternen dominieren die Sauerstofflinien; Sterne dieses Typs sind sehr selten.

Diese Elemente stammen aus derNukleosynthese des Wolf-Rayet-Sterns, die sichtbar werden, wenn er seinewasserstoffreiche Atmosphäre abbläst.

DerGeneral Catalogue of Variable Stars listet aktuell etwa 40veränderliche Sterne mit dem KürzelWR, womit lediglich etwa 0,1 % aller Sterne in diesem Katalog zur Klasse der Wolf-Rayet-Sterne gezählt werden.^[9]

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.

Trotz umfangreicherDurchmusterungen wie derPalomar Transient Factory ist es bisher noch nicht gelungen, die Vorläufer vonSupernovae 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 einerabsoluten visuellen Helligkeit, die circa 150-mal so hoch ist wie diejenige durchschnittlicher Wolf-Rayet-Sterne.

Simulationsrechnungen massiver WR-Sterne, die sich in Supernovae vom Typ Ib/c entwickeln, zeigen kurz vor demKernkollaps einen fast vollständigen Verlust ihrer Heliumatmosphäre. Dabei steigt die Oberflächentemperatur auf über 150.000 K an und entsprechend demwienschen 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.^[11] Die Lebensdauer massereicher Wolf-Rayet-Sterne sollte nach rechnerischen Simulationen in der Größenordnung von 500.000 Jahren liegen.^[12]

Nach demKollapsar-Modell könnten schnell rotierende Wolf-Rayet-Sterne auch die Vorläufer langerGammablitze 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 GammablitzeblauverschobeneAbsorptionslinien 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.^[13]

Aufgrundmorphologischer Ähnlichkeiten des Spektrums (starke und breite Emissionslinien) werden auch etwa 10 % der Zentralsterneplanetarischer Nebel als Wolf-Rayet-Sterne bezeichnet.^[14] Es handelt sich hierbei um masseärmere Sterne (etwa 0,6 M_☉, Anfangsmassen unter 8 M_☉) mit einer wasserstoffarmen 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 vonIC 4663 und Pb8 sind [WN]-Sterne, deren Atmosphäre zu 95 % aus Helium besteht. [WN]-Sterne könnten durch die Verschmelzung zweierWeißer Zwerge entstehen, da dies den hohen Anteil anNeon und Stickstoff in der Atmosphäre des Zentralsterns erklären würde.^[15]

Ein alternatives Szenario ist einediffusionsinduzierteNova. Dabei zündet dasHeliumbrennen in einem Post-AGB-Stern erneut und durch die dabei ausgelöste starkeKonvektion wird Material aus dem CNO-Kernbereich in die Atmosphäre gemischt.^[16] Es wird vermutet, dass [WR]-CSPN aus Post-AGB-Sternen durch einenHelium-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 einenPG1159-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.

• Typ WN:
  • WR 102ka, auchPfingstrosennebel-Stern genannt, zurzeit zweithellster Stern derMilchstraße
  • WR 124 mit zirkumstellaren Nebel M1-67 (→ Beispielbild oben und Abschnitt unten)
  • WR 31a imKiel des Schiffes
  • WR 7 mit umgebenden RingnebelNGC 2359 (Entennebel oder Thors Helm)
• Typ WC:
  • γ Velorum im SternbildSegel des Schiffs, mit bloßem Auge sichtbar
• Typ WO:
  • WR 102
• Unbekannt:
  • NGC300 X–1: Doppelsternsystem aus Wolf-Rayet-Stern undSchwarzem Loch

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• Was sind Wolf-Rayet-Sterne? aus der Fernseh-Sendereihealpha-Centauri(ca. 15 Minuten). Erstmals ausgestrahlt am 3. Jan. 2007.

1. ↑Jonathan Amos:Astronomers detect 'monster star'. auf:BBC News. 21. Juli 2010.
2. ↑Bergmann, Schaefer:Sterne und Weltraum. S. 251.
3. ↑A. Unsöld, B. Baschek:Der neue Kosmos. 7. Auflage. Springer, Berlin 2002,ISBN 3-662-45992-2, S. 254.
4. ↑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:Using MOST to reveal the secrets of the mischievous Wolf-Rayet binary CV Ser. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,arxiv:1207.6032v1. 
5. ↑Georges Meynet, Cyril Georgy, Raphael Hirschi, Andre Maeder, Phil Massey, Norbert Przybilla, M.-Fernanda Nieva:Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011,arxiv:1101.5873. 
6. ↑A. Unsöld, B. Baschek:Der neue Kosmos. 7. Auflage. 2002, S. 189.
7. ↑Wolf-Rayet Stars auf harvard.edu
8. ↑Wolf-Rayet bei der AG Spektroskopie derVdS (PDF; 173 kB)
9. ↑Variability types General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Abgerufen am 9. Mai 2019. 
10. ↑L. A. S. McClelland, J. J. Eldridge:Helium Stars: Towards an Understanding of Wolf-Rayet Evolution. In:Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.Band 459,Nr. 2, 2017,S. 1505–1518,doi:10.1093/mnras/stw618,arxiv:1602.06358,bibcode:2016MNRAS.459.1505M. 
11. ↑S.-C. Yoon, G. Gräfener, J. S. Vink, A. Kozyreva, R. G. Izzard:On the nature and detectability of Type Ib/c supernova progenitors. In:Astronomy & Astrophysics.Band 544, 2012,S. L11,doi:10.1051/0004-6361/201219790. 
12. ↑R. Margutti u. a.:A panchromatic view of the restless SN 2009IP reveals the explosive ejection of a massive star envelope. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013,arxiv:1306.0038v1. 
13. ↑G. Gräfener, J. S. Vink, T. J. Harries, N. Langer:Rotating Wolf-Rayet stars in a post RSG/LBV phase. An evolutionary channel towards long-duration GRBs? In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,arxiv:1210.1153. 
14. ↑PDF bei www.crya.unam.mx
15. ↑Brent Miszalski, Paul A. Crowther, Orsola De Marco, Joachim Köppen, Anthony F.J. Moffat, Agnes Acker, Todd C. Hillwig:IC4663: the first unambiguous [WN]Wolf-Rayet central star of a planetary nebula. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012,arxiv:1210.0562. 
16. ↑H. Todt u. a.:Abell 48 - a rare WN-type central star of a planetary nebula. In:Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2013,arxiv:1301.1944. 

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