Wolf-Rayet-Stern
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Wolf-Rayet-Sterne sind massereiche Sterne in der Spätphase ihrer Entwicklung mit einer Masse zwischen 10 und 50 Sonnenmassen und einer Oberflächentemperatur zwischen 25.000 und 50.000 Kelvin. Sie zeigen ausschließlich helle anstatt dunkle Linien in ihren Spektren. Wolf-Rayet-Sterne weisen starke Sternwinde (bis zu 4000 km/s) auf, die zu einem Massenverlust von etwa 3 Sonnenmassen in einer Million Jahren führen.
Wolf-Rayet-Sterne werden in zwei Kategorien eingeteilt: Sterne vom WN-Typ und solche vom WC-Typ. Der WN-Typ zeigt hauptsächlich Emissionslinien von Stickstoff. Der WC-Typ zeigt Kohlenstoff- und Sauerstoff-Emmissionslinien. Diese Elemente stammen aus der Nukleosynthese des Wolf-Rayet-Sterns, die sichtbar werden, wenn er seine wasserstoffreiche Atmosphäre abbläst.
Ein mit bloßem Auge sichtbarer Wolf-Rayet-Stern vom Typ WC ist γ Velorum im Sternbild Segel des Schiffs.
[Bearbeiten] WR-Zentralsterne Planetarischer Nebel
Einige (etwa 10% aller galaktischen) Zentralsterne Planetarischer Nebel sind vom Typ Wolf-Rayet-Stern, da sie ebenfalls ein Emissionslinien-Spektrum besitzen. Allerdings handelt es sich hierbei um masseärmere Sterne (etwa 0.6 Sonnenmassen, Anfangsmassen unter 8 Sonnenmassen), die in ihrer Entwicklung das AGB-Stadium hinter sich gelassen haben und im Gegensatz zum AGB-Stern eine wasserstoffarme Sternatmosphäre besitzen, und nun auf dem Weg zu einem weißen Zwerg sind. Um Konfusion zu vermeiden, hat sich für diese Objekte jedoch auch die engl. Abkürzung WR-CSPN, bzw. [WC] (mit eckigen Klammern) durchgesetzt.
Es wird vermutet, dass [WC]-CSPN durch einen späten Helium-Flash des post-AGB-Sterns entstehen, bei dem der Großteil des Wasserstoffs im Stern nach unten gemischt und dort verbrannt wird. Die zurückbleibende Sternatmosphäre besteht im Wesentlichen aus Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff.
Die Massenverlustraten infolge des starken Sternwindes liegen bei etwa 
Sonnenmassen pro Jahr und damit etwa 10 bis 100mal höher als bei normalen, wasserstoffreichen Zentralsternen. Bis jetzt sind noch keine [WN]-Sterne zweifelsfrei nachgewiesen und es stellt sich auch hier die Frage nach dem Mechanismus des Massenverlustes.
Interessanterweise haben Beobachtungen von Planetarischen Nebeln keinen systematischen Unterschied zwischen solchen von gewöhnlichen und wasserstoffarmen (WR-) Zentralsternen ergeben. Dies lässt vermuten, dass die Entwicklung zum wasserstoffarmen Zentralstern ein stochastischer Auswahleffekt ist.
