Spektralatlas für Astroamateure - UrsusMajor

Spektralatlas für Astroamateure 28
8 Wolf Rayet Sterne
Die französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet entdeckten 1867 sehr seltene
Sterne, deren Spektren vorwiegend durch massiv verbreiterte, intensive Helium-
Emissionslinien und die fast vollständige Absenz von Wasserstoff auffallen. Diese Objekte
bilden heute eine eigene Sternkategorie, welche das Endstadium massereicher O- und sehr
früher B- Sterne markiert. In dieser Phase wird die gesamte äussere Wasserstoffhülle mit
Geschwindigkeiten von >2000 km/s abgestossen und an der Sternoberfläche befinden sich
nun die extrem heissen, schalenförmigen, ehemaligen nuklearen Fusionszonen, wo neben
Helium He, noch diverse Metalle gebildet wurden. Auf seinem finalen Gang zur SN der Kategorie
1b oder 1c werden, ähnlich dem Schälen einer Zwiebel, diese Schichten nun von
oben nach unten freigelegt. Daher unterscheidet sich das Spektrum nun drastisch vom früheren
O- oder B-Stadium. Zu den breiten Linien ionisierten Heliums He ll gesellen sich mehrere
Emissionen des extrem stark ionisierten Metalls der gerade an der „Oberfläche“ freigelegten
Schicht, welche die Klassierung der WR Sterne prägt. Ein starkes Indiz für die extrem
hohen Temperaturen und die entsprechenden Anregungsenergien, welche damit verbunden
sind (Tabelle Kap. 30). Wasserstoff kann bei WR Sternen kaum nachgewiesen werden.
WN: WR Sterne mit Stickstoffemissionen,
WC: mit Kohlenstoffemissionen
WO: mit Sauerstoffemissionen (sehr selten).
Analog zu den normalen Spektralklassen werden auch diese
hier in dezimale Subklassen unterteilt. Das HST Bild
(NASA) zeigt WR 124 und seine expandierende Sternhülle,
Spektralklasse WN8, mit ca. 20 Sonnenmassen, im Sternbild
Pfeil. Der Stern stösst seit etwa 10‘000 Jahren seine
Hülle mit ca. 2000 km/s ab. Der Rest dieser bizarren, stellaren
„Monster“ mit ca. 10 bis 80 Sonnenmassen und Oberflächentemperaturen
von 30‘000 – 100‘000 K, implodiert
bei einer SN Explosion meistens zu einem schwarzen Loch.
Vergleichbare Spektren zeigen auch ca. 10% der Zentralsterne von Planetarischen Nebeln,
welche ebenfalls WR-Klassierungen tragen (WRPN). Deren absolute Helligkeit ist allerdings
deutlich geringer und sie werden wesentlich unspektakulärer als Weisse Zwerge enden.
Mit einer scheinbaren Helligkeit von 1.74 m und der Spektralklasse WC8 ist γ Velorum am
Südsternhimmel der hellste WR Vertreter. Auf der Nordhemisphäre ist vor allem im Sternbild
Schwan eine Konzentration solcher Sterne zu finden, welche Mitglieder der Cygnus OB
Assoziationen sind. Hier versammeln sich nicht weniger als 23 WR Sterne wovon 14 als
WN, 8 als WC, und lediglich einer als WO klassiert ist. Die beiden hellsten erreichen eine
scheinbare Helligkeit von ca. 6–7 m und sind damit auch für durchschnittlich ausgerüstete
Amateure noch mit einem Spaltspektrografen erreichbar. Als glücklicher Zufall sind damit
auch gleich die beiden Haupttypen WN und WC vertreten! Beide Kategorien zeigen innerhalb
ihrer Subklassen z. T. dramatisch unterschiedliche Profile. Deshalb folgt hier eine
Übersicht mit Emissionslinien (Klassifikationslinien), welche bei WR-Sternen schon identifiziert
worden sind, gemäss Karel van der Hucht [232]:
WN Sterne:
He I 3888, He I 4027, He I 4471, He I 4921, He I 5875, He II 4200, He II 4340,
He II 4541, He II 4686, He II 4861, He II 5411, He II 6560, N II 3995, N III 4634–4641
N III 5314, N IV 3479–3484, N IV 4058, N V 4603, N V 4619, N V 4933–4944.
WC Sterne:
C II 4267, C III 5696, C III/C IV 4650, C IV 5801–12, O V 5572–98, He siehe WN Sterne.