Zitat:
WR Sterne sind doch keine alten Sterne,oder? Wenn das stimmt, wieso haben die keinen Wasserstoff mehr. Fusionieren die schon He?
Hallo Berthold,
was ist alt? Ein Stern, der schon lange Zeit existiert ist zeitlich alt, sagen wir 1 Milliarde Jahre. Er kann aber bezüglich seiner Entwicklung noch recht jung sein, wenn er wenig Masse besitzt (z.B. 0.5 Sonnenmassen). Wir müssen also Entwicklungsalter und Zeitalter unterscheiden.
WR Sterne sind zeitlich gesehen noch jung (Millionen Jahre), aber wegen ihrer extrem großen Masse schon weit entwickelt, sozusagen "alt". Die haben im Innern schon einige Cyclen durchlaufen und deshalb bereits viel C, N, O produziert.
Warum haben sie außen keinen H mehr? Weil sie ihn weggeblasen haben.
Was hält einen Stern zusammen? Die Gravitation.
Was wirkt gegen die Gravitation? Rotation (Fliehkraft), thermischer Druck (Temperatur), Strahlungsdruck.
-> An ihrer Stabilitätsgrenze rotierende Sterne (schnelle Rotatoren) neigen dazu, H/He nach außen abzugeben (Be-Sterne).
-> Im Innern sehr heiße Sterne blähen sich auf (Überriesen).
-> Bei Sternen großer Masse und deshalb hoher Energieproduktionsleistung, die letztlich durch Abstrahlung nach außen abgegeben werden muss, kommt auch der Strahlungsdruck des Lichts als wichtiger Faktor hinzu. Das ist u.a. bei WR-Sternen der Fall. Durch inneres Aufheizen erzeugen sie so viel Strahlung, dass das Eddington-Kriterium überschritten wird: Die äußeren (H/He)-Schichten werden durch das aus dem Innern tretende Licht nach außen beschleunigt weggeblasen -> extremer Sternwind (P Cyg Profil), Massenverlustrate. Der nackte und extrem heisse Kern (C,O,N,...) kommt zum Vorschein, ist aber im optischen nicht sichtbar, weil der Wind optisch so dicht ist (der Stern liegt im lichtemittierenden Nebel verborgen, deshalb sehen wir bei WR 140 kein Kontinuum).
Der Vorgang wiederholt sich meist, weil durch den Verlust der äußeren "Dampf-Isolationsschicht" mehr Licht abgestrahlt wird, er kühlt sich ab (wandert im HR-Diagramm wieder nach links). Wird wieder heißer, wandert im HR-Diagramm nach rechts, bläst wieder H/He ab etc. So entstehen im HR-Diagramm die oft in der Literatur sichtbaren horizontalen Schleifen.
Diese Phasen erhöhten "Abdampfens" erzeugen dann im Umfeld dieser Sterne deformierte "Schalen" von Gas und Staub.
Irgendwann wird der Stern dann in einer Supernova dramatische Veränderungen erfahren. Das sind die typischen Supernova-Kandidaten.
Du kannst dir das vorstellen wie bei einem Kochtopf mit kochenden Wasser. Wenn innen der Druck zu hoch wird, hebt sich der Deckel und Dampf wird abgeblasen. Dann fällt der Deckel wieder für eine kurze Zeit zurück, um kurz danach wieder Dampf frei zu geben.