Die Sternenstaub-Fabrik

Heute weiß man, dass es sich um recht seltene Sterne handelt. In der gesamten Milchstraße sind weniger als 700 Exemplare bekannt. Sie haben ihre Wasserstoffhülle verloren; gleichwohl sind sie deutlich massereicher als die Sonne. Auch R136a1, der schwerste bekannte Stern überhaupt, gehört in diese Kategorie (siehe voriger Artikel „Superstars im Tarantel-Nebel“).

Lange schon ist bekannt, dass solche Giganten kurzlebig sind. Ein Beispiel: Hätte die Sonne die 15-fache Masse, würde ihre Lebenserwartung von etwa zwölf Milliarden Jahren auf etwa zehn Millionen Jahre zusammenschrumpfen, also auf fast ein Tausendstel. Zudem nähert sich die ohnehin kurze Existenz der WR-Sterne ihrem Ende: Die Hauptphase, in der sie in ihrem Zentrum Wasserstoff zu Helium fusionierten, liegt bereits hinter ihnen. Inzwischen produzieren sie Energie durch Verschmelzung von Helium zu Kohlenstoff.

Die hochbetagten Sterne geben noch einmal alles: Besonders massereiche Vertreter entwickeln eine rekordverdächtige Leuchtkraft nahe dem sogenannten Eddington-Limit. Die nach Eddington benannte Grenze beschreibt die maximale Leuchtkraft, die ein Stern überhaupt erreichen kann, wenn die nach innen gerichtete Schwerkraft und die nach außen wirkenden Strahlungskraft sich ausgleichen.

Sein endgültiges Ableben markiert ein WR-Stern dann durch ein kurzes, noch grelleres Aufleuchten: eine Supernova vom Typ Ib und Ic. Das Spektakel beginnt, wenn der Kernbrennstoff vollständig aufgebraucht ist. Allerdings sind direkte Beobachtungen davon sehr selten. Erst im Januar 2022 berichtete ein Team um Avishay Gal Yam vom Weizmann-Institut bei Tel Aviv in Israel erstmals über die Beobachtung der finalen Explosion eines Wolf-Rayet-Sterns.

Sternwinde in Hurrikan-Stärke

Auf ihren heißen Oberflächen erzeugen WR-Sterne vom gewaltigen Strahlungsdruck getriebene stellare Winde. Das lässt sich an den verbreiterten Linien im Sternspektrum ablesen. In viel kleinerem Maßstab kennt man Ähnliches von der Sonne: den Sonnenwind. Dieser kontinuierliche Strom aus dünnem Plasma wird permanent von unserem Tagesstern ausgesandt. Hauptsächlich besteht er aus Protonen und Elektronen. Hinzu kommen wenige Prozent positiv geladenes Helium und noch geringere Mengen an schwereren Elementen. Eine langsame und eine schnelle Komponente des Sonnenwinds sind bekannt; sie strömen mit rund 400 beziehungsweise 800 Kilometern pro Sekunde. Nach irdischen Maßstäben sind beide Typen rasant, denn sie erreichen mindestens das 5000-fache Tempo hiesiger Hurrikane.

Astronomisch betrachtet ist der Sonnenwind allerdings ein laues Lüftchen. Denn die Winde der WR-Sterne sind erheblich schneller. „Bei WR 140 gehen wir von 2850 Kilometern pro Sekunde aus“, sagt Lau. Unter allen stellaren Winden, die durchs All wehen, sind sie die kosmischen Hurrikane.

Ein weiterer Unterschied: Gegenwärtig büßt die Sonne nur so wenig Masse durch den Sonnenwind ein, dass es theoretisch hunderttausend Milliarden Jahre dauern würde, bis sie ihre Materie vollständig verloren hätte. Die geringe Rate hat deshalb kaum Einfluss auf den solaren Entwicklungsweg. Bei den WR-Sternen ist das anders. Ihnen kommt enorm viel Materie abhanden. Mitunter dauert es nur 1000 Jahre, bis sie eine Sonnenmasse abgeworfen haben. Die hohen Verluste können deshalb auch ihr Ende entscheidend beeinflussen. Manche anfangs massereiche Sterne explodieren nicht als Supernova, weil sie zuvor zu viel Materie verloren haben. WR 140 liegt heute mit 10,3 Sonnenmassen noch diesseits dieser Grenze, und ein explosives Ende erscheint vorgezeichnet.

Die Mehrheit der massereichen Sterne wird in eng benachbarten Doppelsternsystemen geboren. Ein gut untersuchtes Beispiel für einen Wolf-Rayet-Stern in einem solchen System ist WR 140. „Er ist ein Prototyp staubbildender Systeme“, erläutert Ryan Lau.

Zumindest ein kleiner Teil des Massenverlusts des WR-Sterns ist wohl seinem blauen Partnerstern zuzuschreiben. Dieser Überriese, ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp O, ist zwar fast 30-mal so massereich wie unsere Sonne, fusioniert aber ebenso wie diese Wasserstoff zu Helium. Im System WR 140 umrunden die beiden ihren gemeinsam Massenschwerpunkt, dafür brauchen sie 7 Jahre und 340 Tage. Auf den lang gezogenen Bahnen schwankt ihre Distanz zueinander, sodass bei geringem Abstand der O-Stern durch seine Schwerkraft Materie vom WR-Stern abzieht. Staub entsteht insbesondere dann, wenn sich beide Sterne sehr nah sind. In diesen acht Monaten steigt die Partikelproduktion enorm, weil beide Sternwinde heftig aufeinanderprallen. Dabei verbinden sich Kohlenstoff- und Sauerstoff-Atome zu mikroskopischen Körnchen.

Organische Molekülringe

Von Wolf-Rayet-Sternen gibt es einige faszinierende Fotos. Doch das JWST-Bild löste zunächst Verwirrung aus. „Zuerst habe ich nicht verstanden, was ich sah“, erinnert sich Lau, als er erstmals die hohe Zahl von Staubhüllen erblickte. Bei früheren Beobachtungen waren höchstens zwei sichtbar gewesen. Klar war, dass das empfindliche Weltraumteleskop mehr zeigen würde. „Wir dachten, wir würden vielleicht etwa acht Staubhüllen sehen. Aber es waren mindestens 17.“

Der Strahlungsdruck, der vom WR-Stern ausgeht, treibt den Staub von seinem Entstehungsort weg. Das wies ein Team um Yino Han von der University of Cambridge mit dem Keck-Teleskop auf Hawaii nach. Die älteste klar erkennbare Staubproduktion datiert auf das Jahr 1882 – Eddingtons Geburtsjahr. Seitdem arbeitet die Staubfabrik im Sternbild Schwan knapp alle acht Jahre im Akkord, zuletzt bei der Begegnung der Partnersterne im Dezember 2016.

Aus den neuen Beobachtungen leiten Astronomen zwei Erkenntnisse ab: Erstens zeigen die Analysen, dass der Staub reich an Kohlenstoff ist. Bislang war dies schwer festzustellen, da das vom Staub ausgesandte Licht kaum von demjenigen des Doppelsterns zu trennen war. Laus Team konnte zudem belegen, dass die Staubhüllen Spuren bestimmter organischer Moleküle enthalten. Sie werden als Polyzyklische Aromatische Kohlenwasserstoffe bezeichnet und bestehen aus mehreren ringförmigen Strukturen. Zwar wurden solche Moleküle schon früher bei anderen Sternen nachgewiesen, nun ist aber belegt, dass sie auch im Staub eines Wolf-Rayet-Sterns entstehen. Und zweitens zeigt die große Zahl von Staubhüllen, dass die Körnchen in ihren Kinderstuben überleben und sich im interstellaren Medium anreichern – trotz der unwirtlichen Bedingungen in der Nachbarschaft der heißesten und leuchtkräftigsten Sterne im Kosmos.