Das Foto hat eine ganze besondere Bedeutung für mich, da es mich zu meinem ersten Vortrag in der Sternwarte Würzburg inspiriert hat. 

WR 136 :

ist ein Wolf-Rayet-Stern. Das bedeutet, es ist ein massereicher, extrem heißer und leuchtkräftiger Stern, der sich in einem fortgeschrittenen Stadium seiner Entwicklung befindet und kurz vor einer Supernova-Explosion steht.

Mein Vortrag betitelte ich mit dem Untertitel: Wolf-Rayet-Sterne - Massereiche Exoten (angelehnt an den Videovortrag in den Quellen)

Was sie so exotisch macht:

• Sehr massereich > zwischen 20 und 250 Sonnenmassen 
• Sehr heiß > Oberflächentemperatur liegt zwischen 20.000 und 200.000K
• Sehr selten > 200 bis 500 WR-Sterne in unserer Galaxie
• Sehr jung und werden nicht sehr alt. “nur” einige 100K Jahre
• Sehr große Materieabstoßung  
 

Farbe von WR-Sternen:

Im Leuchtspektrum nehmen diese Sterne eine Besonderheit ein, als O-Sterne im Herzsprung-Russel-Diagramm sind sie als die heißesten Sterne bekannt, die im violetten Spektrum leuchten, was man am vergrößerten Ausschnitt rechts erkennen kann. Ich vermutete erst einen Fehler in meiner Bearbeitung und erst im Zuge der Recherche für den Vortrag erkannte ich die Richtigkeit der Farbgebung, weil diese Sternfarbe eben sehr selten ist.

Wie entstehen die Wolf-Rayet-Ringnebel?

Große Sterne sind aus Schalen aufgebaut, ähnlich einer Zwiebel.

Dieser Aufbau entsteht erst am Ende des Sternlebens, wenn der Brennstoff im Kern knapp wird. Der Stern zündet neue Feuer in Schalen um den Kern herum (Schalenbrennen). Je tiefer man geht, desto schwerer werden die Elemente.

Von außen nach innen (bei einem schweren Stern vor der Supernova-Explosion):

1. Wasserstoff-Hülle: Nicht brennender Wasserstoff (ganz außen).
2. Wasserstoff-Schale: Hier fusioniert H zu Helium.
3. Helium-Schale: Hier fusioniert He zu Kohlenstoff & Sauerstoff.
4. Kohlenstoff-Schale: Hier entstehen Neon & Magnesium.
5. Neon/Sauerstoff-Schale: Hier entsteht Silizium.
6. Silizium-Schale: Hier entsteht Eisen.

7. Eisen-Kern: Das tote Zentrum. Eisen kann nicht mehr fusioniert werden, ohne Energie zu verlieren. Der Ofen ist aus -> Kollaps (Supernova). 

    

Der Stern stößt dann im Laufe seines Lebens zu unterschiedlichen Zeiten große Menge Materie ab, die sich durch die Strahlung vom Zentrum entfernt.
Wenn man sich das Bild anschaut erkennt man die blaue Sauerstoff (OIII) Front weiter außen als die rote Wasserstofffront (Ha), da dieser aber früher als der Sauerstoff entsteht stellte ich mir unweigerlich die Frage, wie dieser den Wasserstoff überholen konnte?
 

„Three wind model“

WR-Ringnebel entstehen als Schockfront dreier stellarer Winde, die vom Stern zu unterschiedlichen Zeiten abgeblasen wurden. Im Laufe seines Lebens durchläuft ein WR-Stern mehrere Phasen.
 

1. Hauptreihen - Phase: - durch seinen Strahlungsdruck bläst er seine direkte Umgebung mehr oder weniger frei 

• es bildet sich eine Blase im interstellaren Medium
• schnell ~ 1000 km/s aber nicht sehr massereich
  • Massenverlustraten von ~10^-7 Sonnenmassen pro Jahr 

2. Roter-Riese - Phase: - die äußeren Atmosphärenschichten (Ha) sind nicht mehr sehr fest an den Stern gebunden und werden teilweise in einem relativ dichten "langsamen Wind“ weggeblasen

• RSG-Wind > sehr langsam ~ 15 km/s
  • Massenverlustraten von ~10^-5 Sonnenmassen pro Jahr 

3.  Wolf-Rayet - Phase: -  schnell und massereich durch Strahlungsdruck, je heißer desto schneller (OIII)

• wenn dieser starke und schnelle WR-Wind auf Material des langsameren RSG-Winds trifft, bildet sich eine Schockfront aus > der WR-Ringnebel
• schnell ~ 1000 km/s
  • Massenverlustraten von ~10^-4 Sonnenmassen pro Jahr
     

Wenn der schnelle WR-Wind den langsameren RSG-Wind aufwirbelt, bildet sich eine Stoßfront, die an ihrer Vorderseite sehr heiß ist und hauptsächlich zur Emission von OIII führt. Durch Strahlungskühlung sinkt die Temperatur in Regionen, die näher am zentralen WR-Stern liegen, sodass auch diese inneren Regionen HII-Strahlung aussenden.

Die Strahlungskühlung ist umso effizienter, je dichter das Medium der Stoßfront ist. In einem Medium hoher Dichte nimmt die Temperatur hinter der Schockfront schnell ab, sodass Bereiche der HII-Emission sehr dicht an der OIII-Front liegen. Da das Medium dünner ist, werden OIII- und HII-Regionen räumlich getrennt. Für sehr dünne Medien oder für Medien mit starken Dichteschwankungen können wir anhand der OIII-Emission die tatsächliche Schockfront und anhand der HII-Emission die dichteren inneren Bereiche des Mediums verfolgen. Schwankungen in der Dichte des Mediums können daher zu „Ausbeulungen“ in den OIII-Schalen führen, die als „Break-out“-Strukturen bezeichnet werden.

Die Zukunft: Ein gewaltsames Ende

Wolf-Rayet-Sterne leben "auf der Überholspur". Da sie ihren Brennstoff so verschwenderisch verbrennen und enorme Mengen an Masse verlieren (etwa eine Sonnenmasse alle 10.000 Jahre), ist sein Leben astronomisch gesehen sehr kurz.

• Astronomen gehen davon aus, dass WR 136 in den nächsten paar hunderttausend Jahren als Supernova (wahrscheinlich Typ Ib oder Ic) explodieren wird.

• Wolf-Rayet-Sterne enden Aufgrund ihr Masse wohl alle als Schwarze Löcher.

Quellen: 

https://www.reinervogel.net/index.html?/WR/WR_e.html

https://youtu.be/gT90_O4fDhg?si=w-KFIKRCqwPACDJX