Avaa päävalikko
Hubble-avaruusteleskoopin kuva Wolfin–Rayetin tähdestä.
NGC 300 X-1 on röntgenlähde, jossa Wolf Rayetin tähden parina on musta aukko kaasukiekkoineen ja kiekosta lähtevine suihkuineen.

Wolfin–Rayetin tähti (lyhennys WR-tähti, monesti myös W-tähti, heliumtähti) on hyvin kuuma tähti, jossa ionisoidut heliumin, typen ja hiilen emissioviivat ovat voimakkaita. Mutta absorbtioviivat ovat heikkoja. WR-tähdet ovat menettäneet viileämmän vetyvaippansa kehityskaarensa aikana, jolloin kuuma sisäkerros on paljastunut. WR-tähti on monesti kehittynyt isomassainen kaksoistähden toinen komponentti. Se on menettänyt ulkokerroksensa toiselle komponentille. Toisaalta massiivisimmat tunnetut tähdet ovat vetyrikkaita WR-tähtiä. Kolmanneksi WR-tähti voi olla melko kevyt, kuuma planetaarisen sumun keskustähti. WR-tähdet ovat kuumimpia tunnettuja tähtiä. Isomassaista WR-tähteä luonnehtii voimakas ultraviolettisäteily ja nopea massakato ympäröivään kaasukuoreen tähtituulen muodossa.

Wolf-Rayetin tähdet jaetaan monesti alalauokkiin WN, WO ja WC niiden alkuneiden mukaan, joiden spektriviivat korostuvat merkittävästi. WR-tähden pintalämpötila on 30000-200000 K. WR-tähtien kirkkaus on tuhansia-miljoonia Auringon kirkkauksia. Massa 10-200 Auringon massaa, säde 0.7-23 Auringon sädettä. Lunnunradassa on noin 500 WR-tähteä. Paljain silmin näkyy WR-tähdistä Gamma Velorum ja Theta Muscae.

Ensimmäiset Wolfin–Rayetin tähdet löysivät ranskalaiset tähtitieteilijät Charles Wolf (1827–1918) ja Georges Rayet (1839–1906) tekemiensä spektroskooppisten mittausten perusteella vuonna 1867. Tähtityyppi on nimetty heidän mukaansa. Tähtien poikkeuksellisen spektrin johdosta niille on annettu myös oma spektriluokka W.

Klassiset WR-tähdetMuokkaa

Wolfin–Rayetin tähtien massa vaihtelee välillä 5–48 Auringon massaa; keskimäärin se on 16–18 kertaa Aurinkoa suurempi. Sädettä on erityisen hankala arvioida, koska tähdestä irtaantuva kaasu tekee pinnan määrittämisen vaikeaksi. Eräällä myöhäisen tyypin WNL-tähdellä säteeksi saatiin 11 Auringon sädettä ja varhaisen tyypin WNE-tähdellä kolme Auringon sädettä. Wolfin–Rayetin tähtien valovoima on keskimäärin 100 000–1 000 000 kertaa Aurinkoa suurempi. Siten niitä on kyetty havaitsemaan myös muilta lähigalakseilta, kun lisäksi tähtien spektri on helposti erotettavissa muista.

On arveltu, että useista 40–120 kertaa Aurinkoa massiivisemmista O-spektriluokan tähdistä kehittyy Wolfin–Rayetin tähtiä pääsarjan jälkeen ennen kuin ne räjähtävät supernovana.

Klassinen WR-tähti on hyvin suurimassaine tähti, jonka vetyvarastot ovat huvenneet vähiin. Niinpä WR-tähti polttaa heliumia. Tähden ulkokerros on kuuma, ja säteilee paljon ultraviolettia. Wolfin–Rayetin tähdet ovat menettäneet tai parhaillaan menettämässä vetykuorensa, jolloin sen alta on paljastunut kuuma, pääasiassa heliumista koostuva ydin. Tähti kutsutaankin joskus heliumtähdiksi. Nämä tähdet muistuttavat omalla tavallaan planetaarisen sumun synnyn alkuvaihetta.

Monet tämmöiset WR-tähdet ovat kaksoistähtijärjestelmän osia. Monesti kumppani on raskas O-tähti.

Valtavan säteilypaineen seurauksena tähdistä irtautuu jatkuvasti materiaa kasvavaksi kaasukuoreksi, joka itsessään säteilee voimakkaasti aiheuttaen selkeitä ja leveitä emissioviivoja tähden spektriin. Emissioviivat esiintyvät vedyn, heliumin, typen ja hiilen kohdalla, ja ne kertovat myös, että alkuaineet esiintyvät ionisoituneina. Tähdestä irtaantuvan aurinkotuulen nopeudeksi on laskettu noin 2 000 kilometriä sekunnissa, mikä vastaa purkautuvan novan laajenemisnopeutta sillä erotuksella, että laajeneminen tapahtuu tässä tapauksessa koko kehitysvaiheen ajan. Eräistä tähdistä on havaittu irtaantuvan jopa suuria yksittäisiä kaasupaakkuja kaikkiin suuntiin, jotka ovat mahdollisesti seurausta aurinkotuulen epäsäännöllisyyksistä. Lisäksi tähden ympärille on usein syntynyt havaittava kaasusumu.

Tyypillinen WR-tähti menettää massaansa aurinkotuulen muodossa erittäin nopeasti (jopa 10-5 Auringon massaa vuodessa; vertailun vuoksi vastaava luku Auringolla on noin 10-14).[1] Aurinkotuuli johtuu siitä, että tähden nukleosynteesissä syntyneet raskaammat alkuaineet (kuten hiili) saavuttavat hiljalleen tähden pinnan. Tämän jälkeen aine absorboi paljon tähden valoenergiaa, mikä synnyttää vahvasti puhaltavan tuulen.[1]

Wolfin–Rayetin vaihe kestää keskimäärin 500 000 vuotta, ja sen aikana tähti menettää jopa 20-kertaisen Auringon massan ympäröivään avaruuteen. Vuositasolla tämä tarkoittaa noin 10–15 Maan massan suuruista menetystä. Vaiheen edetessä tähdet ovat ensin muuttuvia tähtiä, minkä jälkeen ne siirtyvät vakaampaan tilaan. Massan vähetessä tähdet kuumenevat, himmenevät ja pienenevät, kunnes kaiken fuusioitavan aineen loppuessa ne räjähtävät lopulta tyypin Ib supernovana.

Taivaan kirkkain ja samalla todennäköisesti läheisin Wolfin–Rayetin tähti on Purjeen tähdistössä sijaitseva WC8-luokan Al Suhail (γ² Velorum), jonka näennäinen kirkkaus on +1,75 magnitudia. Sen seuralaisena on O7,5III-luokan sininen tähti. Muut ryhmän edustajat eivät yllä viittä magnitudia kirkkaammiksi.

WNh-tähdetMuokkaa

WNH-tähdet ovat konvektiivisia, massiivisa tähtiä. Ne ovat kehittyneet hyvin raskaista O-tähdistä, joiden massa on yli 45 Auringon massaa. Nämä eivät ole menettäneet vetyään runsaasti, ja polttavat yhä vetyä. Typpi spektrissä selittyy tähden jatkuvala sekoittumisella konvektion takia. Emissioviivat selittyvät kumuudella. Nämä tähdet voivat muuttua kirkkaiksi siniksiksi muuttujiksi ja tosin päin. Massiivisin tunnettu tähti, R136a1 on tyyppiä WN5h.

Kuumat planetaaristen sumujen keskustähdetMuokkaa

Wolfin–Rayetin vaiheen on havaittu olevan käynnissä myös eräissä planetaaristen sumujen keskustähdissä, tuoreissa valkoisissa kääpiöissä, joiden ulko-osat ovat puhaltuneet ulos jättiläisvaiheen jälkeen paljastaen erittäin kuuman ytimen. Tällaisia tähtiä kutsutaan Wolfin–Rayetin tyyppisiksi tähdiksi erotukseksi luokan tavanomaisista edustajista. Lisäksi on löydetty kokonaisia galakseja, joiden spektrit vastaavat Wolfin–Rayetin tähden tyypillistä spektriä; galakseja kutsutaan Wolfin–Rayetin galakseiksi.

AlaluokatMuokkaa

Wolfin–Rayetin tähdet voidaan jakaa alaluokkiin pinnan koostumuksen mukaan:

  • WN-tyypin tähti, jossa typpi on hiiltä yleisempi alkuaine. Kyseessä on myös WR-tähtien kirkkain ja massiivisin tyyppi. WN-tyypin tähtien alaluokkia ovat:
    • WNL-tähti, joissa vetyä esiintyy yhä jossain määrin
    • WNE-tähti, joissa vetyä ei havaita lainkaan ja joka on WNL-tähtiä tiiviimpi ja kuumempi
  • WC-tyypin tähti, pitkälle kehittynyt WR-tähti, jonka pinta koostuu heliumin ja hapen ohella jopa 40-prosenttisesti hiilestä. WC-tyypin tähdet ovat vähemmän valovoimaisia mutta vastaavasti kaikkein kuumimpia.
  • Joskus erotetaan omaksi ryhmäkseen myös harvinaiset WO-tyypin tähdet, joissa happea on enemmän kuin hiiltä.

Muiden spektriluokkien tavoin W-luokan tähdet voidaan jakaa myös numerolla ilmaistaviin alaluokkiin siten, että suurempi numero merkitsee kirkkaampaa, punaisempaa, viileämpää ja kehitystasoltaan myöhäisempää tähteä. Esimerkiksi WC5-tähden absoluuttinen magnitudi on −3,5...−4, WC9-tähden −5...−5,5 ja WN9-tähden jopa alle −7.

WR-tähtien kehitysMuokkaa

WR-tähtien kehitys metallipitoisuuden muukaan (Auringon metallipitoisiiksia))
Alkumassa (Auringon massa) Kahityssarja Supernovatyyppi
60+ O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL] IIn
45–60 O → WNh → LBV/WNE? → WO Ib/c
20–45 O → RSG → WNE → WC Ib
15–20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (blue loops) II-L (or IIb)
8–15 B → RSG II-P


Selitys

  • O: O-tyypin pääsarjan tähti
  • Of: Kehittynyt O-tähti N and He emission
  • BSG: sininen ylijätti
  • RSG: punainen ylijätti
  • YHG: keltainen kirkas ylijätti
  • LBV: kirkas sininen muuttuja
  • WNh: WN + vetyviivat
  • WNL: "myöhäinen" WN-luokan Wolf–Rayet tähti (suunnilleen WN6 - WN9)
  • WNE: "varhainen" WN-luokan Wolf–Rayet tähto (suunnilleen WN2 - WN6)
  • WC: WC-luokan Wolf–Rayet tähti
  • WO: WO-luokan Wolf–Rayet tähti

SpektriMuokkaa

Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja muunkielisen Wikipedian artikkelista.
Alkuperäinen artikkeli: Suomennettava

WNMuokkaa

WN-spektrityypin alaluokat
Spektri Alkup kriteeri[2] Päivitetty kriteeri[3] Muita omin.
WN2 NV heikot tai poissa NV and NIV poissa voimakkaat HeII, ei HeI
WN2.5 NV esiintyy, NIV poissa Vanhentunut luokka
WN3 NIV ≪ NV, NIII heikot tai poissa HeII/HeI > 10, HeII/CIV > 5 Erikoisia profiileja, ei-arvattavissa oleva NV voimakkuus
WN4 NIV ≈ NV, NIII heikot tai poissa 4 < HeII/HeI < 10, NV/NIII > 2 CIV esiintyy
WN4.5 NIV > NV, NIII heikot tai poissa Vanhentunut luokka
WN5 NIII ≈ NIV ≈ NV 1.25 < HeII/HeI < 8, 0.5 < NV/NIII < 2 NIV tai CIV > HeI
WN6 NIII ≈ NIV, NV heikot 1.25 < HeII/HeI < 8, 0.2 < NV/NIII < 0.5 CIV ≈ HeI
WN7 NIII > NIV 0.65 < HeII/HeI < 1.25 heikot P-Cyg profiili HeI, HeII > NIII, CIV > HeI
WN8 NIII ≫ NIV HeII/HeI < 0.65 voimakkaat P-Cyg profiili HeI, HeII ≈ NIII, CIV heikot
WN9 NIII > NII, NIV poissa NIII > NII, NIV poissa P-Cyg profiili HeI
WN10 NIII ≈ NII NIII ≈ NII H Balmer, P-Cyg profiili HeI
WN11 NIII heikot tai poissa, NII esiintyy NIII ≈ HeII, NIII heikot tai poissa, H Balmer, P-Cyg profiili HeI, FeIII esiintyy

WCMuokkaa

WC-spektrityypin alaluokat
Spektri Alkup kriteeri[2] Nyk kriteeri[4] Muita ominaisuuksia
ensiö toisio
WC4 CIV voimakkaat, CII heikot, OV keskivahvat CIV/CIII > 32 OV/CIII > 2.5 OVI heikot tai poissa
WC5 CIII ≪ CIV, CIII < OV 12.5 < CIV/CIII < 32 0.4 < CIII/OV < 3 OVI heikot tai poissa
WC6 CIII ≪ CIV, CIII > OV 4 < CIV/CIII < 12.5 1 < CIII/OV < 5 OVI heikot tai poissa
WC7 CIII < CIV, CIII ≫ OV 1.25 < CIV/CIII < 4 CIII/OV > 1.25 OVI heikot tai poissa
WC8 CIII > CIV, CII poissa, OV heikot tai poissa 0.5 < CIV/CIII < 1.25 CIV/CII > 10 HeII/HeI > 1.25
WC9 CIII > CIV, CII esiintyy, OV heikot tai poissa 0.2 < CIV/CIII < 0.5 0.6 < CIV/CII < 10 0.15 < HeII/HeI < 1.25
WC10 0.06 < CIV/CIII < 0.15 0.03 < CIV/CII < 0.6 HeII/HeI < 0.15
WC11 CIV/CIII < 0.06 CIV/CII < 0.03 HeII poissa

WOMuokkaa

WO-spektrityypin alaluokat
Spektri Alkup kriteeri[2] Nyk kriteeri[4] Muita omin
ensiö toisio
WO1 OVII ≥ OV, OVIII esiintyy OVI/OV > 12.5 OVI/CIV > 1.5 OVII ≥ OV
WO2 OVII < OV, CIV < OVI 4 < OVI/OV < 12.5 OVI/CIV > 1.5 OVII ≤ OV
WO3 OVII heikot tai poissa, CIV ≈ OVI 1.8 < OVI/OV < 4 0.1 < OVI/CIV < 1.5 OVII ≪ OV
WO4 CIV ≫ OVI 0.5 < OVI/OV < 1.8 0.03 < OVI/CIV < 0.1 OVII ≪ OV


Fyysiset ominaisuudetMuokkaa

WNMuokkaa

Populaatio I WN tähtien ominaisuudet[5][6][7]
Spektri
type
Lämpötila
(K)
Säde
(aurinkoa)
Massa
(aurinkoa)
Säteilyntuotto
(aurinkoa)
Absoluuttinen
kirkkaus
Esim
WN2 141,000 0.89 16 280,000 -2.6 WR 2
WN3 85,000 2.3 19 220,000 -3.2 WR 46
WN4 70,000 2.3 15 200,000 -3.8 WR 1
WN5 60,000 3.7 15 160,000 -4.4 WR 149
WN5h 50,000 20 200 5,000,000 -8.0 R136a1
WN6 56,000 5.7 18 160,000 -5.1 CD Crucis
WN6h 45,000 25 74 3,300,000 -7.5 NGC 3603-A1
WN7 50,000 6.0 21 350,000 -5.7 WR 120
WN7h 45,000 23 52 2,000,000 -7.2 WR 22
WN8h 40,000 22 39 1,300,000 -7.2 WR 124
WN9h 35,000 23 33 940,000 -7.1 WR 102ea

WOMuokkaa

Populaatio I WO/C tähtien ominaisuudet
Spektri
type
Lämpötila
(K)[8]
Säde
(aurinkoa)[8]
Massa
(aurinkoa)[8]
Säteilyntuotto
(aurinkoa)[8]
Absoluuttinen
magnitudi
Esim.
WO2 200,000 0.7 19 630,000 -1.7[8] WR 142
WC4 117,000 0.9 10 158,000 -4.0[8] WR 143
WC5 83,000 3.2 12 398,000 -4.1[9] Theta Muscae
WC6 78,000 3.6 14 501,000 -4.3[8] WR 45
WC7 71,000 4.0 11 398,000 -4.2[9] WR 86
WC8 60,000 6.3 11 398,000 -4.5[9] Gamma Velorum
WC9 44,000 8.7 10 251,000 -6.1[8] WR 104

Planetaaristen sumujen keskustähtiä, jotka ovat W-luokkaaMuokkaa

Noin 10% planetaaristen sumujen keskustähdistä on kuumia W-luokan tähtiä.

Planetary Nebulae with WR type central stars[10]
Planetaarinen sumu Keskustähden spektrityyppi
NGC 2452 [WO1]
NGC 2867 [WO2]
NGC 5189 (Spiraali planetaarinen sumu) [WO1]
NGC 2371-2 [WO1]
NGC 5315 [WO4]
NGC 40 [WC8]
NGC 7026 [WO3]
NGC 1501 [WO4]
NGC 6751 [WO4]
NGC 6369 (Peni aavesumu) [WO3]
MyCn18 (Tiimalasisumu) [WC]-PG1159

Katso myösMuokkaa

LähteetMuokkaa

  1. a b J.K. Cannizzo: Ask an Astrophysicist: Wolf-Rayet Stars 3.6.1998. NASA. Viitattu 28.3.2013. (englanniksi)
  2. a b c Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä hucht ei löytynyt
  3. Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä smith96 ei löytynyt
  4. a b Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä WCO ei löytynyt
  5. "Physical Properties of Wolf–Rayet Stars" (2007). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 45 (1): 177–219. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. Bibcode2007ARA&A..45..177C. 
  6. "The Galactic WN stars" (2006). Astronomy and Astrophysics 457 (3): 1015–1031. doi:10.1051/0004-6361:20065052. Bibcode2006A&A...457.1015H. 
  7. "Wolf–Rayet stars of the carbon sequence" (2006). ASP Conference Series 353: 243. Bibcode2006ASPC..353..243B. 
  8. a b c d e f g h "The Galactic WC and WO stars. The impact of revised distances from Gaia DR2 and their role as massive black hole progenitors" (2019). Astronomy and Astrophysics 621: A92. doi:10.1051/0004-6361/201833712. Bibcode2019A&A...621A..92S. 
  9. a b c Viittausvirhe: Virheellinen <ref>-elementti; viitettä wc ei löytynyt
  10. "Galactic kinematics of Planetary Nebulae with [WC] central star" (2013). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 49: 87. Bibcode2013RMxAA..49...87P. 
Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja muunkielisen Wikipedian artikkelista.
Alkuperäinen artikkeli: wp:Sivu