Wolfin–Rayetin tähti

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. Ne ovat kuumimpia tunnettuja tähtiä. Isomassaista WR-tähteä luonnehtii voimakas ultraviolettisäteily ja nopea massakato ympäröivään kaasukuoreen tähtituulen muodossa.

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.

Wolf-Rayetin tähdet jaetaan monesti alalauokkiin WN, WO ja WC niiden alkuaineiden 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. Linnunradassa 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-tähdet

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 suurimassainen 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 ja kumppani on usein 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-tähdet

WNH-tähdet ovat konvektiivisia, massiivisia 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 jatkuvalla 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 keskustähdet

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.

Alaluokat

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

Spektri

WN
WN-spektrityypin alaluokat
SpektriAlkup kriteeri[2]Päivitetty kriteeri[3]Muita omin.
WN2NV heikot tai poissaNV and NIV poissavoimakkaat HeII, ei HeI
WN2.5NV esiintyy, NIV poissaVanhentunut luokka
WN3NIV ≪ NV, NIII heikot tai poissaHeII/HeI > 10, HeII/CIV > 5Erikoisia profiileja, ei-arvattavissa oleva NV voimakkuus
WN4NIV ≈ NV, NIII heikot tai poissa4 < HeII/HeI < 10, NV/NIII > 2CIV esiintyy
WN4.5NIV > NV, NIII heikot tai poissaVanhentunut luokka
WN5NIII ≈ NIV ≈ NV1.25 < HeII/HeI < 8, 0.5 < NV/NIII < 2NIV tai CIV > HeI
WN6NIII ≈ NIV, NV heikot1.25 < HeII/HeI < 8, 0.2 < NV/NIII < 0.5CIV ≈ HeI
WN7NIII > NIV0.65 < HeII/HeI < 1.25heikot P-Cyg profiili HeI, HeII > NIII, CIV > HeI
WN8NIII ≫ NIVHeII/HeI < 0.65voimakkaat P-Cyg profiili HeI, HeII ≈ NIII, CIV heikot
WN9NIII > NII, NIV poissaNIII > NII, NIV poissaP-Cyg profiili HeI
WN10NIII ≈ NIINIII ≈ NIIH Balmer, P-Cyg profiili HeI
WN11NIII heikot tai poissa, NII esiintyyNIII ≈ HeII, NIII heikot tai poissa,H Balmer, P-Cyg profiili HeI, FeIII esiintyy

WC
WC-spektrityypin alaluokat
SpektriAlkup kriteeri[2]Nyk kriteeri[4]Muita ominaisuuksia
ensiötoisio
WC4CIV voimakkaat, CII heikot, OV keskivahvatCIV/CIII > 32OV/CIII > 2.5OVI heikot tai poissa
WC5CIII ≪ CIV, CIII < OV12.5 < CIV/CIII < 320.4 < CIII/OV < 3OVI heikot tai poissa
WC6CIII ≪ CIV, CIII > OV4 < CIV/CIII < 12.51 < CIII/OV < 5OVI heikot tai poissa
WC7CIII < CIV, CIII ≫ OV1.25 < CIV/CIII < 4CIII/OV > 1.25OVI heikot tai poissa
WC8CIII > CIV, CII poissa, OV heikot tai poissa0.5 < CIV/CIII < 1.25CIV/CII > 10HeII/HeI > 1.25
WC9CIII > CIV, CII esiintyy, OV heikot tai poissa0.2 < CIV/CIII < 0.50.6 < CIV/CII < 100.15 < HeII/HeI < 1.25
WC100.06 < CIV/CIII < 0.150.03 < CIV/CII < 0.6HeII/HeI < 0.15
WC11CIV/CIII < 0.06CIV/CII < 0.03HeII poissa

WO
WO-spektrityypin alaluokat
SpektriAlkup kriteeri[2]Nyk kriteeri[4]Muita omin
ensiötoisio
WO1OVII ≥ OV, OVIII esiintyyOVI/OV > 12.5OVI/CIV > 1.5OVII ≥ OV
WO2OVII < OV, CIV < OVI4 < OVI/OV < 12.5OVI/CIV > 1.5OVII ≤ OV
WO3OVII heikot tai poissa, CIV ≈ OVI1.8 < OVI/OV < 40.1 < OVI/CIV < 1.5OVII ≪ OV
WO4CIV ≫ OVI0.5 < OVI/OV < 1.80.03 < OVI/CIV < 0.1OVII ≪ OV

Fyysiset ominaisuudet

WN
Populaatio I WN tähtien ominaisuudet[5][6][7]
Spektri
type		Lämpötila
(K)		Säde
(aurinkoa)		Massa
(aurinkoa)		Säteilyntuotto
(aurinkoa)		Absoluuttinen
kirkkaus		Esim
WN2141,0000.8916280,000-2.6WR 2
WN385,0002.319220,000-3.2WR 46
WN470,0002.315200,000-3.8WR 1
WN560,0003.715160,000-4.4WR 149
WN5h50,000202005,000,000-8.0R136a1
WN656,0005.718160,000-5.1CD Crucis
WN6h45,00025743,300,000-7.5NGC 3603-A1
WN750,0006.021350,000-5.7WR 120
WN7h45,00023522,000,000-7.2WR 22
WN8h40,00022391,300,000-7.2WR 124
WN9h35,0002333940,000-7.1WR 102ea

WO
Populaatio I WO/C tähtien ominaisuudet
Spektri
type		Lämpötila
(K)[8]		Säde
(aurinkoa)[8]		Massa
(aurinkoa)[8]		Säteilyntuotto
(aurinkoa)[8]		Absoluuttinen
magnitudi		Esim.
WO2200,0000.719630,000-1.7[8]WR 142
WC4117,0000.910158,000-4.0[8]WR 143
WC583,0003.212398,000-4.1[9]Theta Muscae
WC678,0003.614501,000-4.3[8]WR 45
WC771,0004.011398,000-4.2[9]WR 86
WC860,0006.311398,000-4.5[9]Gamma Velorum
WC944,0008.710251,000-6.1[8]WR 104

Planetaaristen sumujen keskustähtiä, jotka ovat W-luokkaa

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

Planetary Nebulae with WR type central stars[10]
Planetaarinen sumuKeskustähden 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 myös

Lähteet
  1. J.K. Cannizzo: Ask an Astrophysicist: Wolf-Rayet Stars 3.6.1998. NASA. Viitattu 28.3.2013. (englanniksi)
  2. "The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars" (2001). New Astronomy Reviews 45 (3): 135–232. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. Bibcode: 2001NewAR..45..135V.
  3. "A three-dimensional classification for WN stars" (1996). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 281 (1): 163–191. doi:10.1093/mnras/281.1.163. Bibcode: 1996MNRAS.281..163S.
  4. "Quantitative classification of WC and WO stars" (1998). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 296 (2): 367–378. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x. ISSN 0035-8711. Bibcode: 1998MNRAS.296..367C.
  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. Bibcode: 2007ARA&A..45..177C.
  6. "The Galactic WN stars" (2006). Astronomy and Astrophysics 457 (3): 1015–1031. doi:10.1051/0004-6361:20065052. Bibcode: 2006A&A...457.1015H.
  7. "Wolf–Rayet stars of the carbon sequence" (2006). ASP Conference Series 353: 243. Bibcode: 2006ASPC..353..243B.
  8. "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. Bibcode: 2019A&A...621A..92S.
  9. "The Galactic WC stars" (2012). Astronomy & Astrophysics 540: A144. doi:10.1051/0004-6361/201117830. Bibcode: 2012A&A...540A.144S.
  10. "Galactic kinematics of Planetary Nebulae with [WC] central star" (2013). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 49: 87. Bibcode: 2013RMxAA..49...87P.
    This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.