PROFILBARU.COM

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.

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)	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

Spektri

WN

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

WC

WC-spektrityypin alaluokat
Spektri	Alkup kriteeri^[2]	Nyk kriteeri^[4]		Muita ominaisuuksia
Spektri	Alkup kriteeri^[2]	ensiö	toisio	Muita ominaisuuksia
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

WO

WO-spektrityypin alaluokat
Spektri	Alkup kriteeri^[2]	Nyk kriteeri^[4]		Muita omin
Spektri	Alkup kriteeri^[2]	ensiö	toisio	Muita omin
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 ominaisuudet

WN

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

WO

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-luokkaa

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 myös

Lähteet

↑ ^a ^b J.K. Cannizzo: Ask an Astrophysicist: Wolf-Rayet Stars 3.6.1998. NASA. Viitattu 28.3.2013. (englanniksi)
↑ ^a ^b ^c Van Der Hucht, Karel A.: The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars. New Astronomy Reviews, 2001, 45. vsk, nro 3, s. 135–232. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3 ISSN 1387-6473 Bibcode:2001NewAR..45..135V
↑ Smith, L. F.; Michael m., S.; Moffat, A. F. J.: A three-dimensional classification for WN stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1996, 281. vsk, nro 1, s. 163–191. doi:10.1093/mnras/281.1.163 Bibcode:1996MNRAS.281..163S
↑ ^a ^b Crowther, P. A.; De Marco, O.; Barlow, M. J.: Quantitative classification of WC and WO stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1998, 296. vsk, nro 2, s. 367–378. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x ISSN 0035-8711 Bibcode:1998MNRAS.296..367C
↑ Crowther, Paul A.: Physical Properties of Wolf–Rayet Stars. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 2007, 45. vsk, nro 1, s. 177–219. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 Bibcode:2007ARA&A..45..177C arXiv:astro-ph/0610356
↑ Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A.: The Galactic WN stars. Astronomy and Astrophysics, 2006, 457. vsk, nro 3, s. 1015–1031. doi:10.1051/0004-6361:20065052 Bibcode:2006A&A...457.1015H arXiv:astro-ph/0608078
↑ ; Hamann, W.-R.; Gräfener, G.: Wolf–Rayet stars of the carbon sequence. ASP Conference Series, 2006, 353. vsk, s. 243. Bibcode:2006ASPC..353..243B
↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h Sander, A. A. C.; Hamann, W. -R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M.: The Galactic WC and WO stars. The impact of revised distances from Gaia DR2 and their role as massive black hole progenitors. Astronomy and Astrophysics, 2019, 621. vsk, s. A92. doi:10.1051/0004-6361/201833712 Bibcode:2019A&A...621A..92S arXiv:1807.04293
↑ ^a ^b ^c Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H.: The Galactic WC stars. Astronomy & Astrophysics, 2012, 540. vsk, s. A144. doi:10.1051/0004-6361/201117830 Bibcode:2012A&A...540A.144S S2CID:119182468 arXiv:1201.6354
↑ ; Rechy-García, J. S.; García-Rojas, J.: Galactic kinematics of Planetary Nebulae with [WC] central star. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 2013, 49. vsk, s. 87. Bibcode:2013RMxAA..49...87P arXiv:1301.3657