Wolf-Rayetove zvezde (WR): definicija, lastnosti in izguba mase

Wolf-Rayetove zvezde (WR zvezde) so razvite, masivne zvezde (na začetku več kot 20 mas Sonca). Hitro izgubljajo maso z zelo močnim zvezdnim vetrom s hitrostjo do 2000 km/s. Medtem ko naše Sonce vsako leto izgubi približno 10⁻¹⁴ mas Sonca, Wolf-Rayetove zvezde običajno izgubijo 10⁻⁵ mas Sonca na leto.

Wolf-Rayetove zvezde so izredno vroče, s površinskimi temperaturami od 30.000 K do približno 200.000 K, zaradi česar so videti modre barve. So tudi zelo svetle, od desettisoč- do večmilijonkrat večje od bolometrične svetilnosti Sonca, čeprav vizualno niso izredno svetle, saj večino svojih žarkov oddajajo v daljnem ultravijoličnem in celo "mehkem" rentgenskem sevanju. Njihovi močni vetrovi lahko povzročijo tudi tvorbo opaznih Wolf-Rayetovih meglic in emisijskih nebuloz v okolici zvezde.

Spektralni tipi in kemična sestava

Wolf-Rayetove zvezde se delijo v nekaj glavnih spektralnih razredov, odvisno od prevladujočih emisijskih linij:

WN — prevladujejo linije dušika (N) in helija (He); kažejo zvezde, kjer je razkriveno He- in N-obogateno jedro (izgubljeno je zunanje vodikovo ovojnico).
WC — prevladujejo linije ogljika (C) in helija; nastanejo, ko so izpostavljeni notranji plastni bogati z ogljikom.
WO — redkejše, z izrazitimi linijami kisika (O) in najvišjimi temperaturami; gre za najnapredovanejšo stopnjo jedrskega spalnega procesa pri največjih masah.

Tipične spektralne emisije vključujejo močne, široke emisijske črte He II, N III–V, C III–IV, O VI ipd. Širokost linij je posledica visokih hitrostih vetra in razširjenega oblačka plina okoli zvezde.

Izguba mase — mehanizmi in posledice

Mehanizem: glavni pogon vetra pri WR zvezdah je sevanje, natančneje linijsko pogojeno (line-driven) odnašanje mase: močno sevanje iz notranjih, vročih plasti preko številnih atomsko-linijskih prehodov prenaša impulz na zunanji plin in ga izžene kot hitre vetrove.
Stopnje izgube mase: tipične vrednosti so reda 10⁻⁵ do 10⁻⁴ mase Sonca na leto, pri najmasivnejših ali posebej aktivnih primerih tudi več. Pomembno je upoštevati, da so izračuni odvisni od »clumpinga« (nehomogenosti vetra) — če se ne upošteva, se lahko ocene mass-loss precenijo.
Odvisnost od kovinskosti: pri nižji kovinskosti (npr. v LMC ali SMC) so vetrovi šibkejši, zato je manj WR zvezd, razen če nastanejo preko binarnega prenosa mase.

Evolucijski pomen in končna usoda

Wolf-Rayetove zvezde predstavljajo fazo, ko masivna zvezda izgubi svojo zunanjo vodikovo ovojnico in razkrije heliumom bogato jedro. Do tega pride lahko na dva načina:

kot posamezna zelo masivna zvezda, pri kateri močni vetrovi postopoma odnašajo ovojnico;
kot članica binarnega sistema, kjer masa prehaja na sopotnika in s tem tudi razkrije notrajše plasti.

WR faza je kratkotrajna (tipično nekaj 10⁴–10⁵ let) v primerjavi z življenjem zvezde in konča z eksplozijo kot supernova tipa Ib ali Ic (brez vodikovih ali brez tako rekoč tudi heliovih linij v spektru), pri nekaterih zelo masivnih zvezdah pa so WR zvezde tudi kandidati za dolgosežne gama-izbruhe (long GRB), če ohranjajo dovolj hitro vrtenje.

Opazovanje in primeri

Spektralni znaki: WR zvezde ločimo po širini in intenzivnosti emisijskih linij; pogosto so vidne kot močne emisijske zvezde v spektrih zvezdnih združb in področij aktivnega nastajanja zvezd.
Razširjenost: WR zvezde se pojavljajo predvsem v mladih, masivnih zvezdnih združenjih in v območjih močnega nastajanja zvezd. V galaksijah z višjo kovinskostjo je več takih zvezd.
Primer: ena najbližjih in dobro znanih WR zvezd je sistem Gamma Velorum (WR 11), kjer je Wolf-Rayetov član v binarnem paru z ekvivalentom vroče velike zvezde.

Pomen za galaktično okolje

Močni vetrovi in kasneje eksplozije WR zvezd pomembno vplivajo na okolico:

mešajo in bogatijo medzvezdni medium z izdelki jedrskega sevanja (He, C, N, O),
vplivajo na tvorbo naslednjih generacij zvezd z ustvarjanjem pognjenih sifonov in šokom vodeno kompresijo plina,
prispevajo k ionizaciji in sevanju v ultraljubičnem in rentgenskem delu spektra.

Zaključek

Wolf-Rayetove zvezde so kratkotrajna, toda ključna faza v življenju najmasivnejših zvezd. Zaradi svojih izjemnih temperatur, močnih vetrov in specifičnih emisijskih spektralnih značilnosti predstavljajo pomemben objekt študija pri razumevanju zvezdne evolucije, kemijskega razvoja galaksij in virov energij ter delcev v okolici masivnih zvezd.

Slika meglice M1-67 okoli Wolf-Rayetove zvezde WR 124 s Hubblovim vesoljskim teleskopom.

Pojasnitev izrazov

V astronomiji svetilnost ni povsem enako kot svetlost. Svetlost meri skupno količino energije, ki jo oddaja zvezda ali drug astronomski objekt, v enotah SI v joulih na sekundo, kar so vati. Watt je enota moči in tako kot se žarnica meri v vatih, se v vatih meri tudi Sonce, ki ima skupno izhodno moč 3,846×10²⁶ W. To število je osnovna metrika, ki se uporablja v astronomiji: znano je kot 1 sončna svetilnost, katere simbol je L ⊙ {\displaystyle L_{\odot }} $L_{\odot }$ .

Vendar pa sevalna moč ni edini način konceptualizacije svetlosti, zato se uporabljajo tudi drugi kazalniki. Najpogostejša je navidezna velikost, ki je zaznana svetlost objekta pri opazovalcu na Zemlji pri vidnih valovnih dolžinah. Druge metrike so absolutna magnituda, ki je lastna svetlost objekta pri vidnih valovnih dolžinah, ne glede na razdaljo. Merilo svetilnosti je "bolometrična magnituda", skupna moč, ki se oddaja v vseh valovnih dolžinah.