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.