Wolf-Rayetovy hvězdy jsou typem hvězd , které se vyznačují velmi vysokými teplotami a svítivostí a také přítomností jasných emisních čar různých prvků ve spektru. Tyto hvězdy jsou hmotné a mají tendenci být v pozdních fázích svého vývoje, obsahují málo vodíku, ale jsou bohaté na helium a vyzařují silné hvězdné větry . Jsou poměrně vzácné, koncentrují se směrem ke galaktické rovině a často se vyskytují v blízkých binárních systémech . Navíc tyto hvězdy vykazují proměnlivost .
Tato třída hvězd je pojmenována po astronomech Charlesi Wolfovi a Georges Rayetovi , kteří poprvé upozornili na vlastnosti spekter takových hvězd v roce 1867.
Wolf-Rayetovy hvězdy jsou většinou hmotné hvězdy v pozdních fázích evoluce , které ztratily téměř celý svůj vodíkový obal, ale jsou bohaté na helium a spalují ho ve svém jádru [1] [2] . Některé velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti , které obsahují dostatek vodíku a spalují ho v jádře, mají podobné charakteristiky a jsou také klasifikovány jako Wolf-Rayetovy hvězdy (viz níže ) [3] [4] .
Wolf-Rayetovy hvězdy se vyznačují velmi vysokými efektivními teplotami — od 25 do 200 tisíc K [5] [6] [7] a následně velmi vysokou svítivostí — absolutní velikost takových hvězd může dosahovat −7 m . Hmotnosti Wolf-Rayetových hvězd se pohybují od 5 M ⊙ , s průměrem 10 M ⊙ . Zároveň mají silný hvězdný vítr , jehož rychlost hmoty přesahuje 1000–2000 km/s, což vede ke ztrátě hmoty 10 −6 —10 −4 M ⊙ za rok hvězdou a obohacování mezihvězdná hmota s těžkými prvky [1] [2] [5] [8] .
Přibližně polovina Wolf-Rayetových hvězd patří do blízkých dvojhvězd , ve kterých druhou složkou je nejčastěji hvězda spektrálního typu O nebo B s hmotností větší než má Wolf-Rayetova hvězda, díky čemuž jsou hmotnosti složky lze často měřit přímo [6] . Wolf-Rayetovy hvězdy jsou soustředěny hlavně v rovině disku galaxie - průměrná vzdálenost takových hvězd od roviny galaxie je asi 85 parseků . Navíc jsou poměrně vzácné: podle teoretických odhadů jich je v Mléčné dráze 1-2 tisíce a objeveno jich bylo jen několik stovek. Díky své svítivosti je lze pozorovat na velké vzdálenosti: například v galaxii Andromeda je známo 30 takových hvězd [9] [10] .
Koncept Wolf-Rayetových galaxií je spojen s Wolf-Rayetovými hvězdami - jedná se o galaxie, ve kterých není možné rozlišit jednotlivé hvězdy, ale jejich spektrum ukazuje na přítomnost velkého počtu - stovek či tisíců - Wolf-Rayetových hvězd v některé oblasti. Takové galaxie samy o sobě jsou galaxiemi s výbuchem tvorby hvězd [8] .
Hlavním rysem spekter Wolf-Rayetových hvězd je přítomnost silných emisních čar různých prvků: H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, přičemž obyčejné hvězdy vykazují čáry převzetí . Intenzita záření v čarách může být 10-20krát vyšší než intenzita v sousedních oblastech spojitého spektra a šířka čar je 50-100 angstromů , což ukazuje na silný hvězdný vítr . Podobná spektra jsou pozorována v některých jádrech planetárních mlhovin , ale jejich hmotnosti a svítivost jsou mnohem nižší než u Wolf-Rayetových hvězd [2] [9] .
Přestože efektivní teplota Wolf-Rayetových hvězd je velmi vysoká, spojitá část emisního spektra má ne tak vysokou teplotu: její barevná teplota ve viditelné oblasti je pouze 10-20 tisíc K . Látka, jejíž emisní čáry jsou ve spektru pozorovány, má v tomto případě ionizační potenciál až 100 eV , což odpovídá teplotě 100 tisíc K [9] .
Ve spektrech Wolf-Rayetových hvězd emisní čáry vykazují pokles intenzity emise pod kontinuum v jejich modré části, tedy absorpci na kratších vlnových délkách, než na kterých k emisi dochází. Takové útvary jasně naznačují úbytek hmoty hvězdou a nazývají se „ profily P Cygni “ podle názvu hvězdy P Cygni , ve kterých mají čáry stejný tvar [8] [12] [13] .
Wolf-Rayetovy hvězdy jsou eruptivní proměnné hvězdy . Jejich změny jasu jsou nepravidelné a amplituda těchto změn ve V pásmu je až 0,1 m . Předpokládá se, že jejich proměnlivost je způsobena nekonzistencí jejich hvězdného větru [14] [15] .
Ve spektrální klasifikaci jsou Wolf-Rayetovy hvězdy rozděleny do samostatné třídy W [16] nebo WR. Tato třída je zase rozdělena do tří sekvencí (nebo tří typů) podle typu spektra: dusík (WN), uhlík (WC) a kyslík (WO) - ve spektrech hvězd těchto sekvencí dusík , uhlík převládají kyslíkové linie . Kromě toho jsou ve spektrech hvězd WN a WC přítomny slabé vodíkové čáry [1] .
Sekvence těchto typů WN-WC-WO je považována za evoluční (viz níže ) [1] : hvězda patří do té či oné sekvence je určena podílem ztracené hmoty, který se s časem zvyšuje. Hvězdy s kyslíkovou sekvencí jsou nejvzácnější — je známo pouze 9 takových hvězd [8] [17] [18] .
Každá z těchto sekvencí je navíc rozdělena do podtříd podle poměru intenzit čar stejné látky v různých stupních ionizace. Sekvence dusíku je rozdělena do 8 podtříd od WN2 do WN9 (někdy se přidávají WN10 a WN11), sekvence uhlíku je rozdělena do 6 podtříd od WC4 do WC9 a sekvence kyslíku je rozdělena do podtříd WO1-WO4. Některé hvězdy mají přechodnou formu spektra mezi sekvencemi dusíku a uhlíku a jsou zařazeny do samostatné třídy WN/C. Stejně jako ve spektrální klasifikaci obyčejných hvězd se podtřídy označené menším číslem nazývají rané a větší pozdní, hvězdy dřívějších podtříd mají vyšší teplotu [8] .
Hvězdy třídy O a Wolf-Rayetovy hvězdy se někdy ukazují jako obtížně rozlišitelné z hlediska charakteristik. Hvězdy obou tříd mají velmi vysoké teploty, zatímco spektra některých hvězd třídy O mají emisní čáry a spektra Wolf-Rayetových hvězd mohou mít vodíkové čáry . To vede k tomu, že některé z nejhmotnějších hvězd hlavní posloupnosti, které ve svých jádrech spalují vodík spíše než helium , jsou klasifikovány jako hvězdy Wolf-Rayetovy dusíkové sekvence a jsou označeny jako WNh spíše než WN. Tento typ například zahrnuje nejhmotnější známou hvězdu R136a1 [19] [20] . Některé hvězdy se středními parametry jsou navíc přiřazeny dvěma třídám najednou: například O3 If*/WN6. Tyto hvězdy jsou v angličtině známé jako „slash stars“ a ve většině případů se jedná o hvězdy, které ve svých jádrech stále spalují vodík [3] [4] .
Většina Wolf-Rayetových hvězd jsou hvězdy pozdního stádia , které ztratily téměř veškerý vodík a ve svých jádrech spalují helium . V tomto stavu stráví hvězda podle astronomických standardů velmi krátkou dobu: méně než 3⋅10 5 let. Stáří takových hvězd je také malé a nepřesahuje několik milionů let [8] . Aby se stala Wolf-Rayetovou hvězdou, musí ztratit většinu svého vodíkového obalu, který pak lze pozorovat jako Wolf-Rayetovu mlhovinu kolem hvězdy [21] . Při formování je hmotnost takových hvězd v průměru 30–40 M ⊙ , ale v průběhu evoluce ztrácejí značnou část hmoty a ve stádiu Wolf-Rayetovy hvězdy je jejich průměrná hmotnost asi 10 M ⊙ [1] [ 9] . To se může stát ze dvou důvodů [22] [23] :
Wolf-Rayetovy hvězdy časem ztrácejí hmotnost, což vede ke změně jejich složení na povrchu a s tím i spektra. Tudíž stejná hvězda v různých časech patří do různých sekvencí (viz výše ): nejprve je to WN, potom WC. Hvězdy typu WO jsou velmi vzácné a špatně pochopené a pravděpodobně v této fázi hvězda buď dokončuje syntézu uhlíku z helia , nebo v ní již hoří prvky těžší než helium. Z těchto důvodů by fáze WO měla trvat velmi krátkou dobu, 103–104 let , a také se má za to, že jím procházejí pouze hvězdy s počáteční hmotností 40–60 M ⊙ [ 8] [17] [18] .
Wolf-Rayetovy hvězdy nakonec ukončí svůj život výbuchem supernovy a přeměnou v neutronovou hvězdu nebo černou díru . Typ supernovy závisí na počáteční hmotnosti hvězdy: pokud překročí 40 M ⊙ , pak má supernova typ Ib, pokud nepřesáhne - Ic. Výbuch Wolf-Rayetovy hvězdy jako supernovy může generovat gama záblesky [8] [9] .
Hvězdy typu WNh, navzdory skutečnosti, že jejich vnější charakteristiky jsou podobné vlastnostem ostatních Wolf-Rayetových hvězd, jsou v počáteční fázi svého vývoje a spalují v jádře vodík, nikoli helium. Takové hvězdy mají mnohem větší hmotnosti: více než 75 M ⊙ . Po této fázi takové hvězdy ztratí část své hmoty, stanou se jasně modrými proměnnými a poté se opět stanou Wolf-Rayetovými hvězdami, ale již chudými na vodík [3] [8] .
V roce 1867 astronomové Charles Wolf a Georges Rayet , pracující na pařížské observatoři , objevili tři hvězdy v souhvězdí Labutě se silnými emisními čarami v jejich spektrech . Podle jmen těchto astronomů dostal nový typ hvězd své jméno [1] [8] [24] .
V roce 1930 Carlisle Beals navrhl existenci dvou sekvencí Wolf-Rayetových hvězd: dusíku a uhlíku a v roce 1933 byl jeho předpoklad potvrzen [25] . V roce 1938 pro ně Mezinárodní astronomická unie přijala označení WN, respektive WC [26] . Kyslíková sekvence WO byla identifikována mnohem později, v 70. letech 20. století, a předtím byly hvězdy, které k ní patřily, považovány za hvězdy raných podtříd uhlíkové sekvence [8] [17] .
V roce 1943 Georgy Gamow předložil hypotézu, která vysvětlovala anomální chemické složení Wolf-Rayetových hvězd: podle jeho hypotézy se látka produkovaná při termonukleárních reakcích v jádře nachází na povrchu těchto hvězd, ale tato myšlenka nebyla obecně přijata. do konce 20. století [8] .
![]() | |
---|---|
V bibliografických katalozích |
proměnné hvězdy | |
---|---|
Sopečný | |
Pulzující | |
rotující | |
Kataklyzmatické | |
zákrytové dvojhvězdy | |
Seznamy | |
Kategorie: Proměnné hvězdy |
Spektrální klasifikace hvězd | |
---|---|
Hlavní spektrální třídy | |
Další spektrální typy | |
Třídy svítivosti |