Wolfova–Rayetova hviezda

Vlastnosti

• Počiatočná hmotnosť: WR hviezdy vznikajú z veľmi masívnych progenitorov, zvyčajne z hviezd pôvodne s hmotnosťou rádovo desiatok hmotností Slnka; pozri masívne hviezdy a odhady pôvodnej hmotnosti >20 M☉.
• Teplota a farba: povrchové teploty sa pohybujú typicky od približne 30 000 K až do viac sto tisíc kelvinov, čo dáva hviezdam modrý až ultrafialový charakter.
• Masová strata: veľmi silné vetry s rýchlosťou až niekoľko tisíc km/s a rýchlosťou úbytku hmoty rádovo ~10⁻⁵ M☉/rok, v kontraste so Slnečnou stratou ~10⁻¹⁴ M☉/rok; vetry sú popisované v súvislosti s hviezdnym vetrom.
• Svetlosť a žiarenie: celková (bolometrická) svietivosť je veľmi vysoká – od desiatok tisíc až po milióny násobkov svietivosti Slnka; podrobnosti o luminosite sú k dispozícii v zdrojoch o bolometrickej svietivosti. Väčšina energie vychádza v ultrafialovom a krátkovlnnom pásme (UV a mäkké röntgenové žiarenie X), preto vizuálne nie sú vždy extrémne jasné.

Spektrálne typy a rozdelenie

Spektrálne označenie WR hviezd vychádza z dominujúcich emisných čiar v ich spektre. Hlavné triedy sú WN (prevládajú línie dusíka a helia), WC (uhlík a kremík) a raritnejšia WO (kyslík a vysoké ionizačné štáty). Emisné spektrá sú dôsledkom hustých, rýchlych vetrov a odhalia zloženie vonkajších vrstiev, ktoré môže byť odhalením predchádzajúcej evolúcie hviezdy.

Vývoj, pôvod a význam

WR fáza je obyčajne konečným štádiom evolúcie veľmi masívnej hviezdy pred kolapsom jadra. Počas tejto fázy sú vonkajšie vrstvy zohrdzavené ťažšími prvkami, ktoré sú priamo vypudené do medzihviezdneho prostredia – to ovplyvňuje chemické obohatenie galaxie. WR hviezdy sú považované za kandidátov na progenitorov niektorých typov supernov (najmä typu Ib/c) a v niektorých teóriách aj za možné zdroje dlhých gama zábleskov, ak dochádza k rýchlemu rotovaniu a kolapsu jadra.

Pozorovanie a príklady

WR hviezdy sa identifikujú podľa širokých emisných čiar v spektre a často sa nachádzajú v mladých hviezdnych zhlukoch a aktívnych oblastiach tvorby hviezd. Mnohé sú členmi binárnych systémov, kde ich vetry interagujú s vetrami sprievodnej hviezdy a vytvárajú jasné rentgenové a rádio emisie. Ich štúdium pomáha pochopiť masívnu hviezdnu evolúciu, mechanizmy masovej straty a vznik ťažších prvkov.

Významné fakty

1. Prvé WR objekty boli popísané v roku 1867.
2. Spektrálne línie WR sú emisného charakteru a veľmi široké v dôsledku rýchlych vetrov.
3. Ich energetický výstup prevažuje v UV a krátkovlnnej oblasti, nie v optickom pásme.

Pre ďalšie informácie o masívnych hviezdach, evolúcii hviezd a spektroskopii pozrite súvisiace zdroje: masívne hviezdy, pôvodné hmotnosti, hviezdny vietor, porovnanie so Slnkom, bolometrická svietivosť, ultrafialové žiarenie alebo röntgenové prejavy.