Wolf-Rayet žvaigždės (WR): kas tai ir pagrindinės savybės

Sužinokite apie Wolf‑Rayet (WR) žvaigždes: jų kilmę, ekstremalias temperatūras, masės netekimą ir ultravioletines savybes — masyvios žvaigždės ir jų evoliucija.

Vilko-Rayet žvaigždės (WR žvaigždės) yra išsivysčiusios, labai masyvios žvaigždės, kurių pradinė masė dažniausiai viršija ~20 Saulės masių. Jos sparčiai praranda masę dėl labai stipraus žvaigždžių vėjo, kurio terminalinis greitis gali siekti 1 000–3 000 km/s ir dažnai būna apie 2 000 km/s. Palyginimui, mūsų Saulė kasmet praranda apie 10⁻¹⁴ Saulės masių, o Wolf–Rayet tipo žvaigždės paprastai praranda 10⁻⁵–10⁻⁴ Saulės masių per metus.

WR žvaigždės yra labai karštos: jų paviršiaus temperatūra svyruoja nuo ~30 000 K iki maždaug 200 000 K, todėl jos atrodo mėlynos arba ultravioletinės spalvos. Jos turi didelį bolometrinį šviesumą — nuo dešimčių tūkstančių iki kelių milijonų kartų didesnį už Saulės — tačiau vizualiai ne visada atrodo ypatingai ryškios, nes didžioji dalis spinduliuotės sklinda ultravioletinėje (UV) ir net „minkštoje“ rentgeno spinduliuotėje.

Kilmė ir evoliucija

Wolf–Rayet žvaigždės yra evoliucijos stadija brandžiose, daugiasluoksnėse masyvios žvaigždės gyvavimo pabaigos etapuose. Jos paprastai atsiranda, kai masyvios žvaigždės netenka išorinių vandenilio sluoksnių — tai gali įvykti dėl:

• pornučių žvaigždžių vėjo, kuris pamažu „nuvalo“ žvaigždės atmosferą, atverdamas gilesnius sluoksnius;
• masyvaus dvigubo sąveikos (masės perdavimo ar bendro envelopo fazės), kai viena žvaigždė nugriauna kitos išorinius sluoksnius;
• cheminio evoliucinio brandumo, kai žvaigždė dega helį ir sunkesnius elementus branduolyje ir atitinkamai pasikeičia jos paviršinė cheminė sudėtis.

Dėl šio „aplanko“ nuplikymo WR žvaigždžių paviršiuje dominuoja sunkesni elementai (He, C, N, O) — t. y. jos dažnai būna „nuogos“ He branduolio versijos.

Spektrinė klasifikacija

WR žvaigždės yra klasifikuojamos pagal jų emisijos spektrines linijas. Pagrindinės klasės:

• WN – spektras dominuoja azoto (N) ir helio (He) emisijos linijomis; rodo, kad paviršiuje išryškėja azotas (He–CNO ciklo produktai).
• WC – stiprios anglies (C) ir helio linijos; tai žymi pažangesnį evoliucijos etapą, kai matyti C ir O produktai.
• WO – reti, labai karštos žvaigždės su ryškiomis deguonies (O) linijomis; ypatingai trumpa, vėlyvoji fazė.

Kiekviena klasė turi potipius (pvz., WN2–WN11, WC4–WC9), nurodančius spektrines savybes ir temperatūrą.

Spektrinės savybės ir stebėjimas

WR žvaigždžių spektrai pasižymi labai plačiomis emisijos linijomis (dėl greitų vėjų ir platusudžiaginimo), o ne absorbcijos linijomis — tai ir yra vienas iš pagrindinių atpažinimo požymių. Tipiškos linijos:

• He II (4686 Å), He I;
• N III, N IV (WN klasė);
• C III, C IV (WC klasė);
• O VI (WO klasė).

Daug WR žvaigždžių yra stipriai spinduliuojančios UV srityje ir gali būti ryškios rentgeno diapazone, ypač jei jos yra dvinės sistemos su antru komponentu — susidūrimai tarp dviejų žvaigždžių vėjų sukuria karštas, rentgeno spinduliuotę skleidžiančias zonas.

Masa, trukmė ir likimas

WR žvaigždės yra trumpalaikė evoliucijos fazė — paprastai trunka kelis 10⁴–10⁵ metų. Jų dabartinės masės gali svyruoti nuo kelių iki keliolikos Saulės masių, nors pradinis masės intervalas buvo žymiai didesnis. Dėl spartaus masės netekimo WR žvaigždės dažnai baigia gyvenimą sprogdamos kaip supernovos (ypač Ib arba Ic tipų, kuriuose trūksta vandenilio, arba vandenilio ir helio), o kai kurios gali būti ilgų gama spindulių žybsnių (long GRB) prototipai, jei jos turi didelį sukimosi momentą.

Reikšmė ir poveikis aplinkai

WR žvaigždės turi didelį poveikį savo aplinkai:

• cheminė apytaka: jos išskiria sunkiuosius elementus (C, N, O) į taragalaktinę terę, prisideda prie galaktikų metalikumo didinimo;
• mechaninis poveikis: stiprūs vėjai formuoja žvaigždžių vėjo burbulus ir WR nebulas aplink žvaigždes;
• įtaka žvaigždėdarai: vėjai ir supernovos gali slopinti arba skatinti šalia esančių molekulinių debesis žvaigždžių susiformavimą.

Dažnumas ir pavyzdžiai

WR žvaigždės yra retos ir dažniausiai randamos aktyviose žvaigždėdaros srityse bei spiralinėse galaktikų šakose. Paukščių Take identifikuota keliosšimt arba kelios šimtai WR žvaigždžių (priklausomai nuo katalogo ir aptikimo ribos), o daug daugiau tokių objektų nustatyta artimose galaktikose. Kai kurie gerai žinomi pavyzdžiai:

• Gamma Velorum (WR 11) – artima dvinarė sistema su ryškiu WR komponentu;
• WR 104 – žinoma dėl spiralinių dulkių struktūrų, kurias sukuria skersinių vėjų sąveika;
• Kiti įdomūs WR objektai stebimi tiek optiškai, tiek UV ir rentgeno diapazonuose.

Konkrečios stebėjimo ypatybės ir technikos

WR žvaigždžių tyrimui naudojami spektrografai (optiniai ir UV spektrai) bei rentgeno teleskopai. IR stebėjimai yra svarbūs, kai objektas yra uždengtas dulkių ar esantis tankiame aplinkiniame debesyje. Dvinarės sistemos su WR komponentu dažnai reikalauja kelių ilgių bangų diapazonų ir laiko seka, kad būtų atskirti komponentai ir vėjo sąveikos efektai.

Santrauka

Wolf–Rayet žvaigždės yra labai masyvios, karštos ir ryškios žvaigždės su stipriais vėjais ir charakteringais emisijos spektrais. Jos žymi vandenilio sluoksnio praradimą ir leidžia tiesiogiai stebėti evoliucijos produktus (He, C, N, O) prieš žvaigždės pabaigą supernovoje. Dėl savo trumpos, bet intensyvios fazės jos yra svarbūs elementų sintezės, energijos išmetimo ir galaktikinės evoliucijos agentai.

Paieška pagal raidę