Vlk – Rayetova hvězda - Wolf–Rayet star

Snímek mlhoviny M1-67 z Hubbleova vesmírného dalekohledu kolem hvězdy Wolf-Rayet WR 124 .

Hvězdy Wolf – Rayet , často zkráceně označované jako hvězdy WR , jsou vzácnou heterogenní sadou hvězd s neobvyklými spektry vykazujícími prominentní široké emisní linie ionizovaného hélia a vysoce ionizovaného dusíku nebo uhlíku . Spektra naznačují velmi vysoké povrchové vylepšení těžkých prvků , vyčerpání vodíku a silný hvězdný vítr . K povrchové teploty známých hvězd Vlk-Rayet v rozmezí od 20.000 K na zhruba 210.000 K, teplejší než téměř všechny ostatní druhy hvězd. Dříve se jim říkalo hvězdy typu W podle jejich spektrální klasifikace.

Klasické (nebo Populace I ) Wolfově -Rayetovy hvězdy jsou vyvinuté , hmotné hvězdy, které zcela ztratily svůj vnější vodík a v jádru spojují helium nebo těžší prvky. Podskupina hvězd populace WR vykazuje ve svých spektrech vodíkové čáry a je známá jako hvězdy WNh; jsou to mladé extrémně hmotné hvězdy, které v jádru stále spojují vodík, přičemž helium a dusík jsou na povrchu vystaveny silnému míchání a ztrátě hmoty způsobené zářením. Samostatnou skupinou hvězd se spektry WR jsou centrální hvězdy planetárních mlhovin (CSPNe), post- asymptotické hvězdy s obřími větvemi, které byly v hlavní sekvenci podobné Slunci , ale nyní přestaly splynout a zbavily se atmosféry, aby odhalily holé jádro uhlík-kyslík.

Všechny hvězdy Wolf -Rayet jsou díky svým vysokým teplotám vysoce světelné objekty - tisíckrát vyšší než bolometrická svítivost Slunce ( L _☉ ) pro CSPNe, statisíce  L _☉ pro hvězdy Populace I WR až přes milion  L _☉ pro hvězdy WNh - i když vizuálně ne výjimečně jasné, protože většina jejich záření je v ultrafialovém záření .

Hvězdy pouhého oka Gamma Velorum a Theta Muscae , stejně jako jedna z nejhmotnějších známých hvězd , R136a1 ve 30 Doradus , jsou všechny hvězdy Wolf-Rayet.

Historie pozorování

WR 136 je hvězda WN6, kde atmosféra uvolněná během červené supergiantní fáze byla šokována horkými a rychlými větry WR za vzniku viditelné bublinové mlhoviny .

V roce 1867, za použití 40 cm Foucault dalekohled na pařížské observatoře , astronomové Charles Vlk a Georges Rayet objevil tři hvězdy v souhvězdí Cygnus (HD 191765, HD 192103 a HD 192641, nyní označený jako WR 134 , WR 135 a WR 137 v tomto pořadí ), která zobrazovala široká emisní pásma na jinak spojitém spektru. Většina hvězd ve svých spektrech zobrazuje pouze absorpční čáry nebo pásy v důsledku překrývajících se prvků pohlcujících světelnou energii na konkrétních frekvencích, takže šlo o zjevně neobvyklé objekty.

Povaha emisních pásem ve spektrech hvězdy Wolf -Rayet zůstala po několik desetiletí záhadou. Edward C. Pickering se domníval, že čáry jsou způsobeny neobvyklým stavem vodíku , a bylo zjištěno, že tato „Pickeringova řada“ linií sledovala schéma podobné sérii Balmerových , kdy byla nahrazována kvantová čísla o polovičních číslech. Později se ukázalo, že tyto linie vyplynuly z přítomnosti helia ; chemický prvek, který byl objeven v roce 1868. Pickering zaznamenal podobnosti mezi Wolf -Rayetovými spektry a mlhovými spektry a tato podobnost vedla k závěru, že některé nebo všechny Wolf -Rayetovy hvězdy byly centrálními hvězdami planetárních mlhovin .

V roce 1929 byla šířka emisních pásem přičítána Dopplerovu rozšíření , a proto se plyn obklopující tyto hvězdy musel pohybovat rychlostí 300–2400 km/s podél zorného pole. Závěr byl takový, že hvězda Wolf -Rayet neustále vypouští plyn do vesmíru a vytváří rozšiřující se obal mlhavého plynu. Síla uvolňující plyn při pozorovaných vysokých rychlostech je radiační tlak . Bylo dobře známo, že mnoho hvězd se spektry typu Wolf -Rayet byly centrálními hvězdami planetárních mlhovin, ale také to, že mnohé nebyly spojeny se zjevnou planetární mlhovinou nebo s viditelnou mlhovinou vůbec.

Kromě hélia identifikovala Carlyle Smith Beals ve spektrech hvězd Wolf -Rayet emisní čáry uhlíku, kyslíku a dusíku. V roce 1938 klasifikovala Mezinárodní astronomická unie spektra hvězd Wolf-Rayet na typy WN a WC, podle toho, zda spektru dominovaly linie dusíku nebo uhlíku a kyslíku.

V roce 1969 bylo několik CSPNe se silnými emisními linkami O  VI seskupeno pod novou „ sekvencí O  VI “ nebo jen typ OVI. Ty byly následně označovány jako [WO] hvězdy. Podobné hvězdy, které nejsou spojeny s planetárními mlhovinami, byly popsány krátce poté a klasifikace WO byla nakonec přijata také pro hvězdy populace WR.

Pochopení, že některé pozdní a někdy ne tak pozdní hvězdy WN s vodíkovými čarami v jejich spektrech jsou v jiné fázi vývoje než hvězdy bez vodíku WR, vedlo k zavedení termínu WNh, který tyto hvězdy obecně odlišuje od další hvězdy WN. Dříve byly označovány jako hvězdy WNL, ačkoli existují hvězdy WN pozdního typu bez vodíku a také hvězdy WR s vodíkem již od WN5.

Klasifikace

Spektrum WR 137 , hvězda WC7 a jedna ze tří původních hvězd WR (horizontální osa: vlnová délka v Å).

Hvězdy Wolf -Rayet byly pojmenovány na základě silných širokých emisních čar v jejich spektrech, identifikovaných s heliem , dusíkem , uhlíkem , křemíkem a kyslíkem , ale s vodíkovými čarami obvykle slabými nebo chybějícími. První klasifikační systém je rozdělil na hvězdy s dominantními liniemi ionizovaného dusíku (N  III , N  IV a N  V ) a hvězdy s dominantními liniemi ionizovaného uhlíku (C  III a C  IV ) a někdy i kyslík (O  III - O  VI ), označované jako WN, respektive WC. Dvě třídy WN a WC byly dále rozděleny do teplotních sekvencí WN5 – WN8 a WC6 – WC8 na základě relativních sil linií 541,1 nm He  II a 587,5 nm He  I. Emisní linie Wolf – Rayet mají často rozšířené absorpční křídlo ( profil P Cygni ), což naznačuje kolemhvězdný materiál. Sekvence WO byla také oddělena od sekvence WC pro ještě teplejší hvězdy, kde emise ionizovaného kyslíku dominují emisím ionizovaného uhlíku, ačkoli skutečné podíly těchto prvků ve hvězdách jsou pravděpodobně srovnatelné. WC a WO spektra se formálně rozlišují na základě přítomnosti nebo nepřítomnosti emise C  III . WC spektra také obecně postrádají linie O  VI, které jsou silné ve WO spektrech.

Spektrální sekvence WN byla rozšířena o WN2 – WN9 a definice byly upřesněny na základě relativních sil linií N  III při 463,4–464,1 nm a 531,4 nm, linií N  IV při 347,9–348,4 nm a 405,8 nm a N  V řádky při 460,3 nm, 461,9 nm a 493,3–494,4 nm. Tyto čáry jsou dobře odděleny od oblastí silných a proměnných emisí He a intenzity čar dobře korelují s teplotou. Hvězdy se spektry mezi WN a Ofpe byly klasifikovány jako WN10 a WN11, i když tato nomenklatura není všeobecně přijímána.

Typ WN1 byl navržen pro hvězdy bez řádků N  IV ani N  V , aby vyhovoval Brey 1 a Brey 66, které se zdály být mezi WN2 a WN2,5. Relativní síly a šířky čar pro každou podtřídu WN byly později kvantifikovány a jako primární indikátor úrovně ionizace, a tedy spektrální podtřídy, byl zaveden poměr mezi čarami 541,1 nm He  II a 587,5 m, He  I . Potřeba WN1 zmizela a Brey 1 i Brey 66 jsou nyní klasifikovány jako WN3b. Byly upuštěny poněkud obskurní třídy WN2,5 a WN4,5.

Spektrální sekvence WC byla rozšířena o WC4 – WC11, i když některé starší články také používaly WC1 – WC3. Primární emisní čáry používané k rozlišení podtypů WC jsou C  II 426,7 nm, C  III při 569,6 nm, C  III/IV 465,0 nm, C  IV při 580,1–581,2 nm a směs O  V (a O  III ) při 557,2–559,8 nm. Sekvence byla rozšířena o WC10 a WC11 a kritéria podtřídy byla kvantifikována především na základě relativních sil uhlíkových linií, aby se mohly spoléhat na ionizační faktory, i když mezi uhlíkem a kyslíkem byly velké variace.

Pro hvězdy typu WO jsou používány hlavní linie C  IV při 580,1 nm, O  IV při 340,0 nm, směs O  V (a O  III ) při 557,2–559,8 nm, O  VI při 381,1–383,4 nm, O  VII při 567,0 nm, a O  VIII při 606,8 nm. Sekvence byla rozšířena o WO5 a kvantifikována na základě relativních sil linií O  VI /C  IV a O  VI /O  V. Pozdější schéma, navržené pro konzistenci mezi klasickými hvězdami WR a CSPNe, se vrátilo k sekvenci WO1 až WO4 a upravilo rozdělení.

Podrobné moderní studie hvězd Wolf -Rayet mohou identifikovat další spektrální rysy, označené příponami k hlavní spektrální klasifikaci:

• h pro emise vodíku;
• ha pro emise a absorpci vodíku;
• o pro žádné emise vodíku;
• w pro slabé čáry;
• s pro silné čáry;
• b pro široké silné linie;
• d pro prach (příležitostně vd, pd nebo ed pro proměnný, periodický nebo epizodický prach).

Klasifikace Wolf -Rayetových spekter je komplikována častou asociací hvězd s hustou mlhavostí, prachovými mraky nebo binárními společníky. Přípona „+OB“ se používá k označení přítomnosti absorpčních čar ve spektru, které jsou pravděpodobně spojeny s normálnější hvězdou, nebo „+abs“ pro absorpční linie neznámého původu.

Horší spektrální podtřídy WR jsou popsány jako rané a chladnější jako pozdní, v souladu s jinými spektrálními typy. WNE a WCE označují spektra raného typu, zatímco WNL a WCL označují spektra pozdního typu, přičemž dělící čára je přibližně v podtřídě šest nebo sedm. Nic jako pozdní hvězda typu WO neexistuje. Hvězdy WNE mají silnou tendenci být chudé na vodík, zatímco spektra hvězd WNL často obsahují vodíkové čáry.

Spektrální typy pro centrální hvězdy planetárních mlhovin jsou kvalifikovány jejich obklopením hranatými závorkami (např. [WC4]). Jsou to téměř všechny WC sekvence se známými [WO] hvězdami představujícími horké rozšíření uhlíkové sekvence. Existuje také malý počet typů [WN] a [WC/WN], objevených teprve nedávno. Jejich mechanismus vzniku je zatím nejasný.

Teploty centrálních hvězd planetární mlhoviny mají ve srovnání s hvězdami WR populace I tendenci k extrémům, takže [WC2] a [WC3] jsou běžné a sekvence byla rozšířena na [WC12]. Typy [WC11] a [WC12] mají charakteristická spektra s úzkými emisními čarami a bez linií He  II a C  IV .

GK Persei (Nova Persei 1901), který ve svém spektru ukázal rysy Wolf – Rayet.

Některé supernovy pozorované před jejich vrcholem jasu ukazují spektra WR. Je to dáno povahou supernovy v tomto bodě: rychle se rozvíjející ejekou bohatou na helium podobnou extrémnímu větru Wolf-Rayet. Spektrální vlastnosti WR trvají jen několik hodin, funkce s vysokou ionizací vyblednou na maximum a zanechají pouze slabé neutrální emise vodíku a helia, než budou nahrazeny tradičním spektrem supernovy. Bylo navrženo označit tyto spektrální typy „X“, například XWN5 (h). Podobně klasické novy vyvíjejí spektra skládající se ze širokých emisních pásem podobných Wolf -Rayetově hvězdě. To je způsobeno stejným fyzikálním mechanismem: rychlou expanzí hustých plynů kolem extrémně horkého centrálního zdroje.

Slash hvězdy

Oddělení hvězd Wolf -Rayet od hvězd spektrální třídy O podobné teploty závisí na existenci silných emisních čar ionizovaného hélia, dusíku, uhlíku a kyslíku, ale existuje řada hvězd se středními nebo matoucími spektrálními rysy. Například hvězdy O s vysokou svítivostí mohou ve svých spektrech s některými emisními čarami vyvíjet helium a dusík, zatímco některé hvězdy WR mají vodíkové čáry, slabé emise a dokonce i absorpční složky. Těmto hvězdám byly dány spektrální typy jako O3If ^∗ /WN6 a označují se jako lomítko.

Supergianti třídy O mohou vyvinout emisní linie helia a dusíku nebo emisní složky do některých absorpčních linií. Ty jsou indikovány kódy přípon spektrálních zvláštností specifických pro tento typ hvězdy:

• f pro emise N  iii a He  ii
• f ^* pro emise N a He s N  iv silnější než N  iii
• f ⁺ pro emise v Si  iv kromě N a He
• závorky označující absorpční čáry He  ii místo emise, např. (f)
• dvojité závorky označující silnou absorpci He  ii a emise N  iii zředěné, např. ((f ⁺ ))

Tyto kódy lze také kombinovat s obecnějšími kvalifikátory spektrálního typu, jako je p nebo a. Mezi běžné kombinace patří OIafpe a OIf ^* a Ofpe. V 70. Byla navržena lomítka pro řešení těchto situací a hvězda Sk-67 ° 22 byla přiřazena spektrálnímu typu O3If ^* /WN6-A. Kritéria pro rozlišení hvězd OIf ^* , OIf ^* /WN a WN byla upřesněna kvůli konzistenci. Klasifikace lomítkem se používá, pokud má linie H _β profil P Cygni; toto je absorpční čára u O superobrů a emisní čára u hvězd WN. Kritéria pro následující spektrální typy lomítkových hvězd jsou uvedena pomocí čar emisí dusíku při 463,4–464,1 nm, 405,8 nm a 460,3–462,0 nm společně se standardní hvězdou pro každý typ:

Pro hvězdy Ofpe/WN se používá další sada spektrálních typů lomítkových hvězd. Tyto hvězdy mají O supergiantní spektra plus emise dusíku a helia a profily P Cygni. Alternativně je lze považovat za hvězdy WN s neobvykle nízkými úrovněmi ionizace a vodíku. Zápis lomítka pro tyto hvězdy byl kontroverzní a alternativou bylo rozšířit sekvenci dusíku WR na WN10 a WN11. Jiní autoři raději použili zápis WNha, například WN9ha pro WR 108 . Nedávným doporučením je použít spektrální typ O, jako je O8Iaf, pokud je linie 447,1 nm He  i v absorpci, a třída WR WN9h nebo WN9ha, pokud má linka profil P Cygni. Značky lomítek Ofpe/WN a klasifikace WN10 a WN11 jsou však i nadále široce používány.

Byla identifikována třetí skupina hvězd se spektry obsahujícími rysy hvězd třídy O i hvězd WR. Devět hvězd ve Velkém Magellanově mračnu má spektra, která obsahují funkce WN3 i O3V, ale nezdají se být binární. Mnoho hvězd WR v Malém Magellanově mračnu má také velmi raná spektra WN a funkce vysoké absorpce excitace. Bylo navrženo, že by mohlo jít o chybějící článek vedoucí ke klasickým hvězdám WN nebo o důsledek odlivového odizolování nízkohmotným společníkem.

Nomenklatura

WR 22 v mlhovině Carina

První tři hvězdy Wolf -Rayet, které měly být identifikovány, shodou okolností všechny s horkými společníky O, již byly očíslovány v katalogu HD . Tyto hvězdy a další byly od svého prvního objevu označovány jako hvězdy Wolf -Rayet, ale konkrétní konvence pro jejich pojmenování by byly vytvořeny až v roce 1962 ve "čtvrtém" katalogu galaktických hvězd Wolf -Rayet. První tři katalogy nebyly konkrétně seznamy Wolf -Rayetových hvězd a používaly pouze existující nomenklaturu. Čtvrtý katalog očísloval hvězdy Wolf -Rayet postupně podle pravého vzestupu . Pátý katalog používal stejná čísla s předponou MR po autorovi čtvrtého katalogu a další sekvenci čísel s předponou LS pro nové objevy. Žádné z těchto schémat číslování se běžně nepoužívá.

Šestý katalog hvězd Galaktického vlka - Rayeta byl prvním, kdo toto jméno skutečně nesl, a stejně tak popsal předchozích pět katalogů tímto jménem. Rovněž představil čísla WR široce používaná od té doby pro galaktické hvězdy WR. Jedná se opět o číselnou posloupnost od WR 1 do WR 158 v pořadí pravého vzestupu. Sedmý katalog a jeho příloha používají stejné schéma číslování a vkládají do sekvence nové hvězdy pomocí přípon malých písmen, například WR 102ka pro jednu z mnoha hvězd WR objevených v galaktickém centru. Moderní velkoobjemové identifikační průzkumy používají vlastní schémata číslování pro velký počet nových objevů. IAU pracovní skupina přijala doporučení rozšířit systém číslování z Katalogu Galactic Vlk-Rayet hvězdy, takže další objevy jsou uvedeny nejbližší stávající číslo WR plus číselnou příponu v pořadí objevu. To platí pro všechny objevy od přílohy z roku 2006, i když některé z nich již byly pojmenovány podle předchozí nomenklatury; tak WR 42e je nyní očíslovány WR 42-1.

Wolf -Rayetovy hvězdy ve vnějších galaxiích jsou očíslovány pomocí různých schémat. Ve Velkém Magellanově mračnu je nejrozšířenější a nejkompletnější nomenklatura hvězd WR ze „Čtvrtého katalogu populací I Wolf – Rayetových hvězd ve Velkém Magellanově mračnu“ s předponou BAT-99 , například BAT-99 105 . Mnoho z těchto hvězd je označováno také jejich třetím katalogovým číslem, například Brey 77 . V roce 2018 bylo v LMC katalogizováno 154 hvězd WR, většinou WN, ale včetně asi třiadvaceti WC a tří extrémně vzácných tříd WO. Mnoho z těchto hvězd je často označováno čísly RMC (Radcliffe Observatory Magellanic Cloud), často zkráceně jen R, například R136a1 .

V Small Magellanic Cloud se používají čísla SMC WR, obvykle označovaná jako čísla AB, například AB7 . V SMC je pouze dvanáct známých hvězd WR, což je velmi nízký počet, který je pravděpodobně způsoben nízkou kovovostí této galaxie

Vlastnosti

Wolf -Rayetovy hvězdy jsou normální fází vývoje velmi hmotných hvězd, ve kterých silné, široké emisní linie helia a dusíku („WN“ sekvence), uhlíku („WC“ sekvence) a kyslíku („WO“ sekvence) jsou viditelné. Díky jejich silným emisním čarám je lze identifikovat v blízkých galaxiích. V naší vlastní Galaxii Mléčné dráhy je katalogizováno asi 500 vlkodlaků . Toto číslo se v posledních několika letech dramaticky změnilo v důsledku fotometrických a spektroskopických průzkumů v blízké infračervené oblasti zaměřených na objevování tohoto druhu objektu v galaktické rovině . Očekává se, že ve zbytku galaxií Local Group je méně než 1 000 hvězd WR , přičemž v Magellanově mračnu je známých asi 166 , v M33 206 a v M31 154 . Mimo místní skupinu nalezly průzkumy celé galaxie tisíce dalších hvězd a kandidátů WR. Například v M101 bylo detekováno přes tisíc hvězd WR, od magnitudy 21 do 25. Očekává se, že hvězdy WR budou obzvláště běžné v galaxiích s výbuchem hvězd a zejména v galaxiích Wolf -Rayet .

Charakteristické emisní čáry jsou vytvořeny v rozšířené a husté vysokorychlostní větrné oblasti obklopující velmi horkou hvězdnou fotosféru , která produkuje záplavu ultrafialového záření, které způsobuje fluorescenci v liniové větrné oblasti. Tento ejekční proces se postupně odkrývá, nejprve produkty bohaté na dusík při spalování vodíku v cyklu CNO (hvězdy WN) a později vrstva bohatá na uhlík v důsledku hoření He (hvězdy typu WC a WO).

Je vidět, že hvězdy WNh jsou zcela odlišné objekty od hvězd WN bez vodíku. Navzdory podobným spektrům jsou mnohem hmotnější, mnohem větší a některé z nejzářivějších známých hvězd. Byly detekovány již v WN5h v magellanovských mracích . Dusík viděný ve spektru hvězd WNh je stále produktem fúze cyklu CNO v jádru, ale objevuje se na povrchu nejhmotnějších hvězd díky rotačnímu a konvekčnímu míchání, zatímco je stále ve fázi spalování vodíku v jádru, než po vnější obálka se ztratí během fúze jádra s héliem.

Některé hvězdy Wolf – Rayetovy sekvence uhlíku („WC“), zejména hvězdy patřící k nejnovějším typům, jsou patrné díky produkci prachu . Obvykle se to děje na těch, které patří k binárním systémům jako produkt srážky hvězdných větrů tvořících pár, jako je tomu u slavného binárního WR 104 ; tento proces se však vyskytuje i na jednotlivých.

Několik (zhruba 10%) centrálních hvězd planetárních mlhovin je, navzdory jejich mnohem nižším (typicky ~ 0,6 slunečním) hmotnostem, také pozorovatelně typu WR; tj. ukazují spektra emisních čar se širokými čarami z helia, uhlíku a kyslíku. Označeny [WR], jsou to mnohem starší objekty pocházející z vyvinutých hvězd s nízkou hmotností a jsou úzce spjaty s bílými trpaslíky , spíše než s velmi mladými, velmi hmotnými hvězdami populace I, které tvoří převážnou část třídy WR. Ty jsou nyní obecně vyloučeny ze třídy označované jako hvězdy Wolf-Rayet nebo označované jako hvězdy typu Wolf-Rayet.

Metallicita

Počet a vlastnosti hvězd Wolf -Rayet se liší podle chemického složení jejich předchůdců. Primárním faktorem tohoto rozdílu je rychlost úbytku hmotnosti na různých úrovních metality. Vyšší metalíza vede k vysokému úbytku hmotnosti, což ovlivňuje vývoj hmotných hvězd a také vlastnosti hvězd Wolf -Rayet. Vyšší úrovně úbytku hmotnosti způsobují, že hvězdy ztrácejí své vnější vrstvy dříve, než se železné jádro vyvine a zhroutí, takže hmotnější rudí supergianti se vyvinou zpět na teplejší teploty, než explodují jako supernova, a nejhmotnější hvězdy se nikdy nestanou červenými supergianty. Ve stadiu Wolf -Rayet vede vyšší ztráta hmoty k silnějšímu vyčerpání vrstev mimo konvekční jádro, nižšímu množství vodíkového povrchu a rychlejšímu odizolování helia za vzniku WC spektra.

Tyto trendy lze pozorovat v různých galaxiích místní skupiny, kde se kovovost liší od téměř slunečních hladin v Mléčné dráze, o něco nižší v M31, stále nižší ve Velkém Magellanově mračnu a mnohem nižší v Malém Magellanově mračnu. V jednotlivých galaxiích jsou patrné silné variace metallicity, přičemž M33 a Mléčná dráha vykazují vyšší metaličnost blíže ke středu a M31 ukazuje vyšší metalicitu na disku než ve svatozáři. Je tedy vidět, že SMC má ve srovnání s rychlostí tvorby hvězd málo hvězd WR a vůbec žádné hvězdy WC (jedna hvězda má spektrální typ WO), Mléčná dráha má zhruba stejný počet hvězd WN a WC a velký celkový počet hvězd Hvězdy WR a ostatní hlavní galaxie mají o něco méně hvězd WR a více WN než typy WC. LMC, a zejména SMC, Wolf -Rayets, mají slabší emise a sklon k vyšším atmosférickým vodíkovým frakcím. Hvězdy SMC WR téměř univerzálně vykazují některé vodíkové a dokonce absorpční čáry i na prvních spektrálních typech, kvůli slabším větrům, které zcela nezakrývají fotosféru.

Maximální hmotnost hvězdy hlavní posloupnosti, která se může vyvinout přes červenou supergiantní fázi a zpět na hvězdu WNL, se vypočítá na přibližně 20  M _☉ v Mléčné dráze, 32  M _☉ v LMC a více než 50  M _☉ v SMC. Vyvinutějších stupňů WNE a WC dosahují pouze hvězdy s počáteční hmotností přes 25  M _☉ při téměř solární metallicity, přes 60  M _☉ v LMC. Neočekává se, že by normální evoluce jedné hvězdy produkovala na SMC metallicity nějaké hvězdy WNE nebo WC.

Otáčení

Umělecká ilustrace plynového disku kolem masivního vodíku bohatého WR 122

Ztráta hmotnosti je ovlivněna rychlostí rotace hvězdy, zvláště silně při nízké metalitě. Rychlá rotace přispívá k promíchání produktů jaderné fúze ve zbytku hvězdy, zvyšuje hojnost povrchových těžkých prvků a vede ke ztrátě hmotnosti. Rotace způsobuje, že hvězdy zůstávají v hlavní sekvenci déle než nerotující hvězdy, vyvíjejí se rychleji pryč od červené supergiantní fáze nebo se dokonce vyvíjejí přímo z hlavní sekvence na vyšší teploty pro velmi vysoké hmotnosti, vysokou metalicitu nebo velmi rychlou rotaci.

Ztráta hvězdné hmotnosti způsobuje ztrátu hybnosti a to rychle brzdí rotaci hmotných hvězd. Velmi hmotné hvězdy v blízkosti solární metallicity by měly být zabrzděny téměř na místě, zatímco jsou stále v hlavní sekvenci, zatímco v SMC metallicity se mohou i nadále rychle otáčet i při nejvyšších pozorovaných hmotách. Rychlá rotace hmotných hvězd může za neočekávané vlastnosti a počty hvězd SMC WR, například za jejich relativně vysoké teploty a svítivosti.

Binárky

Masivní hvězdy v binárních systémech se mohou vyvinout ve hvězdy Wolf -Rayet v důsledku odizolování společníkem spíše než z vlastní ztráty hmotnosti v důsledku hvězdného větru. Tento proces je relativně necitlivý na kovovost nebo rotaci jednotlivých hvězd a očekává se, že vytvoří konzistentní soubor hvězd WR napříč všemi místními skupinovými galaxiemi. Výsledkem je, že zlomek hvězd WR produkovaných binárním kanálem, a tedy počet hvězd WR pozorovaných v binárních soustavách, by měl být vyšší v prostředích s nízkou metalitou. Výpočty naznačují, že binární zlomek hvězd WR pozorovaný v SMC by měl dosahovat až 98%, i když ve skutečnosti je pozorováno, že méně než polovina má masivního společníka. Binární zlomek v Mléčné dráze se pohybuje kolem 20%, v souladu s teoretickými výpočty.

Mlhoviny

AB7 produkuje jednu z nejvyšších excitačních mlhovin v Magellanově mračnu .

Významná část hvězd WR je obklopena mlhovinou spojenou přímo s hvězdou, nejen normální mlhovinou pozadí spojenou s jakoukoli masivní oblastí tvořící hvězdu, a nikoli planetární mlhovinou tvořenou hvězdou po AGB . Mlhavost představuje různé formy a klasifikace byla obtížná. Mnoho z nich bylo původně katalogizováno jako planetární mlhoviny a někdy pouze pečlivá studie více vlnových délek dokáže odlišit planetární mlhovinu kolem hvězdy s nízkou hmotností po AGB od podobně tvarované mlhoviny kolem hmotnějšího jádra spalujícího hvězdu helium.

Galaxie Vlk -Rayet

Wolf -Rayetova galaxie je typem galaxie s výbuchem hvězd, kde existuje dostatečný počet hvězd WR, aby se jejich charakteristická spektra emisní čáry stala viditelná v celém spektru galaxie. Specificky široký emisní znak díky 468,6 nm He  ii a blízkým spektrálním čarám je určující charakteristikou galaxie Wolf -Rayet. Relativně krátká životnost hvězd WR znamená, že výbuchy hvězd v takových galaxiích musely trvat méně než milion let a proběhly během několika posledních milionů let, jinak by byla emise WR zaplavena velkým množstvím jiných zářících hvězd.

Vývoj

Teorie o tom, jak se hvězdy WR formují, vyvíjejí a umírají, se ve srovnání s vysvětlením méně extrémní hvězdné evoluce formovaly pomalu . Jsou vzácní, vzdálení a často skrytí, a dokonce i do 21. století je mnoho aspektů jejich života nejasných.

Dějiny

Přestože hvězdy Wolf -Rayet byly od 19. století jasně identifikovány jako neobvyklá a výrazná třída hvězd, povaha těchto hvězd byla nejistá až do konce 20. století. Před šedesátými léty byla dokonce klasifikace hvězd WR velmi nejistá a jejich podstata a vývoj byly v podstatě neznámé. K nejistotě přispěl velmi podobný vzhled centrálních hvězd planetárních mlhovin (CSPNe) a mnohem zářivějších klasických hvězd WR.

Asi v roce 1960 byl rozdíl mezi CSPNe a hmotnými světelnými klasickými hvězdami WR jasnější. Studie ukázaly, že to byly malé husté hvězdy obklopené rozsáhlým kolemhvězdným materiálem, ale zatím nebylo jasné, zda byl materiál z hvězdy vyloučen nebo se na ni smršťoval. Neobvyklé množství dusíku, uhlíku a kyslíku, stejně jako nedostatek vodíku, byly uznány, ale důvody zůstaly nejasné. Bylo uznáno, že hvězdy WR byly velmi mladé a velmi vzácné, ale stále bylo otevřeno diskutovat, zda se vyvíjely směrem k hlavní sekvenci nebo od ní.

V osmdesátých letech byly hvězdy WR přijaty jako potomci hmotných hvězd OB, ačkoli jejich přesný vývojový stav ve vztahu k hlavní sekvenci a dalším vyvinutým hmotným hvězdám nebyl dosud znám. Teorie, že převaha hvězd WR v masivních dvojhvězdách a jejich nedostatek vodíku může být způsoben gravitačním odizolováním, byly do značné míry ignorovány nebo opuštěny. Hvězdy WR byly navrhovány jako možné předky supernov, a zejména nově objevených supernov typu Ib, které postrádaly vodík, ale zjevně byly spojeny s mladými hmotnými hvězdami.

Na začátku 21. století byly hvězdy WR do značné míry přijímány jako masivní hvězdy, které vyčerpaly svůj jádrový vodík, opustily hlavní sekvenci a vyloučily většinu své atmosféry a zanechaly za sebou malé horké jádro helia a těžších produktů fúze.

Aktuální modely

WR 31a je obklopena modrou bublinovou mlhovinou vytvořenou silným materiálem dopadajícím na hvězdný vítr vypuzeným během dřívějších fází života hvězdy (ESA/Hubble & NASA Acknowledgment: Judy Schmidt)

Většina hvězd WR, klasická populace typu I, je nyní chápána jako přirozené stádium ve vývoji nejhmotnějších hvězd (nepočítaje méně běžné centrální hvězdy planetární mlhoviny), buď po období jako červený supergiant, po období jako modrý superobr, nebo přímo z nejhmotnějších hvězd hlavní posloupnosti. Očekává se, že v této fázi explodují jako supernova pouze rudí superobři s nižší hmotností, zatímco masivnější rudí superobři postupují zpět do teplejších teplot, když vypuzují svoji atmosféru. Někteří explodují ve stadiu žlutého hyperobra nebo LBV, ale mnozí se stanou hvězdami Wolf -Rayet. Ztratili nebo spálili téměř veškerý vodík a nyní na konci svého života na velmi krátkou dobu taví helium ve svých jádrech nebo těžších prvcích.

Masivní hvězdy s hlavní sekvencí vytvářejí velmi horké jádro, které velmi rychle spojuje vodík procesem CNO a vede k silné konvekci v celé hvězdě. To způsobí promíchání hélia na povrch, což je proces, který je vylepšen rotací, případně diferenciální rotací, kdy se jádro roztočí na rychlejší rotaci než povrch. Tyto hvězdy také vykazují ve velmi mladém věku vylepšení dusíku na povrchu, způsobené změnami v poměru uhlíku a dusíku v důsledku cyklu CNO. Vylepšení těžkých prvků v atmosféře a také zvýšení svítivosti vytvářejí silné hvězdné větry, které jsou zdrojem spektra emisní čáry. Tyto hvězdy vyvíjejí Of spektrum, Of*, pokud jsou dostatečně horké, které se vyvíjí do WNh spektra, jak se hvězdné větry dále zvyšují. To vysvětluje vysokou hmotnost a svítivost hvězd WNh, které v jádru stále spalují vodík a ztratily jen málo ze své původní hmotnosti. Ty se nakonec rozšíří do modrých superobrů (LBVs?), Jak se vodík v jádru vyčerpá, nebo pokud je míchání dostatečně účinné (např. Rychlou rotací), mohou postupovat přímo k hvězdám WN bez vodíku.

Hvězdy WR pravděpodobně ukončí svůj život násilně, než aby zmizely k bílému trpaslíkovi. Každá hvězda s počáteční hmotností více než asi 9krát vyšší než Slunce by tedy nevyhnutelně měla za následek výbuch supernovy, mnoho z nich z fáze WR.

Jednoduchý postup hvězd WR z nízkých na horké teploty, což nakonec vede ke hvězdám typu WO, není pozorováním podporován. Hvězdy typu WO jsou extrémně vzácné a všechny známé příklady jsou zářivější a hmotnější než relativně běžné hvězdy WC. Alternativní teorie naznačují, že buď hvězdy typu WO jsou tvořeny pouze z nejhmotnějších hvězd hlavní sekvence, nebo že tvoří extrémně krátkodobou koncovou fázi jen několik tisíc let před explozí, přičemž fáze WC odpovídá fáze spalování jádra helia a fáze WO k dalším fázím spalování jader. Stále není jasné, zda je spektrum WO čistě výsledkem ionizačních účinků při velmi vysoké teplotě, odráží skutečný rozdíl v chemické hojnosti, nebo zda se oba efekty vyskytují v různé míře.

Klíč:

• O: Hvězda hlavní sekvence typu O
• Of: vyvinutý O-typ vykazující emise N a He
• BSG: modrý superobr
• RSG: červený superobr
• YHG: žlutý hyperobr
• LBV: světelná modrá proměnná
• WNh: WN plus vodíkové potrubí
• WNL: „pozdní“ hvězda WN – Rayet třídy WN (asi WN6 až WN11)
• WNE: "raná" hvězda WN-Rayet třídy WN (asi WN2 až WN6)
• WN/WC: Transitional (přechod z WN do WC) Wolf -Rayetova hvězda (může být WN#/WCE nebo WC#/WN)
• WC: Wolf-Rayetova hvězda třídy WC
• WO: Wolf-Rayetova hvězda třídy WO

Hvězdy Wolf – Rayet vznikají z hmotných hvězd, přestože vyvinuté hvězdy populace I ztratily polovinu nebo více svých počátečních hmotností v době, kdy vykazovaly vzhled WR. Například γ ² Velorum A má v současné době hmotnost přibližně 9krát vyšší než Slunce, ale začalo hmotností nejméně 40krát vyšší než Slunce. Hvězdy s vysokou hmotností jsou velmi vzácné, a to jak proto, že se tvoří méně často, tak proto, že mají krátký život. To znamená, že samotné hvězdy Wolf – Rayet jsou extrémně vzácné, protože vznikají pouze z nejhmotnějších hvězd hlavní posloupnosti a protože jsou relativně krátkou fází v životě těchto hvězd. To také vysvětluje, proč jsou supernovy typu Ibc méně časté než typ II, protože jsou výsledkem hvězd vyšší hmotnosti.

Hvězdy WNh, spektroskopicky podobné, ale ve skutečnosti mnohem méně vyvinuté hvězdy, které teprve začaly vyhánět svoji atmosféru, jsou výjimkou a stále si zachovávají velkou část své původní hmotnosti. Tyto nejmohutnější hvězdy v současné době známé, jsou všechny WNh hvězdy, spíše než typu O hlavní posloupnosti hvězd, očekávané situace, protože takové hvězdy ukazují, helium a dusíku na povrchu jen několik tisíc let poté, co vytvoří, případně před tím, než se stanou viditelnými skrze okolní plynový mrak. Alternativní vysvětlení je, že tyto hvězdy jsou tak hmotné, že by nemohly vzniknout jako normální hvězdy s hlavní sekvencí, místo toho byly výsledkem sloučení méně extrémních hvězd.

Obtíže při modelování pozorovaných počtů a typů Wolf -Rayetových hvězd prostřednictvím evoluce jedné hvězdy vedly k teoriím, které vytvářejí prostřednictvím binárních interakcí, které by mohly urychlit ztrátu vnějších vrstev hvězdy prostřednictvím výměny hmoty. WR 122 je potenciálním příkladem, který má plochý kotouč plynu obklopující hvězdu, široký téměř 2 biliony mil, a může mít doprovodnou hvězdu, která svlékla jeho vnější obal.

Supernovy

Existuje široce podezření, že mnoho předchůdců supernovy typu Ib a typu Ic jsou hvězdy WR, i když nebyla provedena žádná průkazná identifikace takového předka.

Supernovy typu Ib postrádají ve svých spektrech vodíkové čáry. Běžnější supernovy typu Ic postrádají ve svých spektrech jak vodíkové, tak heliové linie. Očekávanými progenitory takové supernovy jsou hmotné hvězdy, které ve svých vnějších vrstvách postrádají vodík nebo jim chybí jak vodík, tak helium. Hvězdy WR jsou právě takové objekty. Všem hvězdám WR chybí vodík a v některých hvězdách WR, zejména ve skupině WO, je helium také silně vyčerpáno. Očekává se, že hvězdy WR propadnou jádru, když vytvoří železné jádro, a výsledné výbuchy supernovy by byly typu Ib nebo Ic. V některých případech je možné, že přímý kolaps jádra do černé díry nevyvolá viditelnou explozi.

Hvězdy WR jsou díky vysokým teplotám velmi zářivé, ale nejsou vizuálně jasné, zvláště ty nejžhavější příklady, od nichž se očekává, že budou tvořit většinu progenitorů supernovy. Teorie naznačuje, že dosud pozorované progenitory supernov typu Ibc by nebyly dostatečně jasné na to, aby byly detekovány, přestože omezují vlastnosti těchto progenitorů. Možnou progenitorovou hvězdou, která zmizela v místě supernovy iPTF13bvn, může být jediná hvězda WR, i když jiné analýzy upřednostňují méně hmotný binární systém s obnaženou hvězdou nebo heliem. Jediným dalším možným progenitorem supernovy WR je SN 2017ein a opět není jisté, zda je předkem jediná masivní hvězda WR nebo binární systém.

Příklady

Zdaleka nejviditelnějším příkladem hvězdy Wolf -Rayet je γ ² Velorum (WR 11), což je jasná hvězda pouhým okem pro ty, kteří se nacházejí jižně od 40 stupňů severní šířky , ačkoli většina světla pochází z obra O7.5 společník. Díky exotické povaze svého spektra (jasné emisní čáry místo tmavých absorpčních čar ) je přezdíván „Spektrální klenot jižního nebe“. Jedinou další hvězdou Wolf -Rayet jasnější než magnituda 6 je θ Muscae (WR 48), trojhvězda se dvěma společníky třídy O. Oba jsou hvězdami WC. „Ex“ hvězda WR WR 79a ( HR 6272 ) je jasnější než magnituda 6, ale nyní je považována za zvláštní superobr O8 se silnými emisemi. Další nejjasnější s magnitudou 6,4 je WR 22 , masivní binární soubor s primárním WN7h.

Nejhmotnější a nejsvítivější hvězda, která je v současnosti známá, R136a1 , je také hvězda typu Wolf -Rayet typu WNh, která ve svém jádru stále spojuje vodík. Tento typ hvězd, který zahrnuje mnoho nejzářivějších a nejhmotnějších hvězd, je velmi mladý a obvykle se nachází pouze ve středu nejhustších hvězdokup. Občas se mimo takové shluky nachází uprchlá hvězda WNh, jako je VFTS 682 , pravděpodobně vysunutá z více soustav nebo interakcí s jinými hvězdami.

Příkladem trojhvězdného systému obsahujícího dvojici Wolf – Rayet je Apep . Uvolňuje obrovské množství uhlíkového prachu poháněného jejich extrémními hvězdnými větry. Jak obě hvězdy obíhají jeden kolem druhého, prach se zabalí do zářícího sazícího ocasu.

Všechny nejžhavější nedegenerované hvězdy (několik nejžhavějších) jsou hvězdy Wolf-Rayet, z nichž nejžhavější jsou WR 102 , které se zdají být horké až 210 000 K, následované WR 142, které mají teplotu kolem 200 000 K. LMC195-1 , nacházející se ve Velkém Magellanově mračnu , by měl mít podobnou teplotu, ale v tuto chvíli není tato teplota známa.

HD 184738 , také známý jako Campbell's Star. Toto je ve skutečnosti planetární mlhovina a centrální hvězda je stará hvězda s nízkou hmotností na rozdíl od hlavní třídy hmotných hvězd Wolf-Rayet.

Pouze menšina planetárních mlhovin má centrální hvězdy typu WR, ale značný počet známých planetárních mlhovin je má.

Viz také

• Markarian 50

Reference

Další čtení

• Tuthill, Peter G .; Monnier, John D .; Danchi, William C .; Turner, Nils H. (2003). „Zobrazování blízkého IR zobrazení prostředí WCd (+OB) s vysokým rozlišením: Větrníky“. Sborník příspěvků z 212. sympozia Mezinárodní unie astronomie . 212 . p. 121. Bibcode : 2003IAUS..212..121T .
• Monnier, JD; Tuthill, PG; Danchi, WC (1999). „Mlhovina Větrník kolem WR 98 [CLC] a [/CLC]“. Astrofyzikální časopis . 525 (2): L97 – L100. arXiv : astro-ph/9909282 . Bibcode : 1999ApJ ... 525L..97M . doi : 10,1086/312352 . PMID  10525463 . S2CID  2811347 .
• Dougherty, SM; Beasley, AJ; Claussen, MJ; Zauderer, BA; Bolingbroke, New Jersey (2005). „Rádiové pozorování srážejícího větru binární WR 140 s vysokým rozlišením“. Astrofyzikální časopis . 623 (1): 447–459. arXiv : astro-ph/0501391 . Bibcode : 2005ApJ ... 623..447D . doi : 10,1086/428494 . S2CID  17035675 .

externí odkazy

• Twisted Tale of Wolf – Rayet 104
• Stránka Perryho Berlinda o spektrálních klasifikacích Wolf – Rayet
• Online katalog galaktických hvězd Wolf – Rayet
• Velké staré hvězdy neumírají samy (NASA)
• Hubble pozoruje Nasty 1