Wolfin–Rayetin tähti

Wolfin–Rayetin tähti (lyhennys WR-tähti, monesti myös W-tähti, heliumtähti) on hyvin kuuma tähti, jossa ionisoidut heliumin, typen ja hiilen emissioviivat ovat voimakkaita. Mutta absorbtioviivat ovat heikkoja. WR-tähdet ovat menettäneet viileämmän vetyvaippansa kehityskaarensa aikana, jolloin kuuma sisäkerros on paljastunut. 
WR-tähti on monesti kehittynyt isomassainen kaksoistähden toinen komponentti. Se on menettänyt ulkokerroksensa toiselle komponentille. Toisaalta massiivisimmat tunnetut tähdet ovat vetyrikkaita WR-tähtiä. Kolmanneksi WR-tähti voi olla melko kevyt, kuuma planetaarisen sumun keskustähti. Ne ovat kuumimpia tunnettuja tähtiä. Isomassaista WR-tähteä luonnehtii voimakas ultraviolettisäteily ja nopea massakato ympäröivään kaasukuoreen tähtituulen muodossa.

Wolf-Rayetin tähdet jaetaan monesti alalauokkiin WN, WO ja WC niiden alkuaineiden mukaan, joiden spektriviivat korostuvat merkittävästi. WR-tähden pintalämpötila on 30000-200000 K. WR-tähtien kirkkaus on tuhansia-miljoonia Auringon kirkkauksia. Massa 10-200 Auringon massaa, säde 0.7-23 Auringon sädettä. Linnunradassa on noin 500 WR-tähteä. Paljain silmin näkyy WR-tähdistä Gamma Velorum ja Theta Muscae.

Ensimmäiset Wolfin–Rayetin tähdet löysivät ranskalaiset tähtitieteilijät Charles Wolf (1827–1918) ja Georges Rayet (1839–1906) tekemiensä spektroskooppisten mittausten perusteella vuonna 1867. Tähtityyppi on nimetty heidän mukaansa. Tähtien poikkeuksellisen spektrin johdosta niille on annettu myös oma spektriluokka W.

 Klassiset WR-tähdet 
Wolfin–Rayetin tähtien massa vaihtelee välillä 5–48 Auringon massaa; keskimäärin se on 16–18 kertaa Aurinkoa suurempi. Sädettä on erityisen hankala arvioida, koska tähdestä irtaantuva kaasu tekee pinnan määrittämisen vaikeaksi. Eräällä myöhäisen tyypin WNL-tähdellä säteeksi saatiin 11 Auringon sädettä ja varhaisen tyypin WNE-tähdellä kolme Auringon sädettä. Wolfin–Rayetin tähtien valovoima on keskimäärin 100 000–1 000 000 kertaa Aurinkoa suurempi. Siten niitä on kyetty havaitsemaan myös muilta lähigalakseilta, kun lisäksi tähtien spektri on helposti erotettavissa muista.

On arveltu, että useista 40–120 kertaa Aurinkoa massiivisemmista O-spektriluokan tähdistä kehittyy Wolfin–Rayetin tähtiä pääsarjan jälkeen ennen kuin ne räjähtävät supernovana.

Klassinen WR-tähti on hyvin suurimassainen tähti, jonka vetyvarastot ovat huvenneet vähiin. Niinpä WR-tähti polttaa heliumia. Tähden ulkokerros on kuuma, ja säteilee paljon ultraviolettia. Wolfin–Rayetin tähdet ovat menettäneet tai parhaillaan menettämässä vetykuorensa, jolloin sen alta on paljastunut kuuma, pääasiassa heliumista koostuva ydin. Tähti kutsutaankin joskus heliumtähdiksi. Nämä tähdet muistuttavat omalla tavallaan planetaarisen sumun synnyn alkuvaihetta. Monet tämmöiset WR-tähdet ovat kaksoistähtijärjestelmän osia ja kumppani on usein raskas O-tähti.

Valtavan säteilypaineen seurauksena tähdistä irtautuu jatkuvasti materiaa kasvavaksi kaasukuoreksi, joka itsessään säteilee voimakkaasti aiheuttaen selkeitä ja leveitä emissioviivoja tähden spektriin. Emissioviivat esiintyvät vedyn, heliumin, typen ja hiilen kohdalla, ja ne kertovat myös, että alkuaineet esiintyvät ionisoituneina. Tähdestä irtaantuvan aurinkotuulen nopeudeksi on laskettu noin 2 000 kilometriä sekunnissa, mikä vastaa purkautuvan novan laajenemisnopeutta sillä erotuksella, että laajeneminen tapahtuu tässä tapauksessa koko kehitysvaiheen ajan. Eräistä tähdistä on havaittu irtaantuvan jopa suuria yksittäisiä kaasupaakkuja kaikkiin suuntiin, jotka ovat mahdollisesti seurausta aurinkotuulen epäsäännöllisyyksistä. Lisäksi tähden ympärille on usein syntynyt havaittava kaasusumu.

Tyypillinen WR-tähti menettää massaansa aurinkotuulen muodossa erittäin nopeasti (jopa 10-5 Auringon massaa vuodessa; vertailun vuoksi vastaava luku Auringolla on noin 10-14). Aurinkotuuli johtuu siitä, että tähden nukleosynteesissä syntyneet raskaammat alkuaineet (kuten hiili) saavuttavat hiljalleen tähden pinnan. Tämän jälkeen aine absorboi paljon tähden valoenergiaa, mikä synnyttää vahvasti puhaltavan tuulen.

Wolfin–Rayetin vaihe kestää keskimäärin 500 000 vuotta, ja sen aikana tähti menettää jopa 20-kertaisen Auringon massan ympäröivään avaruuteen. Vuositasolla tämä tarkoittaa noin 10–15 Maan massan suuruista menetystä. Vaiheen edetessä tähdet ovat ensin muuttuvia tähtiä, minkä jälkeen ne siirtyvät vakaampaan tilaan. Massan vähetessä tähdet kuumenevat, himmenevät ja pienenevät, kunnes kaiken fuusioitavan aineen loppuessa ne räjähtävät lopulta tyypin Ib supernovana.

Taivaan kirkkain ja samalla todennäköisesti läheisin Wolfin–Rayetin tähti on Purjeen tähdistössä sijaitseva WC8-luokan Al Suhail (γ² Velorum), jonka näennäinen kirkkaus on +1,75 magnitudia. Sen seuralaisena on O7,5III-luokan sininen tähti. Muut ryhmän edustajat eivät yllä viittä magnitudia kirkkaammiksi.

 WNh-tähdet 

WNH-tähdet ovat konvektiivisia, massiivisia tähtiä. Ne ovat kehittyneet hyvin raskaista O-tähdistä, joiden massa on yli 45 Auringon massaa. Nämä eivät ole menettäneet vetyään runsaasti, ja polttavat yhä vetyä. Typpi spektrissä selittyy tähden jatkuvalla sekoittumisella konvektion takia. Emissioviivat selittyvät kumuudella. Nämä tähdet voivat muuttua kirkkaiksi siniksiksi muuttujiksi ja tosin päin. Massiivisin tunnettu tähti, R136a1 on tyyppiä WN5h.

 Kuumat planetaaristen sumujen keskustähdet 

Wolfin–Rayetin vaiheen on havaittu olevan käynnissä myös eräissä planetaaristen sumujen keskustähdissä, tuoreissa valkoisissa kääpiöissä, joiden ulko-osat ovat puhaltuneet ulos jättiläisvaiheen jälkeen paljastaen erittäin kuuman ytimen. Tällaisia tähtiä kutsutaan Wolfin–Rayetin tyyppisiksi tähdiksi erotukseksi luokan tavanomaisista edustajista. Lisäksi on löydetty kokonaisia galakseja, joiden spektrit vastaavat Wolfin–Rayetin tähden tyypillistä spektriä; galakseja kutsutaan Wolfin–Rayetin galakseiksi.

 Alaluokat 
Wolfin–Rayetin tähdet voidaan jakaa alaluokkiin pinnan koostumuksen mukaan:
WN-tyypin tähti, jossa typpi on hiiltä yleisempi alkuaine. Kyseessä on myös WR-tähtien kirkkain ja massiivisin tyyppi. WN-tyypin tähtien alaluokkia ovat:
WNL-tähti, joissa vetyä esiintyy yhä jossain määrin
WNE-tähti, joissa vetyä ei havaita lainkaan ja joka on WNL-tähtiä tiiviimpi ja kuumempi
WC-tyypin tähti, pitkälle kehittynyt WR-tähti, jonka pinta koostuu heliumin ja hapen ohella jopa 40-prosenttisesti hiilestä. WC-tyypin tähdet ovat vähemmän valovoimaisia mutta vastaavasti kaikkein kuumimpia.
Joskus erotetaan omaksi ryhmäkseen myös harvinaiset WO-tyypin tähdet, joissa happea on enemmän kuin hiiltä.
Muiden spektriluokkien tavoin W-luokan tähdet voidaan jakaa myös numerolla ilmaistaviin alaluokkiin siten, että suurempi numero merkitsee kirkkaampaa, punaisempaa, viileämpää ja kehitystasoltaan myöhäisempää tähteä. Esimerkiksi WC5-tähden absoluuttinen magnitudi on −3,5...−4, WC9-tähden −5...−5,5 ja WN9-tähden jopa alle −7.

 WR-tähtien kehitys 

+WR-tähtien kehitys metallipitoisuuden mukaan (Auringon metallipitoisuuksia)) Alkumassa (Auringon massa)  Kehityssarja  Supernovatyyppi 60+  O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL]  IIn 45–60  O → WNh → LBV/WNE? → WO  Ib/c 20–45  O → RSG → WNE → WC  Ib 15–20  O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (blue loops)  II-L (or IIb) 8–15  B → RSG  II-P

Selitys
 O: O-tyypin pääsarjan tähti
 Of: Kehittynyt O-tähti  N and He emission
 BSG: sininen ylijätti
 RSG: punainen ylijätti
 YHG: keltainen kirkas ylijätti
 LBV: kirkas sininen muuttuja
 WNh: WN + vetyviivat
 WNL: "myöhäinen" WN-luokan Wolf–Rayet tähti (suunnilleen WN6 - WN9)
 WNE: "varhainen" WN-luokan Wolf–Rayet tähto (suunnilleen WN2 - WN6)
 WC: WC-luokan Wolf–Rayet tähti
 WO: WO-luokan Wolf–Rayet tähti

 Spektri 

WN

+WN-spektrityypin alaluokat Spektri  Alkup kriteeri  Päivitetty kriteeri  Muita omin. WN2  NV heikot tai poissa  NV and NIV poissa  voimakkaat HeII, ei HeI WN2.5  NV esiintyy, NIV poissa  Vanhentunut luokka  WN3  NIV ≪ NV, NIII heikot tai poissa  HeII/HeI > 10, HeII/CIV > 5   Erikoisia profiileja, ei-arvattavissa oleva NV voimakkuus WN4  NIV ≈ NV, NIII heikot tai poissa  4 < HeII/HeI < 10, NV/NIII > 2  CIV esiintyy WN4.5  NIV > NV, NIII heikot tai poissa  Vanhentunut luokka  WN5  NIII ≈ NIV ≈ NV  1.25 < HeII/HeI < 8, 0.5 < NV/NIII < 2  NIV tai CIV > HeI WN6  NIII ≈ NIV, NV heikot  1.25 < HeII/HeI < 8, 0.2 < NV/NIII < 0.5  CIV ≈ HeI WN7  NIII > NIV  0.65 < HeII/HeI < 1.25  heikot P-Cyg profiili HeI, HeII > NIII, CIV > HeI WN8  NIII ≫ NIV HeII/HeI < 0.65  voimakkaat P-Cyg profiili HeI, HeII ≈ NIII, CIV heikot WN9  NIII > NII, NIV poissa NIII > NII, NIV poissa  P-Cyg profiili HeI WN10  NIII ≈ NII  NIII ≈ NII  H Balmer, P-Cyg profiili HeI WN11  NIII heikot tai poissa, NII esiintyy NIII ≈ HeII, NIII heikot tai poissa,   H Balmer, P-Cyg profiili HeI, FeIII esiintyy

WC 

+WC-spektrityypin alaluokatSpektri Alkup kriteeri Nyk kriteeri Muita ominaisuuksia ensiö  toisio WC4  CIV voimakkaat, CII heikot, OV keskivahvat  CIV/CIII > 32  OV/CIII > 2.5  OVI heikot tai poissa WC5  CIII ≪ CIV, CIII < OV  12.5 < CIV/CIII < 32  0.4 < CIII/OV < 3  OVI heikot tai poissa WC6  CIII ≪ CIV, CIII > OV  4 < CIV/CIII < 12.5  1 < CIII/OV < 5  OVI heikot tai poissa WC7  CIII < CIV, CIII ≫ OV  1.25 < CIV/CIII < 4  CIII/OV > 1.25  OVI heikot tai poissa WC8  CIII > CIV, CII poissa, OV heikot tai poissa  0.5 < CIV/CIII < 1.25  CIV/CII > 10  HeII/HeI > 1.25 WC9  CIII > CIV, CII esiintyy, OV heikot tai poissa  0.2 < CIV/CIII < 0.5  0.6 < CIV/CII < 10   0.15 < HeII/HeI < 1.25 WC10   0.06 < CIV/CIII < 0.15  0.03 < CIV/CII < 0.6  HeII/HeI < 0.15 WC11   CIV/CIII < 0.06  CIV/CII < 0.03  HeII poissa

WO

+WO-spektrityypin alaluokatSpektri Alkup kriteeri Nyk kriteeri Muita omin ensiö  toisio WO1  OVII ≥ OV, OVIII esiintyy  OVI/OV > 12.5  OVI/CIV > 1.5  OVII ≥ OV WO2  OVII < OV, CIV < OVI  4 < OVI/OV < 12.5  OVI/CIV > 1.5  OVII ≤ OV WO3  OVII heikot tai poissa, CIV ≈ OVI  1.8 < OVI/OV < 4  0.1 < OVI/CIV < 1.5  OVII ≪ OV WO4  CIV ≫ OVI  0.5 < OVI/OV < 1.8  0.03 < OVI/CIV < 0.1  OVII ≪ OV

 Fyysiset ominaisuudet 

 WN 

+Populaatio I WN tähtien ominaisuudet Spektritype Lämpötila(K)  Säde(aurinkoa)  Massa(aurinkoa)  Säteilyntuotto(aurinkoa)  Absoluuttinenkirkkaus  Esim WN2 141,000 0.89 16 280,000 -2.6WR 2 WN3 85,000 2.3 19 220,000 -3.2WR 46 WN4 70,000 2.3 15 200,000 -3.8WR 1 WN5 60,000 3.7 15 160,000 -4.4WR 149 WN5h 50,000 20 200 5,000,000 -8.0R136a1 WN6 56,000 5.7 18 160,000 -5.1CD Crucis WN6h 45,000 25 74 3,300,000 -7.5NGC 3603-A1 WN7 50,000 6.0 21 350,000 -5.7WR 120 WN7h 45,000 23 52 2,000,000 -7.2WR 22 WN8h 40,000 22 39 1,300,000 -7.2WR 124 WN9h 35,000 23 33 940,000 -7.1WR 102ea

WO 

+Populaatio I WO/C tähtien ominaisuudet Spektritype  Lämpötila(K)  Säde(aurinkoa)  Massa(aurinkoa)  Säteilyntuotto(aurinkoa)  Absoluuttinenmagnitudi  Esim. WO2 200,000 0.7 19 630,000 -1.7WR 142 WC4 117,000 0.9 10 158,000 -4.0WR 143 WC5 83,000 3.2 12 398,000 -4.1Theta Muscae WC6 78,000 3.6 14 501,000 -4.3WR 45 WC7 71,000 4.0 11 398,000 -4.2WR 86 WC8 60,000 6.3 11 398,000 -4.5Gamma Velorum WC9 44,000 8.7 10 251,000 -6.1WR 104

Planetaaristen sumujen keskustähtiä, jotka ovat W-luokkaa

Noin 10% planetaaristen sumujen keskustähdistä on kuumia W-luokan tähtiä.

+Planetary Nebulae with WR type central stars Planetaarinen sumu  Keskustähden spektrityyppi NGC 2452  [WO1] NGC 2867  [WO2] NGC 5189 (Spiraali planetaarinen sumu)  [WO1] NGC 2371-2  [WO1] NGC 5315  [WO4] NGC 40  [WC8] NGC 7026  [WO3] NGC 1501  [WO4] NGC 6751  [WO4] NGC 6369 (Peni aavesumu)  [WO3] MyCn18 (Tiimalasisumu)  [WC]-PG1159

 Katso myös 
O-tyypin pääsarjan tähti
Lähekkäinen kaksoistähti
Planetaarinen sumu
Gammapurkaus
WR 140 - tähtituulien prototyyppi

 Lähteet 

*