Wolf-Rayet yıldızı "WR 124" etrafındaki "M1-67" bulutsusu, Hubble Uzay Teleskobu fotoğrafı.
**Wolf-Rayet yıldızları** (ayrıca WR yıldızları), evrim geçirmiş olağanüstü büyüklükte (20 güneş kütlesinden fazla) yıldızlardır ve kütlelerini 2000 km/s hızına ulaşabilen çok yeğin yıldız rüzgârı nedeniyle kaybetmektedirler. Kendi yıldızımız kütlesinin her yıl 10−14'ünü kaybederken, Wolf-Rayet yıldızlarında bu değer 10−5 güneş kütlesidir. Bu yıldız türlerinin sıcaklığı genelde 25.000 ile 50.000 K arasındadır.

Büyük kütleli bir yıldızın rüzgârı, yıldızın dış hidrojen zarfının tümüyle soyulmasına neden olur. Böylece yıldızın merkezinde milyonlarca yıl termo-nükleer reaksiyonlarla üretilen ağır elementler ortaya çıkar. Pek alışılmamış bu cisimler hâlen değişik oranlarda kütle kaybeden ve tayflarında helyuma ilave olarak; karbon, oksijen ve nitrojen çizgileri bulunduran yıldızlardır. İlginç olan çoğu yıldızın tayfında görülen hidrojen çizgilerinin, Wolf–Rayet yıldızlarında görülememiş olmasıdır. Bu da yukarıda bahsedildiği gibi yıldızda gözlenen kuvvetli rüzgârların yıldızın dış hidrojen zarfının yıldızlararası ortama atılması ile açıklanabilir.

Büyük kütleli anakol yıldızların, evrimlerinin ileri aşamalarında soğuk süperdev bir yıldız mı, yoksa kuvvetli yıldız rüzgârı sonucu dış hidrojen zarfını kaybetmiş bir Wolf–Rayet yıldızı mı olacağı belli değildir. Bilinen tek şey, parlak süperdev yıldızlarının evrimlerinin son aşamalarında süpernova patlaması gerçekleştirecekleridir.

Gözlem ve sınıflandırma
-----------------------

İlk kez 1866 yılında Charles Wolf ve Georges Rayet tarafından keşfedilen bu tür yıldızlar için, 2 boyutlu tayf sınıflamasına sonradan iki alt grup eklenmiştir. Buna göre:

* **WC → WC4-WC9** tayflarında C ve O'nin salma çizgileri daha baskın olan WR yıldızları.
* **WN → WN2-WN9** tayflarında N ve He'un salma çizgileri daha baskın olan WR yıldızları.

Wolf-Rayet (WR) yıldızlarının büyük çoğunluğu çift çizgili tayfsal çift yıldız sistemlerinin
üyesidir. Bileşen yıldızları çoğunlukla normal O veya B türü yıldızlardır. Ancak bunların arasında çok az sayıda örten çift sistem bulunmaktadır. İstatistiksel olarak çift sistem sayısının yüksek oluşu, ister istemez, bir WR yıldızının tek başına oluşup oluşamayacağı sorusunu akla getirmektedir. Bu soruya günümüzde hâlen net bir cevap verilebilmiş değildir.

Bilinen WR yıldızlarının yaklaşık yarısı birkaç 0.01 kadir mertebesinde ışık değişimi gösterirken, geri kalanlar ise kabaca 0.005 kadir aralığında sabit ışığa sahiptir. Oluşan değişimlerin bazıları sistemlerin yörünge evresi ile bağımlılık göstermektedir ve bileşenler arası örtme ve karşılıklı çekim etkilerinden kaynaklanmaktadır. Diğer değişimler ise şiddetli ve düzensiz kütle kaybı ve bu kayıp sırasında oluşan dış zarf ile içindeki yıldızların ışınım etkileşmelerinden kaynaklanmaktadır. Değişimlere ilişkin zaman ölçekleri ve yarattıkları ışık genlikleri çeşitlilik göstermektedir. Atarca + WR bileşenlerinden oluşma sistemlerde milisaniye-saniye düzeyinde değişimler gözlenirken, flare ve zonklamalarla dakika-saat mertebesinde ışık değişimleri ortaya çıkmakta, genel kütle kaybı ve etkileşimler sonucu saat birkaç gün (hatta yıl) mertebesinde ışık değişimleri izlenmektedir. Bu değişimlerin ışık genlikleri zaman içerisinde farklılıklar gösterebilirken, çoklu dönemli yapılar da görülebilmektedir. Örneğin WN5 türü HD 50896 yıldızının, yörünge evresine (Pyör=3g.766) göre oluşturulmuş yıllık ışık eğrilerinde, değişimlerde oluşan farklılıklar açıkça izlenebilmektedir (parlaklık ekseninde iki ölçek çizgisi arası 0m.01 dir). WR yıldızları, gösterdikleri bazı fotometrik değişimler açısından LBV yıldızlarına çok benzemektedir evrim durumlarını ve bu fotometrik benzerlikleri irdeleyerek, WR yıldızlarının LBV sonrası (post-LBV) cisimler olduğunu önermişlerdir.

Işık eğrisi
-----------

WN5+O6 bileşenlerinden oluşma V444 Cygni örten çift sisteminin ışık eğrisi (Pyör=4g.2). İçi boş semboller U bandı verilerini, dolu olanlar ise kızılötesi K bandı verilerini temsil etmektedir. V444 Cygni sisteminde tutulmaların var olması, WR yıldızı etrafındaki genişlemiş atmosfer yapısının belirlenmesi açısından çok önemlidir. Buna göre WR yıldızının O6 yıldızı tarafından örtüldüğü yan minimuma ilişkin derinlik ve genişliklerin artan dalga boyu ile nasıl büyüdüğü dikkat çekicidir. O6 yıldızının yarıçapı, WN5 yıldızının yarıçapından 4.5 kat daha büyük olup kütlesi ise 26 M􀁾 dir. WN5 yıldızı ise kesin olmamakla birlikte 10 M􀁾 civarında bir kütleye sahiptir. V444 Cygni sisteminin geometrik modelinden de WN5 yıldızı, dışarı atılan kütle tarafından oluşturulmuş, içte daha parlak bir kabuk ve bunun dışında ikinci bir elektron kabuğu ile sarılmıştır. Bilinen WR bileşenli diğer örten çiftler ise CV Ser, V1676 Cygni, V1696 Cygni, GP Cephei, CX Cephei ve CQ Cephei'dir. Bunlardan CV Ser (Pyör=29g.7) 1963 yılından beri 9.7-10.4 kadir aralığında tutulmalar gösterirken, 1970 yılında bu değişim birden kaybolmuştur. Böylece örten çift olmadığı ve ışık eğrisinde izlenen tutulmaların, aslında WR bileşeni etrafında genişlemiş atmosfer yapısının belli bölümlerinin bileşen yıldız tarafından yörünge hareketi boyunca örtülmesi ile meydana geldiği anlaşılmıştır. Bazı WR yıldızlarında flare etkinlikleri de gözlenmektedir. Küçük Macellan Bulutu'nda (KMB) yer alan en parlak WR yıldızı, HD 5980'in (OB?+WN3) Temmuz 1994'te kaydedilen parlamasında yıldız bu püskürme ile parlaklığını 3 kadir kadar arttırmış, tayfı ise H ve He un P Cyg profillerini gösteren tipik bir LBV tayfına dönüşmüştür.

Ayrıca bakınız
--------------

* Üstünnova
* Gama-ışın patlamaları
* Starburst gökada
* Wolf-Rayet bulutsusu
* WR 104

Kaynakça
--------

1. ↑  Beals, C. S. (1933). "Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars". *The Observatory*. Cilt 56. ss. 196-197. 10 Mart 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2007.
2. ↑  Moffat (1989), *Physics of Luminous Blue Variables*, Dordrecht: Kluwer acad. Publ, s. 229

Dış bağlantılar
---------------

* 26 Kasım 2018 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Some Wolf-Rayet stars in binaries are close enough that we can image a rotating "pinwheel nebula" showing the dust generated by colliding winds in the binary system, from Aperture Masking Interferometry observations.
* 2 Eylül 2008 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Wolf-Rayet Stars: Spectral Classifications
* 15 Eylül 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ApJ 525:L97-L100 Nov. 10, 1999. Monnier, Tuthill & Danchi: Pinwheel Nebula Around WR98a (PDF)
* 10 Haziran 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. ApJ Jan. 3,2005. Dougherty, et al.: High Resolution Radio Observations of the Colliding Wind Binary WR140 (PDF)
* 18 Aralık 2006 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. A catalog of northern Wolf-Rayet Stars and the Central Stars of Planetary Nebulae (Harvard)
* 23 Mayıs 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Scientists See Supernova in Action
* 30 Ekim 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. Big Old Stars Don't Die Alone (NASA)

 Wikimedia Commons'ta **Wolf-Rayet yıldızları** ile ilgili çoklu ortam belgeleri bulunur

| * g
* t
* d
Süpernovalar |
| --- |
| Sınıflandırma | Tip Ia  **·**  Tip Ib ve Ic  **·**  Tip II (IIP ve IIL) |
| İlgili konular | Dünya-Yakın süpernova  **·**  Sahte süpernova **·**  Hipernova **·**  Kuark-nova **·**  Atarca vuruşları **·**  Foe |
| Yapı | Çift-kararsız süpernova **·**  Süpernova çekirdeksentezi **·**  P-süreci **·**  R-süreci **·**  Gama-ışın patlamaları **·**  Karbon patlaması |
| Ataları | Mavi ışık değişeni **·**  Wolf-Rayet yıldızı **·**  Üstdev (Mavi **·**  Kırmızı **·**  Sarı) **·**  Üstündev (Sarı) **·**  Beyaz cüce |
| Kalıntılar | Süpernova kalıntısı **·**  Nötron yıldızı (Atarca **·**  Magnetar **·**  Yıldız kütleli kara delik  **·**  Sıkışık yıldız (Kuark yıldızı **·**  Egzotik yıldız) |
| Keşif | Misafir yıldız **·**  Süpernova gözlem tarihi **·**  Beyaz cüceler, nötron yıldızları ve süpernovalar zaman çizelgesi |
| Listeler | Dikkat çeken süpernovalar **·**  Süpernova kalıntıları **·**  Adaylar **·**  Büyük kütleli yıldızlar **·**  Kurgular |
| Dikkat çekenler | Yengeç (Yengeç Bulutsusu) **·**  Tycho'nun **·**  Kepler'in **·**  SN 1987A **·**  SN 185 **·**  SN 1006 **·**  SN 2003fg **·**  Yelken Kalıntısı **·**  G1.9+0.3 kalıntısı **·**  SN 2007bi |

| * g
* t
* d
Değişen yıldızlar |
| --- |
| Zonklayan | 

|  |  |
| --- | --- |
| Sefeler ve sefe benzerleri | 
* Tip I (Klasik sefeler, Delta Scuti)
* Tip II (BL Herculis, W Virginis, RV Tauri)
* RR Lyrae
* Hızlı salınan Ap
* SX Phoenicis

 |
| Mavi-Beyaz tayflı değişenler | 
* α Cygni
* Beta Cephei
* PV Telescopii
* Yavaş zonklayan B-tipi
* Mavi büyük-genlikli zonklayıcı

 |
| Uzun-dönemli | 
* Mira
* Yarıdüzenli
* Yavaş düzensiz

 |
| Diğer | 
* Gama Doradus
* Güneş-benzeri salınımlar
* ZZ Ceti (Zonklayan beyaz cüce)

 |

 |  |
| Patlayan | 

|  |  |
| --- | --- |
| Ön yıldız ve PMS | 
* Herbig Ae/Be
* Orion
	+ FU Orionis
	+ T Tauri
	+ EX Lupi

 |
| Dev veüstdevler | 
* Parlak mavi değişenler
* R Coronae Borealis (DY Persei)
* Sarı üstündev

 |
| Patlayan ikili | 
* Çift periyodik
* FS Canis Majoris
* RS Canum Venaticorum

 |
| Diğer | 
* Parıltılı
* Gama Cassiopeiae
* Lambda Eridani
* Wolf–Rayet

 |

 |
| Kataklizmik | 
* AM Canum Venaticorum
* Cüce nova
* Parlak kırmızı nova
* Nova
* Kutup
	+ orta
* Süpernova
	+ Hipernova
* SW Sextantis
* Simbiyotik
	+ Simbiyotik nova
	+ Z Andromedae

 |
| Dönen | 

|  |  |
| --- | --- |
| Küremsi olmayan | 
* Eliptik dönen

 |
| Yıldız lekeleri | 
* BY Draconis
* FK Comae Berenices

 |
| Manyetik alanlar | 
* α2 Canum Venaticorum
* Pulsar
* SX Arietis

 |

 |
| Örten | 
* Algol
* β Lyrae
* Gezegen geçişi
* W Ursae Majoris

 |
| 
* **Değişen yıldızlar listesi**

 |


|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* GND: 4190236-1
* LCCN: sh85147219
* NLI: 987007558559005171

 |