Wolf-Rayet yıldızı

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 rüzgarı 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 rüzgarı, 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 halen değişik oranlarda kütle kaybeden ve tayflarında helyuma ilave olarak; karbon, oksijen ve nitrojen çizgileri bulunduran yıldızlardır. İlginç olan çoğu yıldızın tayfında görülen hidrojen çizgilerinin, WolfRayet yıldızlarında görülememiş olmasıdır. Bu da yukarıda bahsedildiği gibi yıldızda gözlenen kuvvetli rüzgarların yıldızın dış hidrojen zarfının yıldızlararası ortama atılması ile açıklanabilir.
Büyük kütleli anakol yıldızların, evrimlerinin ileri aşamalarında soğuk süperdev bir yıldız mı, yoksa kuvvetli yıldız rüzgarı sonucu dış hidrojen zarfını kaybetmiş bir WolfRayet 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 halen 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.