tähtityyppi From Wikipedia, the free encyclopedia
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.
 |
Tähän artikkeliin tai osioon ei ole merkitty lähteitä, joten tiedot kannattaa tarkistaa muista tietolähteistä. Voit auttaa Wikipediaa lisäämällä artikkeliin tarkistettavissa olevia lähteitä ja merkitsemällä ne ohjeen mukaan. Tarkennus: pitkässä tekstiosassa 1 lähde, mistä muu on peräisin? |
 |
Tämän artikkelin tai sen osan paikkansapitävyys on kyseenalaistettu. Voit auttaa varmistamaan, että kyseenalaistetut väittämät ovat luotettavasti lähteistettyjä. Lisää tietoa saattaa olla keskustelusivulla. Tarkennus: lienee käännös, mistä? |
 |
Tätä artikkelia tai sen osaa on pyydetty parannettavaksi, koska se ei täytä Wikipedian laatuvaatimuksia. Voit auttaa Wikipediaa parantamalla artikkelia tai merkitsemällä ongelmat tarkemmin. Lisää tietoa saattaa olla keskustelusivulla. Tarkennus: taulukko-osan viitteistys tarkistamatta. voiko taulukoihin luottaa? |
.jpg)
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.
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).[1] 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.[1]
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 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.
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.
Wolfin–Rayetin tähdet voidaan jakaa alaluokkiin pinnan koostumuksen mukaan:
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.
| Alkumassa (Auringon massa) | Kahityssarja | 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
 |
Tämä artikkeli tai sen osa on tuotu vieraskielisestä lähteestä ja käännös on keskeneräinen. Voit auttaa Wikipediaa tekemällä käännöksen loppuun. Tarkennus: Suomennettava |
| Spektri | Alkup kriteeri[2] | Päivitetty kriteeri[3] | 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 |
| Spektri | Alkup kriteeri[2] | Nyk kriteeri[4] | 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 | |
| Spektri | Alkup kriteeri[2] | Nyk kriteeri[4] | 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 |
| Spektri type | Lämpötila (K) | Säde (aurinkoa) | Massa (aurinkoa) | Säteilyntuotto (aurinkoa) | Absoluuttinen kirkkaus | Esim |
|---|---|---|---|---|---|---|
| WN2 | 141,000 | 0.89 | 16 | 280,000 | -2.6 | WR 2 |
| WN3 | 85,000 | 2.3 | 19 | 220,000 | -3.2 | WR 46 |
| WN4 | 70,000 | 2.3 | 15 | 200,000 | -3.8 | WR 1 |
| WN5 | 60,000 | 3.7 | 15 | 160,000 | -4.4 | WR 149 |
| WN5h | 50,000 | 20 | 200 | 5,000,000 | -8.0 | R136a1 |
| WN6 | 56,000 | 5.7 | 18 | 160,000 | -5.1 | CD Crucis |
| WN6h | 45,000 | 25 | 74 | 3,300,000 | -7.5 | NGC 3603-A1 |
| WN7 | 50,000 | 6.0 | 21 | 350,000 | -5.7 | WR 120 |
| WN7h | 45,000 | 23 | 52 | 2,000,000 | -7.2 | WR 22 |
| WN8h | 40,000 | 22 | 39 | 1,300,000 | -7.2 | WR 124 |
| WN9h | 35,000 | 23 | 33 | 940,000 | -7.1 | WR 102ea |
| Spektri type | Lämpötila (K)[8] | Säde (aurinkoa)[8] | Massa (aurinkoa)[8] | Säteilyntuotto (aurinkoa)[8] | Absoluuttinen magnitudi | Esim. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| WO2 | 200,000 | 0.7 | 19 | 630,000 | -1.7[8] | WR 142 |
| WC4 | 117,000 | 0.9 | 10 | 158,000 | -4.0[8] | WR 143 |
| WC5 | 83,000 | 3.2 | 12 | 398,000 | -4.1[9] | Theta Muscae |
| WC6 | 78,000 | 3.6 | 14 | 501,000 | -4.3[8] | WR 45 |
| WC7 | 71,000 | 4.0 | 11 | 398,000 | -4.2[9] | WR 86 |
| WC8 | 60,000 | 6.3 | 11 | 398,000 | -4.5[9] | Gamma Velorum |
| WC9 | 44,000 | 8.7 | 10 | 251,000 | -6.1[8] | WR 104 |
Noin 10% planetaaristen sumujen keskustähdistä on kuumia W-luokan tähtiä.
| 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 |
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
