Wolf-Rayet-tähed: määratlus, omadused, massikadu ja temperatuur

Wolf-Rayet-tähed (WR-tähed) on arenenud, massiivsed tähed (algselt üle 20 päikese massi). Nad kaotavad kiiresti massi väga tugeva tähetuule abil, mille kiirus võib ulatuda kuni 2000 km/s. Kui meie Päike kaotab igal aastal umbes 10⁻¹⁴ päikesemassi, siis Wolf-Rayet-tähed kaotavad tavaliselt 10⁻⁵ päikesemassi aastas.

Wolf-Rayet-tähed on äärmiselt kuumad, nende pinnatemperatuur jääb vahemikku 30 000 K kuni umbes 200 000 K, mis muudab nad siniseks. Nad on ka väga heledad, nende heledus on kümneid tuhandeid kuni miljoneid kordi suurem kui Päikese bolomeetriline heledus, kuigi visuaalselt ei ole nad erakordselt heledad, sest suurem osa nende kiirgusest on kauges ultravioletses ja isegi "pehmes" röntgenkiirguses.

Määratlus ja tekkimine

Wolf-Rayet-tähed on massiivsete tähtede hilises evolutsioonifaasis olevad objektid. Tavaliselt tekivad nad tähtedele, mille algmass oli üle ~20–25 Päikese massi; raskemad tähed läbivad peamiselt nii-intensiivse tuule või massi ülekande binäärsüsteemis, mis eemaldab nende välimise vesinikukihi ja paljastab südamikku sügavamate tuumareaktsioonide jääkainete (He, C, O, N) näol.

Spektri ja liigid

WR-tähed eristatakse spektri ja keemilise koostise järgi peamistes alagruppides:

WN — lämmastikurikkad, kus näitavad tugevaid lämmastiku emissioonijooni (tähistavad CNO-tüüpi tuumareaktsioonide jääke).
WC — süsiniku- ja lämmastikupuudulikkusega, mille spektris domineerivad süsiniku ja heleda süsiniku jooned (näitab heeliumi põletamise toodangut).
WO — haruldasemad ja veel raskemini maskirovatud, kus domineerivad hapniku jooned (näitab veel edasi arenenud tuumaolitust).

Spektris on WR-tähtede tunnuslikuks märgiks väga laiad ja tugevad emissioonijooned — need tekivad kiirest tuulest, mis Doppleri laienemise tõttu jooni märkimisväärselt laiendab.

Massikadu ja tähetuul

WR-tähtede massikadu on väga suur võrreldes tavapäraste tähtedega:

Tüüpilised massikadude määrad on umbes 10⁻⁵…10⁻⁴ päikesemassi aastas, sõltuvalt massist, metallilisusest ja faasist.
Terminaltuule kiirused on tavaliselt 1000–3000 km/s (mõnedel juhtudel kuni ~5000 km/s), mis selgitab laiu emissioonijoone profiile.

Tuult ajendab peamiselt kiirgusjõud (radiation pressure) läbi ridaresonantsete metallijoonte — seetõttu sõltub tuule tugevus ka tähe metallilisusest. Massikadu võib paljastada tähe tuuma sünteesitud elemente ja mõjutada järelejäänud massi, pöördudes tähtede lõplikku saatust (näiteks mis tüüpi supernoovaks nad muutuvad).

Temperatuur, heledus ja nähtavus

WR-tähtede pinnatemperatuurid on väga kõrged: tavaliselt 30 000 K kuni ~200 000 K. Selline temperatuur muudab tähed sinakast-violetseks ja nihutab suure osa kiirgusest UV- ja röntgenalasse. Seetõttu:

Bolomeetriline heledus võib ulatuda kümnetest tuhandetest kuni miljonite Päikese heleduse ühikuteni.
Visuaalse lainepikkuse järgi ei pruugi nad olla nii silmatorkavad, sest enamik energiast tuleb UV-s ja röntgenis.

Nende õhuke, ent kiire tuul ja kõrge temperatuur tekitavad ka tugevaid ioniseerimisvõimeid, mis võivad vallandada ümbritsevates gaasipilvedes eredaid helkesid ja planetaar- või ringstruktuure.

Evolutsioon ja lõppstaadium

Wolf-Rayet-faasi kestus on lühike astronomilises mõttes — tavaliselt kümned või sajad tuhanded aastaid, harvemal juhul mõni miljon aastat. WR-tähed on sageli supernoova- või gamma-kiirguse rajajaks:

Paljud WR-tähed lõpevad kui tüübi Ib või Ic supernoovad (sõltuvalt sellest, kui palju vesinikku või heeliumi on alles).
Kui täht on väga massiivne ja kiiresti pöörlev, võib see olla ka pika klassi gammakiirguse (long GRB) progenitor.

Binaarsüsteemides võib massiülekanne oluliselt muuta evolutsiooni ja viia WR-faasi ka vähem massiivsetel komponentidel, kui kaaslane rängalt kiirendab envelope'i eemaldamist.

Vaatlus ja tähtsus

WR-tähed on tähtsad mitmel põhjusel:

Nad annavad meile infot massiivsete tähtede tuumaprotsesside ja keemilise rikastamise kohta — väljastatud materjal sisaldab tuumfusiiooni jääkaineid (He, C, O, N).
Nende tugevad tuuled mõjutavad täheümbrust ja intiimselt galaktilist keskkonda — neid nähakse tihti ringkondade (nebula) või kaskaadsete struktuuridena.
WR-tähed on olulised supernoovade ja raskete elementide sünteesi mõistmiseks ning võivad olla seos GRB-de tekkega.

Füüsikalised tunnused nagu laiad emissioonijooned, kõrge UV-helendus ja spetsiifiline keemiline koostis aitavad WR-tähti identifitseerida ka kaugetes tähtedekogumites.

Muud tähelepanekud

Wolf-Rayet-tähti avastasid ja kirjeldasid 19. sajandi lõpul François Arago ja hiljem François-Charles Arago tööde järgijad, kuid nimetus pärineb Charles Wolfi ja Georges Rayet’'i 1867. aasta tööst, kes leidsid esimesed sellised tähed. Tänapäeval on teada mõnikümmend kuni sadakond galaktilist WR-tähte ja palju sõltuvalt vaatluste sügavusest ka väljaspool meie Linnuteed.

Näited tuntud Wolf-Rayet-süsteemidest: Gamma Velorum (WR 11) — lähedane ja hästi uuritud WR-binäär; WR 104, WR 140 jt on huvipakkuvad oma tuulekoostohtlike nähtuste või süveneva binäärse dünaamika tõttu.

Hubble'i kosmoseteleskoobi pilt udukogust M1-67 Wolf-Rayet tähe WR 124 ümber.

Terminite selgitamine

Astronoomias ei ole heledus päris sama asi kui heledus. Heledus mõõdab tähe või muu astronoomilise objekti poolt kiiratava energia koguhulka SI-ühikutes džauli sekundis, mis on vatt. Vatt on üks energiaühik ja nii nagu lambipirni mõõdetakse vattides, on ka Päikese koguvõimsus 3,846×10²⁶ W. See arv on astronoomias kasutatav põhiline mõõtühik: seda nimetatakse Päikese heleduseks, mille sümbol on L ⊙ {\displaystyle L_{\odot}}, mille tähis on L ⊙. $L_{\odot }$ .

Kuid kiirgusvõimsus ei ole ainus viis heleduse mõistmiseks, seega kasutatakse ka teisi mõõdikuid. Kõige tavalisem on näiv heledus, mis on objekti tajutav heledus Maa vaatleja poolt nähtaval lainepikkusel. Teised mõõdikud on absoluutne heledus, mis on objekti olemuslik heledus nähtaval lainepikkusel, sõltumata kaugusest. Heleduse mõõt on "bolomeetriline heledus", mis on kogu võimsus kõigil lainepikkustel.