Wolf-Rayet stjerne

Wolf-Rayet-stjerner ( forkortelse: WR-stjerner ) er massive (minst20  M ⊙ ved fødselen) veldig utviklet og veldig varmt sammenlignet med gjennomsnittet. De er ofte eruptive stjerner . Fargen er hvit-blå, og tilsvarer overflatetemperaturer mellom30 000  K e200 000 K  [ 1] .

Dette er veldig lyse stjerner , med en lysstyrke som varierer mellom hundretusener og millioner av ganger solens, selv om de i det synlige båndet ikke er eksepsjonelt lyse, da mesteparten av strålingen sendes ut i form av ultrafiolette stråler og til og med myke røntgenstråler .

Stjerner av denne typen er svært sjeldne: noen få hundre er kjent i hele den lokale gruppen. De fleste av dem ble oppdaget på 2000-tallet , etter omfattende fotometriske og spektroskopiske undersøkelser dedikert til letingen etter slike objekter i det galaktiske planet [2] . På grunn av deres markerte utslippslinjer kan WR også detekteres i andre galakser.

De mister masse i høye hastigheter ved hjelp av veldig intense og raske stjernevinder (opp til hinsides2 000  km/s ). Wolf-Rayets mister generelt 10 −5 M ☉ hvert år (en hundre tusendel av solens masse ) [2] . Et slikt tap av masse forårsaker utstøting av hydrogenskallet som omgir stjernen, og avslører heliumkjernen , som har svært høye temperaturer .

Stjernene som er synlige for det blotte øye γ Velorum og θ Muscae er Wolf-Rayet, som er den mest massive stjernen som for øyeblikket er kjent, R136a1 i Tarantula-tåken .

Historiske observasjoner

HR diagram M
a
g
n. a
s
s
o
l
u
t
a Uhyggelig type Temperatur  (× 10³  kelvin ) Unge stjerneobjekter
_
 Brune
dverger
Hvite dverger Subnane "Dverg" stjerner Hovedsekvens Blå dverger Hvit-blå Hvit Hvit-gul Gul oransje rød Undergiganter Kjemper Blå rød Strålende kjemper Supergigant Blå Gul rød Ulv-
Rayet Hyperkjemper Gul


I 1867 brukte de franske astronomene Charles Wolf og Georges Rayet (som denne stjerneklassen har navnet sitt [3] ), ved bruk av Foucault-teleskopet fra40  cm fra Paris-observatoriet oppdaget de tre stjerner i stjernebildet Cygnus ( HD 191765, HD 192103 og HD 192641, nå betegnet som henholdsvis WR 134 , WR 135 og WR 137) som viser markerte emisjonsbånd i et ellers kontinuerlig spektrum . [4] . De fleste stjerner viser absorpsjonslinjer i spekteret, på grunn av elementene i stjerneatmosfæren som absorberer elektromagnetisk stråling ved bestemte bølgelengder. Antall stjerner med emisjonslinjer i spekteret er veldig lite, så særegenheten til disse objektene ble forstått nesten umiddelbart .

Årsaken til de spektrale utslippsbåndene til Wolf-Rayet-stjerner forble et mysterium i flere tiår. Edward Pickering antok at linjene var forårsaket av en uvanlig tilstand av hydrogen , og det ble funnet at serien med spektrallinjer som ble kalt Pickering -serien i hovedsak fulgte Balmer-serien , da halvheltalls kvantetall ble erstattet . Senere ble det sett at linjene var forårsaket av tilstedeværelsen av helium , en edelgass som ble oppdaget i 1868 [5] . Pickering bemerket likhetene mellom spektrene til WR og de til planetariske tåker , og dette førte til konklusjonen, som senere viste seg feil, at alle WR er sentrale stjerner i planetariske tåker [6] .

I 1929 tilskrev noen astronomer tykkelsen på utslippsbåndene til Doppler-effekten , og antok dermed at gassen rundt disse stjernene måtte bevege seg med hastigheter på 300–2400  km/s i forhold til siktelinjen. Konklusjonen var at en Wolf-Rayet-stjerne kontinuerlig skyter ut gass i verdensrommet , og produserer en tåkete konvolutt av gass. Kraften som driver ut gassene ved de observerte høye hastighetene er strålingstrykket [7] . Det ble også funnet at mange stjerner med WR-spekteret ikke er sentrale stjerner i planetariske tåker, og at det derfor er en betydelig forskjell mellom planetariske tåker og WR [8] .

Spektrene til WR-stjerner viser utslippslinjer, i tillegg til helium, også av karbon , oksygen og nitrogen [9] . I 1938 klassifiserte International Astronomical Union spektrene til WR-stjerner i typene WN og WC, i henhold til om de dominerende spektrallinjene var henholdsvis nitrogen eller karbon-oksygen [10] .

Klassifisering

Wolf-Rayet-stjernene ble identifisert på grunnlag av det særegne ved deres elektromagnetiske spektre , som presenterer brede og markerte emisjonslinjer , identifiserbare med linjene helium , nitrogen , karbon , silisium og oksygen , mens hydrogenlinjene er svake eller fraværende. Emisjonslinjene viser ofte en fremhevet rødforskyvningslapp , typisk for P Cygni- profiler , som indikerer tilstedeværelsen av sirkumstellart materiale.

De første klassifiseringssystemene delte WR mellom de hvis spektre var dominert av de ioniserte nitrogenlinjene (N III , N IV og NV ) og de i hvis spektre de ioniserte karbonlinjene var markert (C III og C IV ) og mer sjelden oksygen (O III - O VI ). De to klassene ble kalt henholdsvis WN og WC [8] . De ble deretter delt videre inn i WN5-WN8- og WC6-WC8-sekvensene, basert på markeringen til 541,1  nm He II- og 587,5 nm He I -linjene.

WN-sekvensen ble deretter utvidet til å inkludere WN2-WN9-klassene, som ble omdefinert basert på markeringen til N III -linjene ved 463,4-464,1 nm og 531,4 nm, N IV ved 347,9-348,4 nm og 405,8 nm og N V.3 ved 460. nm, 461,9 nm og 493,3-494,4 nm [11] . Disse linjene er godt atskilt fra områdene av spekteret relatert til heliumutslippslinjene og er godt korrelert med overflatetemperaturen. Til slutt blir stjerner med mellomspektre mellom WN og Ofpe tildelt WN10- og WN11-klassene, selv om denne nomenklaturen ikke er universelt akseptert.

Klassifisering av WN-spektre [12]
Spektralklasse Kriterier Andre utslippslinjer
WN2 N V svak eller fraværende Han II markerte
WN2.5 N V tilstede, N IV fraværende
WN3 N IV << N V , N III svak eller fraværende
WN4 N IV ≈ N V , N III svak eller fraværende
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V
WN6 N III ≈ N IV , N V svak
WN7 N III > N IV Svak P-Cyg profil av He I , 468,6 nm He II > N III
WN8 N III >> N IV Markert P-Cygn profil av He I , 468,6 nm He II ≈ N III
WN9 N III > N II , N IV fraværende He I sin P-Cyg profil
WN10 N III ≈ N II Balmer-serien , He I P-Cyg-profil
WN11 N III svak eller fraværende, N II tilstede Balmer-serien, He I P-Cyg-profil

VM-sekvensen er også utvidet til å inkludere WC4-WC9-klasser, selv om WC1-WC3-klasser også brukes i noen eldre publikasjoner. I stedet ble de eksepsjonelt varme WR samlet i WO1-WO4-klassene: deres spektre domineres av de ioniserte oksygenlinjene i stedet for de til det ioniserte karbonet, selv om forekomsten av de individuelle elementene sannsynligvis er sammenlignbare. Hovedlinjene som brukes for å skille underklassene til WC-stjerner er C II ved 426,7 nm, C III ved 569,6 nm, C III / IV ved 465,0 nm, C IV ved 580,1-581,2 nm og O V ved 557,2-559,8 nm. For WO-stjerner er linjene C IV ved 580,1 nm, O IV ved 340,0 nm, OV ved 557,2-559,8 nm, O VI ved 381,1-383,4 nm, O VII ved 567,0 nm og O VIII ved 606,128 nm . Delingen mellom WC- og WO-spektra utføres ved tilstedeværelse eller fravær av C III -linjen .

Klassifisering av VM-spektra [12]
Spektralklasse Kriterier
WC4 C IV merket, C III svak, O V meget tydelig
WC5 C III << C IV , C IV <O V
WC6 C III << C IV , C IV > O V
WC7 C III <C IV , C IV >> O V
WC8 C III > C IV , C II fraværende, O V svak eller fraværende
WC9 C III > C IV , C II tilstede, O V svak eller fraværende
Klassifisering av WO-spektre [12]
Spektralklasser Kriterier
WO1 O VII ≥ O V , O VIII tilstede
WO2 O VII <O V , C IV <O VI
WO3 O VII svak eller fraværende, C IV ≈ O VI
WO4 C IV > O IV

Detaljerte WR-studier kan nevne andre spektrale egenskaper, indikert med suffikser lagt til spektralklassen:

Klassifisering av WR er komplisert av det faktum at de ofte er omgitt av tett nebulositet eller er binære . Suffikset "+ abs" brukes ofte for å signalisere tilstedeværelsen av absorpsjonslinjer, sannsynligvis på grunn av tilstedeværelsen av en ikke-WR-ledsager.

Som alle stjerner er WR også delt inn i "tidlige typer" eller E (engelsk: tidlige typer ) og "sene typer" eller L (engelsk: sene typer ) på grunnlag av troen på moten på begynnelsen av det tjuende århundre og det anses ikke lenger som gyldig at stjernene kjøles ned slik de eksisterte. WNE og WCE refererer derfor til de første og hotteste underklassene til WN- og WC-stjernene mens WNL og WCL til de nyeste underklassene. Vanligvis er inndelingen mellom E-typer og L-typer grovt sett plassert rundt underklasse 6 eller 7. Det gjøres ikke noe slikt skille for WO-stjerner. WNE-stjerner er vanligvis fattigere på hydrogen mens WNL-stjerner har linjer av dette grunnstoffet [12] [13] .

Nomenklatur

De tre første WR identifisert, alle tre ved et uhell hadde en type O- kompanjong , var allerede til stede i Draper Catalog . Opprinnelig, selv om de ble anerkjent som Wolf-Rayet, ble det ikke opprettet noen spesifikk nomenklatur for disse stjernene, som fortsatte å bli navngitt etter deres eksisterende akronymer. De tre første katalogene som inneholder WR var ikke spesifikt dedikert til dem og inneholdt også andre typer stjerner [14] [15] [16] . I 1962 ble det opprettet en spesifikk katalog for WR der de ble nummerert gradvis i rekkefølge etter rett oppstigning [17] . En andre katalog (den femte, hvis du også teller de tre første ikke-dedikerte), utgitt i 1968, brukte de samme tallene som den forrige katalogen med prefikset MR (av forfatteren av den første katalogen, Morton Roberts) pluss en ekstra katalog rekkefølge av tall med prefikset LS for nyoppdagede stjerner (av forfatteren av katalogen, Lindsey Smith) [18] . Ingen av disse nummereringsordningene er i bruk ennå. En tredje katalog dedikert til Wolf-Rayet, som dateres tilbake til 1981, introduserte initialene WR etterfulgt av et nummer, som er nomenklaturen som fortsatt er akseptert i dag. Den nummererte Wolf-Rayet-stjernene fra WR 1 til WR 158 i rekkefølge etter rett oppstigning [19] . Den fjerde katalogen (den syvende, hvis de tre første telles) og utvidelsene, publisert siden 2001, har opprettholdt samme sekvens som den forrige katalogen, ved å sette inn den nye WR oppdaget av suffikser bestående av små latinske bokstaver, for eksempel WR 102ka [ 12] [20] . Noen moderne undersøkelser utført på store deler av himmelen bruker sine egne nummereringsskjemaer for den nyoppdagede WR [2] .

WR-ene i andre galakser enn Melkeveien er nummerert i henhold til forskjellige mønstre. Når det gjelder den store magellanske skyen , er den mest utbredte og fullstendige nomenklaturen den til "Fjerde katalog over Wolf-Rayet-stjerner av befolkning I i den store magellanske skyen" (1999), der nummeret på stjernen er prefikset av BAT- 99, for eksempel BAT-99 105 [21] . Mange WR i denne galaksen er oppført i den tredje katalogen med prefikset "Brey", for eksempel Brey 77 [22] . Til slutt brukes også en tredje nomenklatur, som bruker numrene til RMC ( Radcliffe observatory Magellanic Cloud), noen ganger forkortet til ganske enkelt R, som i R136a1 .

For WR av den lille magellanske skyen brukes Azzopardi og Breysacher-katalogen fra 1979, og derfor er tallene prefiksert med AB, som for eksempel i AB7 [23] .

Distribusjon og fysiske egenskaper

Rundt 500 Wolf Rayets er blitt identifisert i Melkeveien [2] [12] [20] . De fleste av dem ble oppdaget på 2000-tallet etter omfattende fotometriske og spektroskopiske undersøkelser dedikert til forskning av slike objekter i det galaktiske planet [2] . På grunn av deres markerte utslippslinjer kan WR også detekteres i andre galakser. Totalt 134 WR er katalogisert i den store magellanske skyen, de fleste av WN-typen, men også tre av den sjeldne WO-typen [24] [25] . I den lille magellanske skyen er det i stedet bare 12 WR, på grunn av den lave gjennomsnittlige metallisiteten til galaksen [26] [27] . 206 er også identifisert i Trekantgalaksen [28] og 154 i Andromedagalaksen [29] . Det antas derfor at det er noen tusen WR i Lokalgruppen . Utenfor den lokale gruppen har noen tusen WR blitt identifisert, spesielt hyppige i stjerneutbruddsgalakser . For eksempel er mer enn tusen WR, med magnituder mellom 21 og 25, observert i Pinwheel-galaksen [30] .

WR har to veldig særegne fysiske egenskaper. Den første består som nevnt i tilstedeværelsen i deres spektrum av svært markerte utslippslinjer. De er dannet i et omkretstativt område preget av en tett og veldig rask stjernevind , som blir truffet av store mengder ultrafiolette stråler som kommer fra stjernens fotosfære . Ultrafiolett stråling absorberes av gassene som omgir stjernen og sendes ut på nytt av fluorescens som gjør at emisjonslinjene vises. Den andre fysiske egenskapen er den høye overflatetemperaturen til WR (fra 30 000 til over100 000  K ), som er ansvarlig for utslipp av UV-stråler og som gjør den til en av de varmeste stjernene kjent.

De store mengdene stjernevind som sendes ut forårsaker betydelige massetap som først oppdager de nitrogenrike områdene produsert av CNO-syklusen (stjerner i WN-klassen) og deretter de karbon- og oksygenrike områdene, produsert av tre alfa-prosessen (stjerner i WC-klassen og WO) [31] . Når WR mister masse, øker overflatetemperaturen ettersom flere og flere lag i og nær kjernen oppdages. Dette tilsvarer en reduksjon i stjernens radius og dens lysstyrke . Motsatt øker imidlertid hastigheten til stjernevinden som sendes ut. Tapet av masse forårsaket av vinden forblir nesten konstant [13] [32] [33] . Selv om forskere er enige om de generelle egenskapene til denne prosessen, er detaljene forskjellige. Følgende er de fysiske egenskapene som tilskrives WR type WN av Crowther (2007) [13] :

Fysiske egenskaper til populasjon I WN-stjerner
Uhyggelig type Effektiv temperatur (tusenvis av kelvin ) Absolutt størrelse Massetap
Log10 (M ☉ år −1 )		 Stjernevindhastighet
(km/s)
WN3 85 −3.1 −5.3 2200
WN4 85 −4,0 −4.9 1800
WN5 70 −4,0 −5.2 1500
WN6 70 −4.1 −4.8 1800
WN7 50 −5.4 −4.8 1300
WN8 45 −5,5 −4.7 1000
WN9 32 −6.7 −4.8 700

Følgende tabell rapporterer de fysiske egenskapene til WC- og WO-stjerner, generelt i et mer avansert evolusjonsstadium enn WN-stjerner:

Fysiske egenskaper til WC/O-stjerner [13]
Uhyggelig type Effektiv temperatur (1e3 K) Absolutt størrelse Massetap
Log10 (M ☉ år −1 )		 Stjernevindhastighet
(km/s)
WO 150 −2.8 −5,0 4100
WC4 90 −4.5 −4.6 2.750
WC5 85 −3.6 −4.9 2200
WC6 80 −3.6 −4.9 2200
WC7 75 −4.5 −4.7 2200
WC8 65 −4,0 −5,0 1700
WC9 50 −4.6 −5,0 1200

Noen WR, spesielt de av type WC som tilhører de siste underklassene, produserer pulver . Dette skjer fremfor alt i stjerner som er en del av binære systemer, som et produkt av kollisjonen av stjernevindene til stjernene som danner paret [12] , som i tilfellet med den berømte binære WR 104 ; denne prosessen har imidlertid også blitt observert i enkeltstjerner [1] .

En liten prosentandel (omtrent en tidel) av stjernene som finnes inne i planetariske tåker er veldig lik WR fra observasjonssynspunkt, det vil si at de viser brede emisjonslinjer i spektrene, der elementer som helium er gjenkjennelige. , karbon og oksygen . Imidlertid, i motsetning til WR, er disse stjerner med lav masse (typisk 0,6  M ☉ ), veldig gamle og nådde de siste stadiene av deres eksistens, før de utviklet seg til hvite dverger . Siden WR er unge og massive stjerner, av populasjon I , er det foretrukket å skille dem fra planetariske tåker og ekskludere fra WR stjernene som er i sentrum av disse tåkene [13] .

Evolusjon

WR er fjerne, sjeldne og ofte skjult av støv- og gassstjerner. De er derfor vanskelige å studere og teoriene om deres utvikling ble formulert senere enn teoriene om utviklingen av mindre ekstreme stjerner. Fortsatt er mange aspekter uklare.

Første antakelser

I løpet av 1960- og 1970 -årene antok noen astronomer, inkludert Rublev (1965) [35] og Conti (1976) [36] , at stjerner av WR-typen stammet fra massive stjerner i O-klassen , der sterke stjernevinder som er karakteristiske for ekstremt lyse stjerner hadde kastet ut overflatelagene rike på hydrogen. Denne ideen viste seg å være i hovedsak riktig, selv om prosessene som førte fra stjerner av O-type til WR viste seg å være svært komplekse.

De første modellene av stjerneutvikling var ikke kompatible med dette bildet da de spådde at massive stjerner ikke utviklet seg til WR, men til røde superkjemper . I stedet for å øke overflatetemperaturen, burde de derfor ha redusert den. I følge disse modellene er røde superkjemper bare litt lysere enn type O-stjernene de utviklet seg fra og blir stadig mer ustabile ettersom kjernene deres øker temperaturen og atmosfæren utvides. Fusjonsprosessene inne i kjernene deres fører til at de produserer stadig tyngre kjemiske elementer inntil de eksploderer i supernovaer , og blir dermed aldri WR.

Senere viste mer nøyaktige modeller at det er en øvre grense for stjernenes lysstyrke, utover hvilken stjernen raskt mister masse. Følgelig blir tilstrekkelig massive stjerner aldri røde superkjemper, men forblir blå superkjemper som driver ut store mengder masse gjennom veldig intense stjernevinder. De kan derfor bli WR hvis deres hydrogenrike atmosfærer blir fullstendig utstøtt. De er derfor stjerner som blir mindre og varmere jo mer de mister sine ytre lag [37] [38] .

Gjeldende forutsetninger

Det antas for tiden at de fleste WR-er er den naturlige utviklingen av de mest massive stjernene som finnes, enten etter å ha passert gjennom den røde superkjempefasen eller etter den blå superkjempefasen eller rett etter å ha fullført hovedsekvensfasen [39] . Nåværende modeller spår at røde superkjemper stammer fra stjerner med en begynnelsesmasse på mindre enn20  M ⊙ eksploderer i type II supernovaer, det vil si supernovaer som har hydrogenlinjer i spektrene. Deres forfedre mistet derfor ikke de øvre lagene rike på dette elementet. I stedet stammet de røde supergigantene fra stjerner med masse mellom 20 og45  M ⊙ , på grunn av deres intense stjernevind, driver ut atmosfæren og mister overflatelaget av hydrogen. Noen av dem kan eksplodere til supernovaer etter å ha blitt gule superkjemper igjen , men andre kan bli enda varmere og utvikle seg til WR [40] [41] .

Enda mer massive hovedsekvensstjerner (med innledende masse større enn45  M ⊙ ) utvikler ekstremt varme og massive konvektive kjerner som blander produktene fra CNO-syklusen i hele stjernen. Blandingen kan fremheves av stjernens rotasjon , som ofte viser seg i form av differensiell rotasjon , hvor kjernen roterer med en høyere hastighet enn overflaten. Gitt stokkingen av elementene, viser disse stjernene tilstedeværelsen av nitrogen på overflaten fra en ung alder. Denne særegenheten signaliseres ved å tilordne dem til klassen Av eller Av *, hvor "f" indikerer tilstedeværelsen av nitrogenlinjer. Når overflatenitrogenet øker, utvikler de seg til stjerner i WNh-klassen, det vil si stjerner av WN-typen som fortsatt inneholder mengder hydrogen (h) på overflaten. Ved å forlate hovedsekvensen utvikler disse massive stjernene seg videre enten til LBV-stjerner eller, hvis blandingen av elementene på grunn av den raske rotasjonen har vært tilstrekkelig effektiv, direkte til WN-stjerner, med fravær av hydrogen på overflaten. I henhold til en alternativ modell ville WNh- og LBV-fasene reverseres og LBV-fasen ville tilsvare det siste hydrogenfusjonsstadiet i kjernen, mens WNh-fasen ville være de første stadiene av heliumfusjonsprosessen i kjernen [42] . I alle fall passerer disse spesielt massive stjernene aldri gjennom det røde superkjempestadiet på grunn av de iøynefallende massetapene på grunn av deres intense stjernevind og stokkingen av elementene på grunn av deres raske rotasjon [40] [41] .

WNh-stjerner er spektroskopisk like WR-stjerner, men mindre utviklet ettersom de nettopp har begynt å kaste ut atmosfæren og er derfor fortsatt veldig massive. De mest massive stjernene som er kjent er av type WNh i stedet for type O, noe som ikke er uventet gitt at slike massive stjerner forblir i hovedsekvensen i noen hundre tusen år etter dannelsen. En alternativ forklaring er at slike massive stjerner ikke kan dannes som hovedsekvensstjerner, men bare gjennom sammenslåing av to mindre ekstreme stjerner [43] .

Statusen til WO-stjernene er ikke veldig klar. De er ekstremt sjeldne, og alle kjente eksempler er mer massive og lysere enn de mer vanlige stjernene av WC-typen. Derfor støtter ikke dataene hypotesen om at WO-stjerner er det normale evolusjonsstadiet som følger det for de mer vanlige WC-stjernene [44] . Det har vært antatt at WO-stjerner kun dannes fra de mest massive hovedsekvensstjernene [1] eller at de tilsvarer en ekstremt kort fase, som varer noen hundre tusen år rett før deres supernovaeksplosjon, hvor WC-stjernene ville tilsvare fasen av fusjon av helium i kjernen, mens WO-stjerner vil tilsvare de påfølgende fusjonsfasene [39]

Selv om WR utvikler seg fra eksepsjonelt massive stjerner, har de ikke veldig høye masser fordi de dannes som et resultat av tap av stjernens overflatelag. For eksempel ble γ 2 Velorum A dannet fra en stjerne med en initial masse på40  M ⊙ , men har for tiden en masse på9  M ⊙ [45] .

Siden WR er dannet av svært massive stjerner og fordi svært massive stjerner er svært sjeldne både fordi de dannes sjeldnere enn mindre massive stjerner, og fordi de har relativt kort levetid, er WR også svært sjeldne stjerner.

Supernovaer

Omtrent en fjerdedel av supernovaene som er observert er av type Ib , det vil si at de stammer fra stamstjerner som nesten fullstendig har mistet overflatehydrogenet sitt, eller de er av type Ic , det vil si at de stammer fra stjerner som har mistet hydrogen og en god en del av heliumet. Disse to typene supernovaer samsvarer derfor ganske godt med henholdsvis WC- og WO-stjerner. Dette gjør det sannsynlig at disse stjernene vil ende sin eksistens i supernovaer i stedet for å bli hvite dverger . Følgelig er enhver stjerne som begynner sin eksistens med en masse på minst 8-10 M ☉ bestemt til å ende den i en supernova [13] [39] [46] .

Selv om tesen om at forfedrene til supernovae Ibc er WR er allment akseptert, har det ennå ikke vært mulig å produsere noen overbevisende eksperimentell verifikasjon av denne hypotesen [47] . WR-stjerner er veldig lyse gitt deres høye temperaturer, men de er visuelt matte, fordi de sender ut mye av strålingen i ultrafiolett, de er sjeldne og de er fjerne. Teorien antyder at stamfaderen WR til supernovae Ibc er for svake til å bli oppdaget av selv de kraftigste instrumentene i dag. Et mulig unntak er supernovaen SN Ib iPTF13bvn, hvis stamfader ser ut til å være en WR med en initial masse på ca.30  M ⊙ og som ved eksplosjonen hadde en masse på ca11  M ⊙ [48] . Det er også mulig at noen WR vil avslutte sin eksistens i kollapsar , hvis de ikke har mistet nok masse under utviklingen. I dette tilfellet kollapser stjernen direkte inn i et svart hull uten å eksplodere til en supernova. Kollapsarer antas å være kilden til gammastråleutbrudd , på grunn av utstøtingen med relativistiske hastigheter av en del av akkresjonsskiven som dannes rundt det nyfødte sorte hullet.

Følgende tabell illustrerer evolusjonsfasene som stjerner med masse større enn8  M ⊙ [40] [41] :

Skjema for utviklingen av massive stjerner (som har solmetallisitet )
Startmasse (M ☉ ) Evolusjonær sekvens Som deg supernova
60+ O → Av → WNLh ↔ LBV → [WNL] IIn
45-60 O → WNLh → LBV / WNE? → WO Ib/c
20–45 O → RSG → WNE → WC Ib
15-20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (løkke) II-L (eller IIb)
8-15 O → RSG II-P

Legende:

Bemerkelsesverdige eksempler

Den lyseste WR sett fra jorden er Gamma 2 Velorum [12] , den lyseste stjernen i Sails-stjernebildet . Den har en tilsynelatende styrke på 1,83 og er bare synlig for de lenger sør for den 40.  breddegrad  N [49] . Det er faktisk et multippelsystem der de to hovedkomponentene er en WR av spektralklassen WC8 og en blå supergigant av klasse O7,5 [49] . Systemet er ca850  al [12] : dette er sannsynligvis den nærmeste WR til Jorden.

Den nest lyseste WR sett fra jorden er θ Muscae , en stjerne med styrke 5,53, synlig bare lenger sør for Kreftens vendekrets . Også i dette tilfellet er det et multippelsystem der en WC5-klasse WR er ledsaget av andre massive stjerner [50] . Det handler om7 500  til [12] .

Noen av de mest massive kjente stjernene er WR, spesielt av WNh-klassen. Blant disse er det også R136a1 , en stjerne som er synlig i Dorado-stjernebildet og som tilhører den store magellanske skyen , som regnes som den mest massive stjernen som er kjent for øyeblikket, med en estimert masse på ca.270  M ⊙ [51] .

Et annet bemerkelsesverdig eksempel på WR er binærstjernen WR 104 , hvis stjernevinder genererer en spektakulær og svært sjelden spiralsky hvis utstrekning kan dekke en avstand som tilsvarer 20 ganger vårt solsystem [52] .

Merknader

  1. ^ a b c d A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, The Galactic WC-stjerner. Stjerneparametere fra spektralanalyser indikerte en ny evolusjonssekvens , i Astronomy & Astrophysics , vol. 540, 2012, s. id. A144, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117830 . Hentet 6. januar 2015 .
  2. ^ a b c d og MM Shara et al. , En nær-infrarød undersøkelse av det indre galaktiske planet for Wolf-Rayet-stjerner. II. Going Fainter: 71 More New WR Stars , i The Astronomical Journal , vol. 143, n. 6, 2012, s. id. 149, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 143/6/149 . Hentet 9. desember 2014 .
  3. ^ P. Murdin, Wolf, Charles JE (1827-1918) i Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , Bristol, Institute of Physics Publishing, 2001, DOI : 10.1888 / 0333750888/4101 .
  4. ^ William Huggins, On Wolf and Rayets Bright-Line Stars in Cygnus , i Proceedings of the Royal Society of London , vol. 49, 1890-1, s. 33–46, DOI : 10.1098 / rspl.1890.0063 . Hentet 5. januar 2015 .
  5. ^ A. Fowler, Hydrogen, Spektrum av, Observasjoner av hovedlinjen og andre serier av linjer i , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 73, 1912, s. 62-105. Hentet 5. januar 2015 .
  6. ^ Wright, WH, Forholdet mellom Wolf-Rayet-stjernene og planettåkene , i Astrophysical Journal , vol. 40, 1914, s. 466-472, DOI : 10.1086 / 142138 . Hentet 5. januar 2015 .
  7. ^ CS Beals, On the nature of Wolf-Rayet-utslipp , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 90, 1929, s. 202-212. Hentet 5. januar 2015 .
  8. ^ a b CS Beals, om de fysiske egenskapene til Wolf Rayet-stjernene og deres forhold til andre objekter av tidlig type (med platene VIII, IX) , i Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 34, n. 5, 1934, s. 169-197. Hentet 5. januar 2015 .
  9. ^ CS Beals, Klassifisering og temperaturer til Wolf-Rayet-stjerner , i The Observatory , vol. 56, 1933, s. 196–197. Hentet 5. januar 2015 .
  10. ^ P. Swings, The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects , i Astrophysical Journal , vol. 95, 1942, s. 112–133, DOI : 10.1086 / 144379 . Hentet 5. januar 2015 .
  11. ^ Lindsey F. Smith, Et revidert spektralklassifiseringssystem og en ny katalog for galaktiske Wolf-Rayet-stjerner , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 138, 1968, s. 109-121. Hentet 30. november 2014 .
  12. ^ a b c d e f g h i j k Karel van der Hucht, The VIIth catalog of galactic Wolf-Rayet stars , i New Astronomy Reviews , vol. 45, n. 3, 2001, s. 135-232, DOI : 10.1016 / S1387-6473 (00) 00112-3 . Hentet 3. desember 2014 .
  13. ^ a b c d e f PA Crowther, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars , i Annual Review of Astronomy & Astrophysics , vol. 45, n. 1, 2007, s. 177-219, DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615 . Hentet 13. desember 2014 .
  14. ^ WW Campbell, Stjerner hvis spektre inneholder både lyse og mørke hydrogenlinjer , i Astrophysical Journal , vol. 2, 1895, s. 177-183, DOI : 10.1086 / 140127 . Hentet 9. desember 2014 .
  15. ^ W. Fleming, E. Pickering, Stjerner med særegne spektra , i Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College , vol. 56, n. 6, 1912, s. 165-226. Hentet 9. desember 2014 .
  16. ^ Cecilia Payne Gaposchkin, The stars of high luminosity , New York og London, McGraw-Hill, 1930.
  17. ^ MS Roberts, Den galaktiske distribusjonen av Wolf-Rayet-stjernene , i Astronomical Journal , vol. 67, 1962, s. 79-85, DOI : 10.1086 / 108603 . Hentet 9. desember 2014 .
  18. ^ Lindsey Smith, Et revidert spektralklassifiseringssystem og en ny katalog for galaktiske Wolf-Rayet-stjerner , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 138, 1968, s. 109-121. Hentet 9. desember 2014 .
  19. ^ KA van der Hucht et al. , The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet-stjerner, deres fortid og nåtid , i Space Science Reviews , vol. 28, nei. 3, 1981, s. 227-306, DOI : 10.1007 / BF00173260 . Hentet 9. desember 2014 .
  20. ^ a b KA van der Hucht, New Galactic Wolf-Rayet-stjerner og kandidater. Et vedlegg til The VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars , i Astronomy and Astrophysics , vol. 458, n. 2, 2006, s. 453-459, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065819 . Hentet 9. desember 2014 .
  21. ^ J. Breysacher, M. Azzopardi, G. Testor, Den fjerde katalogen over Population I Wolf-Rayet-stjerner i den store magellanske skyen , i Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 137, 1999, s. 117-145, DOI : 10.1051 / aas: 1999240 . Hentet 10. desember 2014 .
  22. ^ J. Breysacher, Spektralklassifisering av Wolf-Rayet-stjerner i den store magellanske skyen , i Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 43, 1981, s. 203-207. Hentet 10. desember 2014 .
  23. ^ M. Azzopardi, J. Breysacher, A search for new Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud , i Astronomy and Astrophysics , vol. 75, n. 1-2, 1979, s. 120-126. Hentet 10. desember 2014 .
  24. ^ R. Hainich et al. , The Wolf-Rayet spiller i den store magellanske skyen. En omfattende analyse av WN-klassen , i Astronomy & Astrophysics , vol. 565, 2014, s. id. A27, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322696 . Hentet 10. desember 2014 .
  25. ^ P. Massey et al. , A Modern Search for Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds: First Results , i The Astrophysical Journal , vol. 788, n. 1, 2014, s. id. 83, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 788/1/83 . Hentet 10. desember 2014 .
  26. ^ P. Massey, KA Olsen; J. Parker, Oppdagelsen av en 12. Wolf-Rayet-stjerne i den lille magellanske skyen , i The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 115, n. 813, 2003, s. 1265-1268, DOI : 10.1086 / 379024 . Hentet 10. desember 2014 .
  27. ^ AZ Bonanos et al. , Spitzer SAGE-SMC Infrarød fotometri av massive stjerner i den lille magellanske skyen , i The Astronomical Journal , vol. 140, n. 2, 2010, s. 416-429, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 140/2/416 . Hentet 10. desember 2014 .
  28. ^ K. Neugent, P. Massey, The Wolf-Rayet Content of M33 , i The Astrophysical Journal , vol. 733, n. 2, 2011, s. id. 123, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 733/2/123 . Hentet 10. desember 2014 .
  29. ^ KF Neugent, P. Massey, C. Georgy, The Wolf-Rayet Content of M31 , i The Astrophysical Journal , vol. 759, n. 1, 2012, s. id. 11, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 759/1/11 . Hentet 10. desember 2014 .
  30. ^ MM Shara et al. , The Vast Population of Wolf-Rayet and Red Supergiant Stars in M101: I. Motivation and First Results , på arXiv.org , Cornell University. Hentet 10. desember 2014 .
  31. ^ MJ Barlow, DG Hummer, The WO Wolf-Rayet-stjerner , Wolf-Rayet-stjerner: Observasjoner, fysikk, evolusjon; Cozumel, Mexico, 18-22 september 1981 , Dordrecht, Reidel Publishing, 1982, s. 387-392, DOI : 10.1007 / 978-94-009-7910-9_51 , ISBN  978-90-277-1470-1 . Hentet 13. desember 2014 .
  32. ^ W.-R. Hamann, G. Gräfener, A. Liermann, The Galactic WN stars. Spektralanalyser med linjedekkede modellatmosfærer versus stjerneevolusjonsmodeller med og uten rotasjon , i Astronomy and Astrophysics , vol. 457, n. 3, 2006, s. 1015-1031, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065052 . Hentet 13. desember 2014 .
  33. ^ A. Barniske, W.-R. Hamann, G. Gräfener, Wolf-Rayet stjerner i karbonsekvensen , Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology, Tartu, Estland, 15.-19. august 2005 , Astronomical Society of Pacific, 2006, s. 243-244, ISBN  978-1-58381-221-1 . Hentet 13. desember 2014 .
  34. ^ En gigantisk, ulmende stjerne , på spacetelescope.org , ESA / Hubble & NASA. Hentet 16. desember 2014 .
  35. ^ SV Rublev, Dynamic State of the Atmospheres of Wolf-Rayet Stars , i Soviet Astronomy , vol. 8, 1965, s. 848-852. Hentet 21. desember 2014 .
  36. ^ PS Conti, Mémoires de la Société royale des sciences de Liège , vol. 9, 1976, s. 193-212.
  37. ^ AFJ Moffat, L. Drissen, C. Robert, Observasjonsforbindelser mellom LBV'S og andre stjerner, med vekt på Wolf-Rayet-stjerner , fysikk av lysende blå variabler. 113th Colloquium of the International Astronomical Union, Val Morin, Quebec-provinsen, Canada, 15.–18. august 1988 , Springer, 1989, s. 229-240, DOI : 10.1007 / 978-94-009-1031-7_27 , ISBN  978-0-7923-0443-2 . Hentet 23. desember 2014 .
  38. ^ RM Humphreys, The Wolf-Rayet Connection - Luminous Blue Variables and Evolved Supergiants (review) , Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies. 143rd Symposium of the International Astronomical Union, Sanur, Bali, Indonesia, 18-22 juni 1990 , Dordrecht, Kluwer, 1991, s. 495-498, Bibcode : 1991IAUS..143..485H . Hentet 23. desember 2014 .
  39. ^ a b c Jose H. Groh et al. , Grunnleggende egenskaper til kjernekollaps Supernova og GRB forfedre: Forutsi utseendet til massive stjerner før døden , 2013, arXiv : 1308.4681v1 . Hentet 23. desember 2014 .
  40. ^ a b c Onno Pols, Pre-supernova-evolusjon av massive stjerner ( PDF ), om stjernestruktur og evolusjon , Radboud Universiteit Nijmegen. Hentet 9. januar 2015 .
  41. ^ a b c M. Limongi, A. Chieffi, Presupernova Evolution and Explosive Nucleosynthesis of Zero Metal Massive Stars , i The Astrophysical Journal Supplement , vol. 199, n. 2, 2012, s. id. 38, DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 199/2/38 . Hentet 9. januar 2015 .
  42. ^ J. Groh et al. , Utviklingen av massive stjerner og deres spektre I. En ikke-roterende 60 Msun-stjerne fra null-alders hovedsekvens til pre-supernovastadiet , arXiv : 1401.7322 . Hentet 10. januar 2015 .
  43. ^ N. Smith, PS Conti, On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback , i The Astrophysical Journal , vol. 679, n. 2, 2008, s. 1467-1477, DOI : 10.1086 / 586885 . Hentet 9. januar 2015 .
  44. ^ F. Tramper et al. , Om naturen til WO3-stjernen DR1 i IC 1613 ( PDF ), 2013, arXiv : 1312.1555v1 . Hentet 2. januar 2015 .
  45. ^ U. Oberlack et al. , COMPTEL-grenser på 26 Al 1.809 MeV-linjeutslipp fra gamma2 Velorum , i Astronomy and Astrophysics , vol. 353, 2000, s. 715-721. Hentet 2. januar 2015 .
  46. ^ Georges Meynet et al. , Red Supergiants, Luminous Blue Variables og Wolf-Rayet-stjerner: The single massive star perspective , i Société Royale des Sciences de Liège , vol. 80, n. 39, 2011, s. 266-278. Hentet 1. januar 2015 .
  47. ^ JJ Eldridge et al. , Massive stjerners død - II. Observasjonsbegrensninger på forfedrene til Type Ibc supernovaer , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 436, n. 1, 2013, s. 774-795, DOI : 10.1093 / mnras / stt1612 . Hentet 3. januar 2015 .
  48. ^ JH Groh, C. Georgy, S. Ekström, Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet-stjerne som mulig stamfader til SN Ib iPTF13bvn , i Astronomy & Astrophysics , vol. 558, 2013, s. id. L1, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322369 . Hentet 3. januar 2015 .
  49. ^ a b gam02 Vel , på SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Hentet 4. januar 2015 .
  50. ^ tet Mus , på SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Hentet 4. januar 2015 .
  51. ^ PA Crowther, R136-stjernehopen er vert for flere stjerner hvis individuelle masse overskrider den aksepterte stjernemassegrensen på 150 Msolar , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 408, n. 2, 2010, s. 731-751, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17167.x . Hentet 4. januar 2015 .
  52. ^ PG Tuthill, The Prototype Colliding - Wind Pinwheel WR 104 , i The Astrophysical Journal , vol. 675, n. 1, 2008, s. 675-698, DOI : 10.1086 / 527286 . Hentet 4. januar 2015 .

Bibliografi

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker