Wolfova–Rayetova hvězda

Technology

12 hours ago

Author

Wolfova–Rayetova hvězda je typ hvězdy nazývaný podle dvou astronomů Georges Beauchampa Wolfa a Gustava Rayeta, kteří v roce 1867 poprvé identifikovali tuto třídu hvězd. Wolfova–Rayetova hvězda je velmi horká, obrovská hvězda na konci svého vývoje. Vyznačuje se extrémním zářením, ztrátou hmoty a vysokou metalicitou. Tento typ hvězdy často vykazuje silné emisní čáry z horkého prachu a plynů v okolí hvězdného jádra. Wolfova–Rayetova hvězda se často nachází v mladých hvězdných klastrách nebo v oblastech s aktivními hvězdnými výbuchy.

hvězdného větru s materiálem vyvrženým v dřívějších stádiích života této hvězdy Wolfovy-Rayetovy hvězdy jsou velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let).

Oproti ostatním hvězdám hlavní posloupnosti obsahují jen málo vodíku a naopak v nich převažují těžší prvky jako dusík nebo uhlík.

Charakteristika

Hmotnost Wolfových-Rayetových hvězd se pohybuje v rozsahu 25-60 hmotností Slunce. Povrchová teplota dosahuje 25 000 až 100 000 K, s maximem vyzařování v ultrafialové oblasti.

Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově 10−5 hmotnosti Slunce za rok), vlivem čehož vznikají v jejich okolí specifický typ emisní mlhoviny - Wolfova-Rayetova mlhovina.

Spektrální třída Wolfových-Rayetových hvězd má samostatné označení W (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké - anglicky wide).

K roku 2024 bylo v naší Galaxii známo 669 Wolfových-Rayetových hvězd, odhaduje se však, že by jich měl být asi dvojnásobek.

Typy Wolfových-Rayetových hvězd

Wolfovy-Rayetovy hvězdy jsou dvojího typu podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru * typ N, v jehož spektru převažuje dusík * typ C, v jehož spektru převažuje uhlík

Tyto třídy odpovídají postupnému vývoji Wolfovy-Rayetovy hvězdy: hvězdy typu N jsou vývojově mladší než hvězdy typu C.

Stupně vývoje

Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy vodík, začne hvězda spalovat helium na uhlík. Konvektivní zóna zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k mísení hmoty v jádře a na povrchu. +more Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru.

Po vyhoření helia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Fáze přeměny od uhlíku na železo trvá jenom stovky let.

Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově 10−5 hmotnosti Slunce za rok), vlivem čehož vznikají v jejich okolí emisní mlhoviny.

Wolfovy-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako supernovy nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako hypernovy. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o těžké prvky.