Wolfin–Rayetin tähti

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Wolfin–Rayetin tähti (lyhennys WR-tähti) eli heliumtähti on kehityskaarensa loppuvaiheissa oleva massiivinen tähti, joka menettää nopeasti 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]

Linnunradassa on 227 tunnettua Wolf–Rayetin tähteä, Suuressa Magellanin pilvessä noin 100 ja Pienessä Magellanin pilvessä 12, mikä kertoo WR-tähtien harvinaisuudesta ja kehitysvaiheen lyhyestä kestosta.lähde?

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.

Synty[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubble-avaruusteleskoopin kuva Wolfin–Rayetin tähdestä.

On arveltu, että useista 40–120 kertaa Aurinkoa massiivisemmista O-spektriluokan tähdistä kehittyy Wolfin–Rayetin tähtiä pääsarjan jälkeen, ennen räjähtämistään supernovana. Tähdet ovat yleensä kaksoistähtijärjestelmän komponentteja. Tarkka syntymekanismi on yhä epäselvä, mutta selitykseksi on ehdotettu tähden sisä- ja ulkokerrosten voimakasta sekoittumista massiivisten tähtien pyöriessä nopeasti itsensä ympäri tai tähden ulko-osien irtaantumista esimerkiksi lähekkäisessä kaksoistähtijärjestelmässä massiivisen komponentin vetovoiman vaikutuksesta. Jälkimmäinen syy selittäisi sen, miksi monella Wolfin–Rayetin tähdellä on kumppanina O-luokan tähti, jonka massa saattaa olla jopa tätä suurempi.

Wolfin–Rayetin vaihe kestää keskimäärin 500 000 vuotta, jonka 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.

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.

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.

Rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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.

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.

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.

Alaluokat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Wolfin–Rayetin tähdet voidaan jakaa alaluokkiin pinnan koostumuksen mukaan:

  • WN-tyypin tähti, jossa typpi on hiiltä yleisempi alkuaine. Kyseessä on myös WR-tähtien kirkkain ja massiivisin tyyppi. WN-tyypin tähtien alaluokkia ovat:
    • WNL-tähti, joissa vetyä esiintyy yhä jossain määrin
    • WNE-tähti, joissa vetyä ei havaita lainkaan ja joka on WNL-tähtiä tiiviimpi ja kuumempi
  • WC-tyypin tähti, pitkälle kehittynyt WR-tähti, jonka pinta koostuu heliumin ja hapen ohella jopa 40-prosenttisesti hiilestä. WC-tyypin tähdet ovat vähemmän valovoimaisia mutta vastaavasti kaikkein kuumimpia.
  • Joskus erotetaan omaksi ryhmäkseen myös harvinaiset WO-tyypin tähdet, joissa happea on enemmän kuin hiiltä.

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.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b J.K. Cannizzo: Ask an Astrophysicist: Wolf-Rayet Stars 3.6.1998. NASA. Viitattu 28.3.2013. (englanniksi)