Gwiazdy Wolfa-Rayeta
Gwiazdy Wolfa-Rayeta (WR) to duże, gorące obiekty astronomiczne, które wyróżniają się szerokimi liniami w widmach emisyjnych, zamiast typowych wąskich linii absorpcyjnych. Zjawisko to tłumaczy się rozległymi, rozrzedzonymi powłokami gazowymi, które rozszerzają się z prędkościami od 1000 do 3000 km/s. Pierwsze gwiazdy tego typu zostały odkryte w 1867 roku przez Charles’a Wolfa i Georges’a Rayeta w konstelacji Łabędzia.
Gwiazdy WR są jednymi z najjaśniejszych gwiazd, z absolutnymi wielkościami gwiazdowymi w zakresie od -4 do -8 m. Ich średnice są około dwukrotnie większe niż Słońca, a masa przekracza 20 razy masę Słońca. Temperatura powierzchni gwiazd WR wynosi od 25 do 50 tysięcy K.
Typy gwiazd Wolfa-Rayeta
W naszej Galaktyce znanych jest kilkaset gwiazd WR, a w innych galaktykach więcej niż tysiąc. Gwiazdy te klasyfikuje się według typów widmowych:
- WN – zdominowane przez hel i azot
- WC – zdominowane przez węgiel i hel
- WO – zdominowane przez tlen, węgiel i hel
Brak linii wodoru w widmach gwiazd WR potwierdza ich nietypowy skład chemiczny, co może być wynikiem reakcji jądrowych w ich atmosferach. Gwiazdy typu WN wykazują obecność produktów cyklu CNO, natomiast gwiazdy typu WC prezentują produkty reakcji trzy alfa.
Ewolucja i końcowe etapy życia
Większość gwiazd Wolfa-Rayeta występuje w układach podwójnych z gwiazdami typu O lub B. Istnieje teoria, że gwiazdy WR są na etapie tuż przed wybuchem supernowej. Przykładem jest bezpośrednie powiązanie wybuchu supernowej typu IIb (SN 2013cu) z rozerwaniem gwiazdy WR w 2013 roku.
Gwiazdy WR mają masy od 10 do 25 mas Słońca, a ich czas życia na tym etapie ewolucji wynosi zaledwie 500 tysięcy lat. Mogą kończyć swoje istnienie jako supernowe typu Ib lub Ic, co często związane jest z długimi błyskami gamma. W takim przypadku gwiazda macierzysta powinna szybko rotować, co może być efektem oddziaływania z towarzyszem w układzie podwójnym lub niskiej metaliczności, co osłabia wiatr gwiazdowy, a tym samym spowalnia rotację.
