Volfa-Rejeta (WR) zvaigznes — masīvas zvaigznes ar milzīgu masu zudumu

Volfa-Rejeta zvaigznes (WR zvaigznes) ir attīstījušās, ļoti masīvas zvaigznes, kuru sākotnējā masa parasti pārsniedz 20 Saules masas. Tās raksturo ārkārtīgi intensīva masu zuduma fāze — spēcīgi, ātri zvaigžņu vēji izstumj materiālu ar ātrumiem, kas var sasniegt 1 000–3 000 km/s (dažkārt līdz ~2 000 km/s un vairāk). Salīdzinājumam, ja mūsu Saule katru gadu zaudē aptuveni 10⁻¹⁴ Saules masas, tad Volfa-Rejeta zvaigznes tipiski zaudē aptuveni 10⁻⁵–10⁻⁴ Saules masas gadā — tātad milzīgu daudzumu salīdzinājumā ar parastajām zvaigznēm.

Raksturojums

Volfa-Rejeta zvaigznes ir ārkārtīgi karstas — to virsmas temperatūra svārstās no aptuveni 30 000 K līdz pat ~200 000 K — tāpēc tām raksturīga zila krāsa. Tās ir arī ļoti spožas bolometriski: spožums var būt no desmitiem tūkstošu līdz vairākiem miljoniem reižu lielāks par Sauli (bolometriska spožuma jēdzienu skatīt šeit). Tomēr vizuāli (redzamajā gaismā) tās reizēm nav tik izteikti spožas, jo liela daļa to izstarojuma notiek tālajā ultravioletajā un pat “mīkstajā” rentgena starojumā, kurā zemāku temperatūru zvaigznes nav tik spilgtas.

Spektrālās grupas un ķīmiskā sastāva īpašības

WR zvaigznes tiek klasificētas pēc to emisijas spektra galvenokārt divās vai trim grupās:

WN — dominē slāpekļa emisijas līnijas (parādās, kad ārējie slāņi satur produktus no ūdeņraža sadedzināšanas un slāpekļa cikla);
WC — dominē oglekļa un skābekļa emisijas līnijas (parāda, ka zvaigznē atklājas Helija kodolreakciju produkti);
WO — reti un ļoti karstas zvaigznes, kur dominē skābekļa līnijas.

Daudzas WR zvaigznes ir stipri atūdeņradētas vai pat gandrīz bez attīstīta ūdeņraža slāņa, jo spēcīgo vēju dēļ vai bināro sistēmu ietekmē ārējie, ūdeņraža bagātie slāņi ir noskalojušies, atklājot dziļākus keramikā un kodolreakciju produktus (He, C, N, O).

Evolūcija un galīgais liktenis

Volfa-Rejeta fāze ir īslaicīga (salīdzinot ar zvaigznes mūža ilgumu) — parasti tikai daži desmiti tūkstoši līdz daži simti tūkstoši gadu. To iezīme ir intensīvs masu zudums, kas būtiski maina zvaigznes turpmāko attīstību un gala masu. Tā rezultātā WR zvaigznes bieži kļūst par progenitoriem Type Ib vai Ic supernovām (kad kodols sabrūk, bet ārējais ūdeņraža slānis jau ir pazudis). Dažas speciālas apstākļu kombinācijas (ātra rotācija, zems metāla saturs) var novest pie garo gama staru uzliesmojumu (long GRB) rašanās.

Bināras sistēmas, putekļu veidošanās un novērojumi

Daudzas WR zvaigznes ir bināras vai ir bijušas mijiedarbībā ar pavadoni. Bināras sistēmas ar diviem stipriem vējiem (piem., WR + O zvaigzne) rada sadursmes zonas, kurās tiek ražots spēcīgs X‑starojums, radioviļņi un reizēm — periodiski veidojas putekļu plūsmas. Pazīstami piemēri ir sistēmas kā Gamma Velorum (WR 11), WR 140 (episodiska putekļu veidošanās) un WR 104 (“spirālveida” putekļu pinwīla struktūra binārās sistēmas dēļ).

Kur tās atrodamas un cik izplatītas

Volfa-Rejeta zvaigznes parasti atrodas aktīvos zvaigžņu veidošanās reģionos, kopās un zvaigžņu burbulēs, kā arī ārpus mūsu Galaktikas — piemēram, Lielajā un Mazajā Magellāna Miglājā. Lai gan to kopējais skaits ir neliels (Mūsu Galaktikā atklāto WR zvaigžņu skaits ir daži simti, ar jauniem kandidātiem regulāri atklājami), tās ir svarīgas galaktikas ķīmiskā bagātināšanās un enerģijas bilances elementi.

Kāpēc WR zvaigznes ir nozīmīgas

Viņu masīvais masu zudums ietekmē supernovu tipu un gala objektu (neitronzvaigzne vai melnais caurums) veidošanos.
WR zvaigžņu stiprie vēji veido plašas emisijas miglājus un ietekmē jaunu zvaigžņu veidošanos ap tām.
Tās kalpo kā laboratorijas kodolprocesiem — redzam produktus, kas rodas zvaigznes iekšienē (He, C, N, O), kas palīdz saprast zvaigžņu evolūciju un galaktikas ķīmisko attīstību.

WR zvaigžņu atpazīšana pamatā notiek, labi novērojot to spektru — spēcīgas, platas emisijas līnijas ir raksturīgas pazīmes. Mūsdienās ar optiskajiem, UV un rentgena novērojumiem, kā arī radioviļņu detektoriem mēs varam pētīt to vēju struktūru, bināro mijiedarbību un izstarojuma īpašības, tā paplašinot izpratni par masīvo zvaigžņu dzīvi un nāvi.

Ar Hubble Space Telescope iegūtais miglumballes M1-67 attēls ap Vilka-Rayet zvaigzni WR 124.

Terminu precizēšana

Astronomijā spilgtums nav gluži tas pats, kas spožums. Ar spilgtumu mēra kopējo enerģijas daudzumu, ko izstaro zvaigzne vai cits astronomisks objekts, kas izteikts SI vienībās džoulos sekundē (vatos). Vats ir jaudas mērvienība, un tāpat kā spuldzīti mēra vatos, arī Saules kopējā jauda ir 3,846×10²⁶ W. Šis skaitlis ir astronomijā izmantotā pamatmetrika: to sauc par Saules spožumu, kura simbols ir L ⊙ {\displaystyle L_{\odot }}. $L_{\odot }$ .

Tomēr starojuma jauda nav vienīgais veids, kā konceptualizēt spilgtumu, tāpēc tiek izmantoti arī citi rādītāji. Visizplatītākais ir šķietamais lielums, kas ir objekta spilgtums, ko novērotājs uz Zemes uztver redzamajos viļņu garumos. Cita metrika ir absolūtais lielums, kas ir objekta iekšējais spilgtums redzamajā viļņu garumā neatkarīgi no attāluma. Spilgtuma mērvienība ir "bolometriskais lielums" - kopējā jauda visos viļņu garumos.