Wolf-Rayet-stjerner: Hvad er de? Definition, massetab og temperatur
Wolf‑Rayet‑stjerner: definition, ekstremt høje temperaturer, kraftigt massetab og blå UV‑stråling — alt om deres egenskaber, udvikling og rolle i universet.
Wolf-Rayet-stjerner (WR-stjerner) er udviklede, massive stjerner (oprindeligt over 20 solmasser). De mister hurtigt masse ved hjælp af en meget stærk stjernestjernevind med hastigheder på op til 2000 km/s. Mens vores egen sol mister ca. 10−14 solmasser om året, mister Wolf-Rayet-stjerner typisk 10−5 solmasser om året.
Wolf-Rayet-stjerner er ekstremt varme med overfladetemperaturer på mellem 30.000 K og omkring 200.000 K, hvilket får dem til at se blå ud i farven. De er også meget lysstærke, fra titusindvis til flere millioner gange Solens bolometriske lysstyrke, selv om de ikke er usædvanligt lysstærke visuelt set, da det meste af deres lys er i fjern ultraviolet og endda "blød" røntgenstråling.
Kendetegn og klassifikation
Spektralt kendetegnes Wolf-Rayet-stjerner ved stærke, brede emissionslinjer i stedet for de smalle absorptionslinjer, man ser hos mange andre stjerner. Emissionslinjerne stammer fra den tætte, hurtige vind og viser typisk elementer som helium og enten nitrogen, carbon eller oxygen. Derfor inddeles WR-stjerner i hovedgrupperne:
- WN — linjer af nitrogen og helium;
- WC — linjer af carbon og helium;
- WO — linjer af oxygen (meget sjældne og ofte de varmeste WR-stjerner).
Nogle WR-stjerner viser stadig resten af hydrogen i deres spektrum (angivet med et "h"), mens andre er hydrogenfattige og viser produkter af kerneforbrænding (helium, carbon, oxygen). WO-klassen repræsenterer typisk den mest avancerede kemiske fase.
Hvordan dannes de?
Wolf-Rayet-stjerner er et udviklingstrin for meget massive stjerner. En typisk vej er:
- En oprindelig massiv O-stjerne (> ca. 20–25 solmasser, afhængig af metallisitet) mister masse gennem kraftig stråling og vind.
- Når den ydre hydrogenrige skal fjernes (enten ved egen vind eller ved masseoverførsel i et tæt binært system), bliver det indre, helium- og tungere-element-holdige lag synligt — stjernen fremstår som en WR-stjerne.
I tætte binære systemer kan mindre massive stjerner også "strippes" via massetransfer og opføre sig som WR-stjerner trods lavere oprindelig masse.
Massetab og stjernedynamik
Massetabet hos WR-stjerner er ekstremt højt sammenlignet med Solen. Vindene er tætte og hurtige, hvilket fører til:
- Terminalhastigheder på op til ~2000 km/s (kraftige chokbølger og brede spektrallinjer).
- Massetab på størrelsesordenen 10−5 solmasser om året, nogle gange mere, hvilket korter den resterende levetid drastisk.
Den kraftige vind skaber ofte udblæste bobler og ringe rundt om stjernen og påvirker det omgivende interstellare medium ved at drive chokfrontener og berige rummet med helium, carbon, nitrogen og oxygen.
Temperatur, lysstyrke og observation
Overfladetemperaturerne (30.000–200.000 K) betyder, at størstedelen af deres energiproduktion ligger i ultraviolet og blød røntgenstråling. Derfor kan en WR-stjerne være ekstremt bolometrisk lysstærk (titusindvis til millioner gange Solen), men ikke nødvendigvis meget lysstærk i synligt lys. Studier af WR-stjerner kræver ofte ultraviolet- og røntgenobservationer fra rumteleskoper, mens nogle WC-stjerner med støv også ses stærkt i infrarødt.
Levetid og endestadium
WR-fasen er kort — typisk nogle 105 til få 105 år — i en stjernes samlede livscyklus. Mange WR-stjerner ender som supernovaer af type Ib eller Ic (når der ikke længere er hydrogen og eventuelt ikke så meget helium tilbage i ydre lag). Under særlige omstændigheder (hurtig rotation og lav metallisitet) kan en WR-stjerne blive koblet til langvarige gammastråleudbrud (long GRBs) ved kollaps.
Betydning i galaktisk kontekst
- De beriger galaxer med tunge grundstoffer (C, N, O) og påvirker efterfølgende stjernedannelse gennem mekanisk energi og ionisering.
- WR-stjerner i tætte systemer skaber spektakulære fænomener som kolliderende vinde og støvspiraler (fx kendte systemer som "pinwheel" omkring nogle WC+OB-binære systemer).
Eksempler og observationstips
Der findes flere kendte WR-stjerner i både Mælkevejen og i nærliggende galakser. Nogle er lette at genkende på grund af stærke emissionslinjer i deres optiske spektrum eller ved stærk infrarød emission fra støv. Observation i ultraviolet og røntgen giver ofte vigtig information om vindens fysik og temperaturfordeling.
Opsummering
Wolf-Rayet-stjerner er kortelevende, meget massive og varme stjerner med kraftige vinde og højt massetab. De er vigtige for forståelsen af massiv stjerneudvikling, kemisk berigelse af galakser og for endetilstandene af meget massive stjerner (type Ib/c supernovaer og eventuelt GRBs). Deres spektrale karakteristika (bredde emissionslinjer af He, N, C, O) og ekstreme fysiske forhold gør dem til fascinerende laboratorier for astrofysik.
Hubble Space Telescope billede af stjernetågen M1-67 omkring ulve-stråle stjernen WR 124.
Præcisering af begreber
I astronomi er luminositet ikke helt det samme som lysstyrke. Luminositet er et mål for den samlede mængde energi, der udsendes af en stjerne eller et andet astronomisk objekt i SI-enhederne joule pr. sekund, som er watt. En watt er en enhed for effekt, og ligesom en glødepære måles i watt, gælder det også for Solen, som har en samlet effekt på 3,846×1026 W. Dette tal er den grundlæggende måleenhed, der anvendes i astronomi: det kaldes 1 sollysstyrke, og symbolet for denne er L ⊙ {\displaystyle L_{\odot }} 
.
Strålingsstyrke er imidlertid ikke den eneste måde at opfatte lysstyrke på, så der anvendes også andre målinger. Den mest almindelige er den tilsyneladende størrelsesorden, som er den opfattede lysstyrke af et objekt fra en observatør på Jorden ved synlige bølgelængder. Andre målinger er absolut størrelse, som er et objekts iboende lysstyrke ved synlige bølgelængder uanset afstanden. Målestokken for luminans er "bolometrisk magnitude", dvs. den samlede effekt, der afgives på tværs af alle bølgelængder.
Søge