Wolfin–Rayetin tähti
Wikipedia
Wolfin–Rayetin tähti eli WR-tähti tai heliumtähti on erittäin massiivisten tähtien kehityskaaren vaihe, jossa tähti menettää nopeasti massaansa aurinkotuulen muodossa ja sen pintalämpötila kohoaa jopa 70 000 celsiusasteeseen. Wolfin–Rayetin tähtiä tunnetaan Linnunradassa 227, Suuressa Magalhãesin pilvessä satakunta ja Pienessä Magalhãesin pilvessä 12, mikä kertoo WR-tähtien harvinaisuudesta ja kehitysvaiheen lyhyestä kestosta. Tähtityypin löysivät ranskalaiset tähtitieteilijät Charles Wolf (1827–1918) ja Georges Rayet (1839–1906) tekemiensä spektroskooppisten mittausten perusteella vuonna 1867. Tähdille on annettu oma spektriluokka W niiden poikkeuksellisen spektrin johdosta.
[muokkaa] Rakenne
Wolfin–Rayetin tähdet ovat menettäneet tai parhaillaan menettämässä vetykuorensa, jolloin sen alta on paljastunut kuuma heliumydin. Siksi näitä tähtiä sanotaan 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 saatu 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 tähdet voidaan jakaa alatyyppeihin pinnan koostumuksen mukaan: WN-tyyppisissä tähdissä typpi on hiiltä yleisempi alkuaine ja ne ovat kaikkein massiivisimpia sekä kirkkaimpia WR-tähtiä; pisimmälle kehittyneessä WC-tyypissä pinta koostuu heliumin ja hapen ohella jopa 40-prosenttisesti hiilestä ja tähdet ovat vähemmän valovoimaisia mutta vastaavasti kaikkein kuumimpia. WN-tyyppi on jaettu edelleen myöhäisvaiheen WNL-tähtiin, joissa vetyä esiintyy yhä jossain määrin ja varhaisvaiheen WNE-tähtiin, joissa vetyä ei havaita lainkaan ja jotka ovat WNL-tähtiä tiiviimpiä ja kuumempia. Joskus erotetaan omaksi ryhmäkseen myös harvinaiset WO-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.
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.
[muokkaa] Synty
On arveltu, että useat 40–120 kertaa Aurinkoa massiivisemmat O-spektriluokan tähdet siirtyvät pääsarjasta Wolfin–Rayetin tähdiksi ennen räjähtämistään supernovana. Tähdet esiintyvät usein kaksoistähdissä, joissa toinen komponentti on erittäin massiivinen O-luokan tähti. 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 kertaa Aurinkoa vastaavan massan ympäröivään avaruuteen. Vuositasolla tämä tarkoittaa noin 10–15 Maan massan suuruista menetystä. Vaiheen edetessä tähdet ovat ensin muuttujia, 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.
