Wolf-Rayet star (0)

Wolf -Rayet star
Avastamisest
1867. aastal kasutasid astronoomid 40 cm pikkust pariisi observatooriumis olevat Focault teleskoopi ning avastasid Cygnusi tähtkujust kolm tähte, mille muidu ühtlasest spektrumist kiirgas eredalt välja valgusvihke. Astronoomide nimed olid Charles Wolf ja Georges Rayet ning seepärast saigi see tähekogum nimeks Wolf-Rayet tähed (WR tähed).
1987. aastaks oli lisaks 159 vastavatele tähele Galaktikas leitud veel 100 Wolf-Rayet tähte Suures Magalhaesi Pilves , 8 Väikeses Magalhaesi Pilves ja mõned teistes galaktikates. Aastaks 1992 oli Galaktikas teada juba 173 WR-tähte.
Wolf-Rayet tähed
Wolf-Rayet tähti, mida nimetatakse ka WR tähtedeks, on välja kujunenud hiiglaslikeks tähtedeks, millel on algselt 20 päikese mass. Kuid nad kaotavad suure osa oma massist väga kiiresti ning sellepärast on kogu see moodustis sarnane tähetuulega, mis võib liikuda 2000 km/h kiirusega. WF-tähed on väga kuumad – nende pinnatemperatuur on 25 000 K-nist kuni 50 000 K-nini.
Enamustel tähtedest on spektril olemas neelavad ribad , mis on tekkinud üleliigset energiat neelavatest ainetest, mis neelavad energiat vaid kindlatel sagedustel . Ent kiirgeribadega tähti ei ole palju ning nad on olemuselt ebatavalised ja erilised.
Kiirgusvihud
WR tähtede spektrumis olevate kiirgus vihkude olemus ning tekkimine oli aastakümneid saladuseks, kuni Edward C. Pickering avaldas teooria, et vihud on tekkinud erilises olekus oleva vesiniku kogumi tõttu. Alles hiljem avastati et vihud on tekkinud ühe teise, 1868 aastal avastatud elemendi, – heeliumi kaasamisel. Lisaks heeliumile on WR-tähtede kiirgusribades veel ka süsiniku, hapniku ja lämmastiku ühendeid. 1938 aastal liigitas rahvusvaheline kosmoseagentuur WR-tähtede kiirgusribad WN ja EC kategooriatesse. Jagamine sõltus sellest, kas spektrumis oli rohkem lämmastiku vastavalt siis WN riba või süsinik-hapniku ühendeid ehk EC riba.
Massikadu
WR-tähed on suurima pideva massikaoga objektid kõigi täheklasside hulgas. Oma eluajal, mis on ligikaudu 500 tuhat aastat, jõuab WR-täht emiteerida tähtedevahelisse keskkonda ligikaudu 15 Päikese massi jagu ainet.
Nii suure aine väljavoolu tõttu nende tähtede nähtav fotosfäär mitu tuhat kilomeetrit sekundis liikuvas tähetuules muudab tähe parameetrite määramise raskeks. Nagu kõigil massi kaotavatel tähtedel, kiirendadakse ka WR-tähtede tuult tähe pinna lähedalt ja tuule kiirus kasvab eemaldudes tähest.
Huvitav
WR-tähed loetakse kaugele arenenud massiivsete tähtede hulka. On selgunud ka see, et WR- tähed on ära puhunud oma vesinikurikka kesta.
WR-tähed on hiigeltähtede evolutsiooni üks tüüpilistest arengujärkudest, mille jooksul on vaadeldavad tugeva konsentratsiooni ja suure pindalaga heeliumi ja lämmastiku WN või heeliumi, süsiniku ja happniku EC kiirgusribad selgesti nähtavad.
Tänu suurele kiirgusastmele on neid võimalik vaadelda lähedal asuvatest galaktikatest - ligikaudu 300 WR-tähte on siiamaani loetletud meie enda Linnutee galaktikas. See arv on aga muutunud viimaste aastate jooksul tänu väga põhjalikele fotomeertilistele ja spektroskoopilistele uuringutele, mis suunatigi galaktilisel tasapinnal olevatele sääraste objektide nagu WR-tähed otsimiseks. Ning ligikaudu 100 lisa WR-tähte sauvad Linnutee vendgalaktikas Suures Magalhaesi pilves ja 12 WR-tähte on kindlasks määratud Väikeses Magalahesi pilevs. Ning mõned üksikud tähed veel Linnutee kõrvalgalaktikatest.
Tuntuim
Tuntuimad ja kõige nähtavamad WR-tähed on Gamma 2 Velorum, mis on ere ja hästi vaadeldav. Samuti on Gamma Valorumi 6st tähest kosneva tähesüsteemi üks tähtedest WR-täht. Tänu tähe eredatele kiirgusribadele ning tumedatele neeldusribadele kutsutakse seda tihti ka Lõunataeva viirastuslikuks kalliskiviks.