Sterne von Wolf-Rayet (häufig verwiesen auf als WR Sterne), werden massive Sterne entwickelt (mehr als 20 Sonnenmassen am Anfang), die Masse schnell mittels eines sehr starken Sternwinds, mit Geschwindigkeiten bis zu 2000 km/s verlieren. Während unsere eigene Sonne etwa 10 Sonnenmassen jedes Jahr verliert, verlieren Sterne von Wolf-Rayet normalerweise 10 Sonnenmassen pro Jahr.

Sterne von Wolf-Rayet sind mit Oberflächentemperaturen im Rahmen 25,000 K zu 50,000 K sehr heiß.

Beobachtungsgeschichte

1867, Astronomen, die die 40 Cm verwenden, das Fernrohr von Foucault an der Pariser Sternwarte hat drei Sterne in der Konstellation Cygnus entdeckt (hat jetzt HD191765, HD192103 und HD192641 benannt), der breite Emissionsbänder auf einem sonst dauernden Spektrum gezeigt hat. Die Namen der Astronomen waren Charles Wolf und Georges Rayet, und so ist diese Kategorie von Sternen genannte Sterne von Wolf-Rayet (WR) geworden. Die meisten Sterne zeigen Absorptionsbänder im Spektrum, infolge des Liegens auf Elementen fesselnde leichte Energie an spezifischen Frequenzen. Die Zahl von Sternen mit Emissionslinien ist ziemlich niedrig, so waren das klar ungewöhnliche Gegenstände.

Die Natur der Emissionsbänder in den Spektren eines Sterns von Wolf-Rayet ist ein Mysterium seit mehreren Jahrzehnten geblieben. Edward C. Pickering hat theoretisiert, dass die Linien durch einen ungewöhnlichen Staat von Wasserstoff verursacht wurden, und es gefunden wurde, dass diese "Reihe von Pickering" von Linien einem der Reihe von Balmer ähnlichen Muster gefolgt ist, als halbintegrierte Quantenzahlen eingesetzt wurden. Es wurde später gezeigt, dass sich die Linien aus der Anwesenheit von Helium ergeben haben; ein Benzin, das 1868 entdeckt wurde.

Vor 1929 wurde die Breite der Emissionsbänder dem Erweitern von Doppler, und folglich zugeschrieben, dass sich das Benzin, das diese Sterne umgibt, mit Geschwindigkeiten von 300-2400 km/s bewegen muss

entlang der Gesichtslinie. Der Beschluss bestand darin, dass ein Stern von Wolf-Rayet ständig Benzin in den Raum vertreibt, einen dehnbaren Umschlag von Nebelbenzin erzeugend. Die Kraft, die das Benzin an den hohen beobachteten Geschwindigkeiten vertreibt, ist Strahlendruck.

Zusätzlich zu Helium wurden Emissionslinien von Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff in den Spektren von Sternen von Wolf-Rayet identifiziert. 1938 hat die Internationale Astronomische Vereinigung die Spektren von Sternen von Wolf-Rayet in Typen WN und WC je nachdem eingeteilt, ob das Spektrum durch Linien des Stickstoffs oder Kohlenstoff-Sauerstoffes beziehungsweise beherrscht wurde.

Beschreibung

Sterne von Wolf-Rayet sind eine normale Bühne in der Evolution von sehr massiven Sternen, in denen starke, breite Emissionslinien von Helium und Stickstoff ("WN" Folge) oder Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff ((WC)-Folge) sichtbar sind. Wegen ihrer starken Emissionslinien können sie in nahe gelegenen Milchstraßen identifiziert werden.

Ungefähr 300 Wolf-Rayets wird in unserer eigenen Milchstraße-Milchstraße katalogisiert. Diese Zahl hat sich während der letzten Jahre als das Ergebnis von sehr tiefen photometrischen und spektroskopischen Überblicken geändert, die dem Entdecken dieser Art des Gegenstands im Galaktischen Flugzeug gewidmet sind. Zusätzlich sind ungefähr 100 in der Großen Magellanic Wolke bekannt, während nur 12 in der Kleinen Magellanic Wolke und noch viele in Milchstraßen in Local Group und nahe gelegenen Milchstraßen (M83, NGC300, usw.) identifiziert worden sind.

Mehrere Astronomen, unter ihnen Rublev (1965) und Conti (1976) hat ursprünglich vorgeschlagen, dass die WR Sterne als eine Klasse von massiven O-Sternen hinuntergestiegen werden, in denen die starke Sternwindeigenschaft von äußerst leuchtenden Sternen die unverarbeiteten H-rich Außenschichten vertrieben haben.

Die charakteristischen Emissionslinien werden im verlängerten und dichten Hoch-Geschwindigkeitswindgebiet gebildet, das den sehr heißen Sternphotobereich einwickelt, der eine Überschwemmung der UV Radiation erzeugt, die Fluoreszenz im linienbildenden Windgebiet verursacht.

Dieser Ausweisungsprozess deckt in der Folge, zuerst die am Stickstoff reichen Produkte des CNO Zyklus-Brennens von Wasserstoff (WN Sterne), und später die am Kohlenstoff reiche Schicht wegen Seiner das Brennen (WC und WO Sterne) auf.

Wie man

glaubt, schreiten die meisten dieser Sterne schließlich fort, um supernovae des Typs Ib oder Typ Ic zu werden.

Einige (ungefähr 10 %) der Hauptsterne von planetarischen Nebelflecken, sind trotz ihres viel tiefer (normalerweise ~0.6 Sonnen-) Massen auch Beobachtungs-des WR-Typs; d. h. sie zeigen Emissionslinienspektren mit breiten Linien von Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff. Angezeigt [WR], sie sind viel ältere Gegenstände ist von entwickelten Sternen der niedrigen Masse hinuntergestiegen und sind nah mit dem Weiß verbunden, ragt aber nicht mit den sehr jungen, sehr massiven Sternen über, die den Hauptteil der WR Klasse umfassen.

Evolutionsmodelle

Evolutionsmodelle von WR Sternen.

Für Sterne von ~75 M

• O  WN (H-rich)  LBV  WN (H-poor)  WC  SN Ic

Für Sterne von ~40-75 M

• O  LBV  WN (H-poor)  WC  SN Ic

Für Sterne von 25-40 M

• O  LBV  WN (H-poor)  SN Ib

ODER

• O  RSG  WN (H-poor)  SN Ib

Es ist für einen Stern von Wolf-Rayet möglich, zu einer "collapsar" Bühne in seinen Todeswehen fortzuschreiten: Das ist, wenn der Kern des Sterns zusammenbricht, um ein schwarzes Loch zu bilden, im Umgebungsmaterial ziehend. Wie man denkt, ist das der Vorgänger eines langen Gammastrahl-Platzens.

Das am besten bekannte (und am meisten sichtbar) das Beispiel eines Sterns von Wolf-Rayet ist Gamma 2 Velorum (γ ² Vel), der ein heller Stern ist, der zu jenen gelegener Süden von 40 Graden nördliche Breite sichtbar ist. Eines der Mitglieder des Sternsystems (Gamma ist Velorum wirklich mindestens sechs Sterne), ist ein Stern von Wolf-Rayet. Wegen der exotischen Natur seines Spektrums (helle Emissionslinien anstatt dunkler Absorptionslinien) wird es der "Geisterhafte Edelstein der Südlichen Himmel" synchronisiert.

Siehe auch

• Gammastrahl hat gesprengt
• Hypernova
• Milchstraße von Starburst
• Nebelfleck von Wolf-Rayet
• WR 104

Außenverbindungen

• physics.usyd.edu.au Einige Sterne von Wolf-Rayet in Dualzahlen sind nah genug, dass wir einen rotierenden "Feuerrad-Nebelfleck" Vertretung vom Staub darstellen können, der durch kollidierende Winde im binären System von der Öffnung erzeugt ist, die Interferometry Beobachtungen Maskiert.
• harvard.edu Sterne von Wolf-Rayet: Geisterhafte Klassifikationen
• astro.lsa.umich.edu ApJ 525:L97-L100 am 10. November 1999. Monnier, Tuthill & Danchi: Feuerrad-Nebelfleck Um WR98a (PDF)
• uk.arxiv.org Januar von ApJ 3,2005. Dougherty, u. a.: Hohe Entschlossenheitsradiobeobachtungen des Kollidierenden Winds Binärer WR140 (PDF)
• harvard.edu Ein Katalog von nördlichen Sternen von Wolf-Rayet und den Hauptsternen von Planetarischen Nebelflecken (Harvard)
• nytimes.com sehen Wissenschaftler Supernova in der Handlung
• nasa.gov Große Alte Sterne Sterben Allein (NASA) nicht