Wolf-Rayetovy hvězdy jsou extrémně horké a mimořádně svítivé stálice na HR diagramu

Wolf-Rayetovy hvězdy, klasifikace těchto extrémně horkých a svítivých hvězd

Mezi neobyčejně horké, ale také velice vzácné hvězdy patří tzv. Wolf-Rayetovy hvězdy. Vždyť v naší Galaxii je dnešní vědě známo jen asi 500 Wolf-Rayetových hvězd. To je dáno tím, že životnost takovýchto hvězd je mimořádně nízká. Řádově pouhý milión roků. A nebo i méně.

Tyto hvězdy nejsou pozorovány pouze v naší Galaxii, ale díky jejich neobyčejné svítivosti i v dalších galaxiích. Například ve Velkém Magellanově mračnu dosud astronomové objevili asi 150 těchto hvězd, v sousedním Malém Magellanově mračnu asi 10. Některé Wolf-Rayetovy hvězdy se dokonce nacházejí v centrech planetárních mlhovin (u méně než 10 % z nich).

V galaxii M 33 v souhvězdí Trojúhelníku bylo dosud objeveno přes 200 Wolf-Rayetových hvězd, v galaxii M 31 v souhvězdí Andromedy asi 150 Wolf-Rayetových hvězd. Ve vzdálené spirální galaxii M 101 v souhvězdí Velké medvědice astronomové dosud zaznamenali přes 1 000 těchto horkých hvězd což je více, než dosud podle odhadů neobjevených Wolf-Rayetových hvězd v celé místní skupině galaxií.

Wolf-Rayetovy hvězdy na HR diagramu

Dnes jsou Wolf-Rayetovy hvězdy chápány jako přirozené, byť velice krátké stádium vývoje velice masivních (těžkých) hvězd. Ty se na HR diagramu během svého vývoje poměrně často a velice výrazně přesouvají a mění barvy (povrchovou teplotu). Jsou jakýmisi poutníky Hertzsprungova-Russellova digramu.

Čtěte také: Wolf-Rayetovy hvězdy v NGC 3603, úžasný svět vznikajících hvězd

Tyto těžké hvězdy se tak po určitou dobu svého vývoje mohou jevit jako modří nadobři (obři), kteří se přes stádium žlutého veleobra (hyperobra) přesunou (pokud neexplodují již v těchto ranějších stádiích jako supernova) do fáze rudého veleobra.

Někteří chladnější veleobři spektrálních typů G, K, M se ale podle některých prací naopak mohou přesunout nazpět do levé horní části Hertzsprungova diagramu jako modří veleobři a nebo právě Wolf-Rayetovy hvězdy. Možné jsou i změny Wolf-Rayetových hvězd na modré nadobry (obry) v případě WNh hvězd (viz níže). Přesný mechanismus vzniku WR hvězd však ještě není přesně znám, mnoho dosud nezodpovězených otázek zůstalo i pro naše 21. století.

Objev Wolf-Rayetových hvězd

Poprvé si zvláštností ve spektrech těchto zřídkavých hvězd všimli Charles Wolf (1827 - 1918) a Georges Rayet (1839 - 1906) na Pařížské observatoři v roce 1867. Tehdy pozorovali tři hvězdy spektrálního typu O v souhvězdí Labutě s opravdu nezvyklými spektry. Jednalo se o hvězdy HD 191765, HD 192103 a HD 192641 (nebo také WR 134 , WR135 a WR137).

Zvláštností spekter těchto pozorovaných hvězd však badatelé tehdy osvětlit nedokázali. Na alespoň hrubé pochopení fyzikální podstaty Wolf-Rayetových hvězd si věda musela počkat až do první poloviny 20. století. Vedle velice odlišných spekter těchto hvězd je odlišná i svítivost WR hvězd. Je podstatně vyšší než svítivost obyčejných hvězd odpovídajících hmotností.

Spektra Wolf-Rayetových hvězd

Ve spektrech Wolf-Rayetových hvězd se objevují široké emisní čáry hélia (He I a He II), uhlíku (C III a C IV), křemíku (Si), kyslíku (O) a dusíku (N III). Emisní čáry vodíku se prakticky neobjevují a nebo jsou mimořádně slabé. Toto nezvyklé rozšíření emisních čar je dáno vysokými povrchovými teplotami těchto hvězd a rychle se rozpínající atmosférou těchto hvězd.

Podle toho, který z výše uvedených prvků ve spektrech převládá se Wolf-Rayetovy hvězdy (W) označují jako WC hvězdy (C - uhlík, může být přítomen i kyslík) a nebo WN hvězdy (N - dusík). Třetí třída - WO hvězdy (O - kyslík) je velice sporadická, astronomové dnes pozorují jen pár takovýchto hvězd. Např. tři WO hvězdy se nacházejí v Malém Magellanově mračnu.

Označení W vychází z anglického wide (široký) podle širokých spektrálních čar ve spektrech těchto mimořádně horkých hvězd. Wolf-Rayetovy hvězdy se na HR diagramu nacházejí při levém horním okraji v okolí hlavní posloupnosti. Přesto se ale jedná o jednu z posledních vývojových etap života velice hmotných hvězd. Některé z teorií ale naopak předpokládají, že W hvězdy jsou naopak ve stádiu, kdy ještě nedosáhly hlavní posloupnosti.

Teplota, hmotnost a svítivost W hvězd

Wolf-Rayetovy hvězdy patří mezi nejtěžší pozorované hvězdy s nejkratší délkou života. Tyto extrémně svítivé hvězdy s povrchovou teplotou obvykle překračující 50 000 K a nezřídka blížící se 100 000 K se vyznačují neobvyklými spektry s ostrými emisními čárami ležícími v maximech spekter.

Povrchová teplota těch nejchladnějších Wolf-Rayetových hvězd neklesá pod 25 000 K až 30 000 K. Naopak u těch nejvíce horkých se předpokládá teplota povrchu až neuvěřitelných 200 000 K (WO hvězdy). Maximum energie proto vyzařují Wolf-Rayetovy hvězdy v ultrafialovém a nebo dokonce měkkém rentgenovém pásmu elektromagnetického spektra.

Hmotnost Wolf-Rayetových hvězd se obvykle pohybuje v rozmezí 20 M_S - 60 M_S (M_S je hmotnost Slunce) a v některých případech překračuje i hmotnost 60 M_S.

Svítivost těchto hvězd se pohybuje někde v rozmezí 10⁵ až 10⁶ L_S (L_S je svítivost Slunce). Cirka 100 000 těch nejsvítivějších WR hvězd by se svou svítivostí vyrovnalo zářivému výkonu naší Galaxie, která se s řádově 10¹¹ hvězdami řadí k těm velkým.

Fyzické charakteristiky WN hvězd

Fyzické charakteristiky WC / WO hvězd

Ve výše uvedených tabulkách je nápadná nekontinuálnost svítivosti hvězd se spektry WNh oproti WN hvězdám. Někteří vědci dnes předpokládají, že se jedná o velice mladé a horké hvězdy se žhavým jádrem a s velkými zásobami vodíku.

V jádře WNh hvězd podle dnešních poznatků probíhají termojaderné fúze typu CNO případně p-p v obalových vrstvách. Silné konvekční pohyby a diferenciální rotace mají za následek přenos dusíku na povrch těchto mladých hvězdy již v raných fázích vývoje, kdy ztratily jen velice malou část ze své počáteční hmotnosti.

Tyto WNh hvězdy s bohatými zásobami vodíku se podle některých teorií přechodně rozzáří jako modří veleobři (nadobři), aby po spotřebování vodíku v jádře pokračovaly jako řádné WN hvězdy, které vodík téměř neobsahují.

Druhým problémem jsou WO hvězdy, které jsou extrémně vzácné. Vědci neví, zda-li jsou WO hvězdy tvořeny jen nejtěžšími hvězdami hlavní posloupnosti a nebo zda-li se jedná o velice krátkou vývojovou etapu (asi jen řádově 1 000 let) běžných Wolf-Rayetových hvězd, u nichž probíhá fúze hélia i mimo jádro hvězdy těsně před její explozí coby supernovy.

Rychlá ztráta hmoty u Wolf-Rayetových hvězd

Wolf-Rayetovy hvězdy jsou typické poměrně velkou ztrátou hmoty, která uniká z těchto hvězd rychlostmi okolo 2 000 km/s. Naměřené hodnoty u známých Wolf-Rayetových hvězd se pohybují v rozmezí od 300 km/s do 2 400 km/s.

Rychlost ztráty hmoty těchto hvězd je opravdu mimořádně vysoká a pohybuje se řádově kolem 10^-5 M_S/rok. Ve velmi krátké době tak může Wolf-Rayetova hvězda ztratit velkou část své původní hmoty. Jen pro srovnání - naše Slunce ročně ztrácí asi jen 10^-14 své hmotnosti.

Wolf-Rayetovy hvězdy, příklady

Velká a rychlá ztráta hmoty WR hvězd má za následek vznik emisních mlhovin, které jsou excitovány silným UV zářením těchto hvězd. Jako například v případě hvězdy V385 Carinae, která je od Země vzdálena asi 16 000 světelných let. Záření této extrémně svítivé hvězdy, kterou objevila vesmírná observatoř WISE neutlumí ani mezihvězdná mračna nacházející se mezi V385 Carinae a naším Sluncem.

Dalším příkladem Wolf-Rayetovy hvězdy je hvězda WR 124 v souhvězdí Šípu. Tato hvězda je od nás vzdálena asi 15 000 l. y. a je obklopena silně zářícími oblaky plynu. Tyto jsou excitovány silným UV zářením hvězdy VR 124 až do vzdálenosti 6 světelných let (l. y.).

Na pozemské noční obloze můžeme některé Wolf-Rayetovy hvězdy dokonce pozorovat pouhým okem. Takovým příkladem Wolf-Rayetových hvězd je Gamma Velorum v souhvězdí Plachet a Theta Muscae v souhvězdí Mouchy. Některé z Wolf-Rayetových hvězd jsou složkami spektroskopických dvojhvězd. WR hvězdu nalezneme např. v dvojhvězdě V444 Cyg.

Dalšími jasnými Wolf-Rayetovými hvězdami jsou WR hvězdy v komplexu emisních mlhovin 30 Doradus ve Velkém Magellanově mračnu v souhvězdí Mečouna (mlhovina 30 Doradus má průměr asi 400 pc a je nejjasnějším objektem této nepravidelné galaxie) a objekt R136.

Co po stádiu Wolf-Rayetovy hvězdy následuje?

Vědci dnes předpokládají, že téměř všechny Wolf-Rayetovy hvězdy zakončí svůj život mohutným výbuchem - vzplanou jako supernovy a nebo (dnes stále jen hypotetické) hypernovy. Někteří astronomové podezřívají Wolf-Rayetovy hvězdy z toho, že stojí za jasnými vzplanutími gama záření. Následně dojde ke kolapsu do podoby neutronové hvězdy a nebo černé díry.

Použité zdroje

• Základy astronomie a astrofyziky; Vladimír Vanýsek, Academia Praha 1980
• Encyklopédia astronómie, A. Hajduk, J. Štohl a kol; Obzor 1987
• Spectra of Wolf-Rayet Stars
• Minislovníček: Wolf - Rayetovy hvězdy
• Wolf-Rayet star
• Wolf-Rayet Stars

Líbil se vám tento článek?

Podpořte tento web, třeba peněžitým darem, který bude využit k dalšímu technickému rozvoji stránek. Učinit tak můžete bankovním převodem na účet

2502526845 / 2010

Podpořit nás můžete i dalšími způsoby, třeba objednávku některé z knih, turistických průvodců. K rychlému provedení platby můžete využít i přiložený QR kód obsahující údaje k platbě v přednastavené částce 80 Kč. Výši částky si nakonec ale určete sami.