Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta išnašų į patikimus šaltinius Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami tinkamas išna

Šiam straipsniui ar jo daliai .
Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami su šaltiniais.

Volfo-Rajė žvaigždės, kartais vadinamos WR žvaigždės – praevoliucionavusios masyvios žvaigždės, sunkesnės nei 20 Saulės masių. Volfo-Rajė tipo žvaigždės sparčiai praranda savo medžiagą dėl labai stipraus žvaigždinio vėjo, kurio greitis gali siekti iki 2000 km/s. Jei Saulė per metus praranda apie 10⁻¹⁴ savo masės kasmet, tai Volfo-Rajė žvaigždė gali netekti iki 10⁻⁵ Saulės masių. Šio tipo žvaigždės taip pat pasižymi itin aukšta paviršiaus temperatūra – ji gali siekti nuo 25000 K iki 50000 K.

Hablo Kosminiu Teleskopu padaryta nuotrauka, vaizduojanti M1-67 ūką aplink Volfo-Rajė žvaigždę WR 124.

Stebėjimų istorija

1867 m. astronomai Čarlzas Volfas ir Džordžas Rajė Paryžiaus observatorijoje pastebėjo tris žvaigždes Gulbės žvaigždyne, kurių matėsi plačios . Daugumos žvaigždžių spektruose stebimos , kadangi cheminiai elementai žvaigždžių atmosferose sugeria tam tikrų energijų fotonus. Emisijos linijų prigimtis Volfo-Rajė žvaigždžių spektruose keletą dešimtmečių buvo neaiški. Edvardas C. Pikeringas iškelė hipotezę, kad linijos atsiranda dėl nežinomos vandenilio būsenos egzistavimo, kadangi šių linijų serijos buvo panašios į Balmerio seriją. Vėliau paaiškėjo, kad šios spektrinės linijos atsiranda dėl helio elemento egzistavimo, kuris 1868 m. buvo patvirtintas. 1929 m. emisijos linijų plotis buvo susietas su Doplerio efektu, atsirandančiu dėl aplink Volfo-Rajė žvaigždes esančių dujų judėjimo link mūsų 300–2400 km/s greičiu. Buvo prieita prie išvados, kad Volfo-Rajė tipo žvaigždė pastoviai išmeta dujas į aplinkinę erdvę, taip įgydama dėl spinduliavimo slėgio besiplečiančių dujų apvalkalą.

Be helio, Volfo-Rajė tipo žvaigždžių spektrinėse linijose identifikuotos anglies, deguonies ir azoto linijos. 1938 m. Tarptautinė astronomų sąjunga suskirstė Volfo-Rajė žvaigždžių spektrus į WN ir WC tipus pagal tai, kokios linijos buvo ryškesnės – azoto ar anglies – deguonies.

Aprašymas

Volfo-Rajė žvaigždė – tai normali žvaigždžių evoliucijos stadija, kurios metu matomos ryškios, plačios helio ir azoto (WN tipas) ar helio, anglies bei deguonies (WC tipas). Dėl būdingų stiprių emisijos linijų Volfo-Rajė žvaigždės gali būti identifikuojamos net gretimose galaktikose. Mūsų Galaktikoje žinoma apie 230 Volfo-Rajė tipo žvaigždžių. Didžiojo Magelano Debesies galaktikoje identifikuota apie 100 šio tipo žvaigždžių, o Mažojo Magelano Debesies – tik 12. Šiek tiek (apie 10 %) planetinių ūkų centre esančių žvaigždžių irgi priskiriamos Volfo-Rajė tipui, kadangi jų spektruose išskiriamos plačios helio, anglies ir deguonies spektrinės linijos. Egzistavimo pabaigoje Volfo-Rajė žvaigždė gali atsidurti stadijoje – kuomet žvaigždės šerdis susitraukia į juodąją skylę, kuri traukia aplinkoje esančią medžiagą. Manoma, kad tai viena iš galimų gama žybsnių atsiradimo galimybių. Geriausiai žinoma ir matoma Volfo-Rajė tipo žvaigždė yra (γ Vel), ryški žvaigždė matoma esant piečiau 40 laipsnių šiaurės platumos. Viena iš šios šešianarės žvaigždžių sistemos narių yra Volfo-Rajė žvaigždė, kurios spektre vietoje tamsių sugerties linijų matomos ryškios emisijos linijos.

Taip pat skaitykite

Hipernova