Wolf-Rayetova hvězda

Z Multimediaexpo.cz

Svítivá horká hvězda Wolf-Rayet 124 v centru kompozitního snímku NASA/ESA/CSA JWST (2023)

Wolfova–Rayetova hvězda WR 31a uprostřed je obklopena modrou bublinovitou mlhovinou zářící v důsledku střetu intenzivního hvězdného větru s materiálem vyvrženým v dřívějších stádiích života této hvězdy (2016).

Wolf-Rayetova hvězda je velmi hmotná hvězda hlavní posloupnosti s velmi vysokou svítivostí a velmi krátkou dobou života (méně než milion let). Její hmotnost se pohybuje v rozsahu 25–60 hmotností Slunce. Její povrchová teplota se pohybuje mezi 25 000 K a 100 000 K, přičemž maximum vyzařování se děje v ultrafialové oblasti. Spektrální třída Wolf-Rayetových hvězd má samostatné označení W (označení vychází z toho, že vlivem vysoké teploty jsou spektrální čáry jednotlivých prvků široké – anglicky Wide).

Typy Wolf-Rayetových hvězd

Wolf-Rayetovy hvězdy jsou dvojího typu podle zastoupení nejvýznamnějšího prvku ve spektru

• typ N, v jehož spektru převažuje dusík
• typ C, v jehož spektru převažuje uhlík

Tyto třídy odpovídají postupnému vývoji Wolf-Rayetovy hvězdy: hvězdy typu N jsou vývojově mladší než hvězdy typu C.

Stupně vývoje

Obecně platí, že pokud u velmi horkých hvězd vyhoří v jádru hvězdy vodík, začne hvězda spalovat helium na uhlík. Konvektivní zóna zasahuje do blízkosti jádra a dochází tak k proměšování hmoty v jádře a na povrchu. Proto je uhlík intenzivně vynášen do atmosféry hvězdy a lze jej pozorovat ve spektru. Po vyhoření hělia začne hvězda spalovat uhlík na neon a postupně dále až k železu. Při tom trvá jenom stovky let, než je uhlík přeměněn až v železo. Wolfovy-Rayetovy hvězdy velmi intenzivně odvrhují hmotu do okolního vesmíru (řádově \(10^{-5}\) hmotnosti Slunce za rok), vlivem čehož vznikají v jejich okolí emisní mlhoviny.

Wolf-Rayetovy hvězdy po ukončení spalování hmoty vybuchují jako supernovy nebo (jak se teoreticky předpokládá) také jako hypernovy. Oba způsoby zániku hvězdy výrazně přispívají k obohacení vesmíru o těžké prvky.

Externí odkazy