Wolf-Rayet-Sterne-

Ein Star der Wolf-Rayet Sterne ist ein sehr heißes und massive zeigt sehr starke Sternwinde mit Geschwindigkeiten von mehr als 2000 km / s und mit einer starken Staubemission. Durch den Wind die Sterne Wolf-Rayet gekommen, um zu 10-mal die Masse von der Sonne verloren Sie sind manchmal Quellen von Radiowellen bis zu verlieren.

Die Stars der Wolf-Rayet würde eine normale Etappe in der Entwicklung massereicher Sterne, die in den starken Emissionslinien von Helium und Stickstoff oder Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff sichtbar sind. Aufgrund dieser Emissionslinien sind sie leicht in nahe gelegenen Galaxien identifiziert.

Sterne sind extrem selten. Werden derzeit fast 230 in der Milchstraße, etwa 100 in der Großen Magellanschen Wolke, nur 12 bekannt, in der Kleinen Magellanschen Wolke. Unter ihnen sind Gamma² Velorum, der hellste Stern im Sternbild Segel, sichtbar zu denen, die unter dem vierzigsten parallel Norden sind ,, die Pistolenstern, im Sternbild Schütze, unsichtbar für das menschliche Auge, weil es durch interstellaren Staub bedeckt, und, in der gleichen Konstellation, die Doppelstern WR 104, dessen Sternwinde erzeugen einen spektakulären und seltenen Wolkenspirale, deren Ausdehnung könnte einen Abstand, der gleich 20-mal das Sonnensystem zu decken; Sterne letztere ist interessant, weil es in einer relativ kurzen Zeit in einer Supernova explodieren erzeugenden, in der Theorie, eine seltene Blitzreichweite, die letztlich zu investieren, wäre das Sonnensystem in dem Fall, bei dem der Tod eines jeden Form von Leben auf unserem Planeten und das Verschwinden von 25% der Erdatmosphäre.

Geschichte der Beobachtungen

Im Jahre 1867, Französisch Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet, unter Verwendung des Foucault 40-cm-Teleskop des Pariser Observatoriums entdeckten drei Sterne im Sternbild Schwan, der die scharfe Emissionsbanden in einem ansonsten kontinuierlichen Spektrum. Der große Teil der Sterne zeigen in ihren eigenen Spektrum der Absorptionslinien, weil der Elemente Sternatmosphäre, die elektromagnetische Strahlung absorbieren bei bestimmten Wellenlängen. Die Anzahl von Sternen mit Emissionslinien im Spektrum ist sehr klein, so dass es fast unmittelbar die Eigenschaften dieser Objekte realisiert.

Die Ursache für den Emissionsbanden der Spektren der Sterne des Wolf-Rayet blieb ein Rätsel für Jahrzehnte. Edward Pickering vorgeschlagen, daß die Zeilen durch einen ungewöhnlichen Zustand der Wasserstoff verursacht wird, und es wurde festgestellt, dass die Anzahl der Spektrallinien, Pickering Reihe auf im wesentlichen der Balmer Serie, wenn sie die halbzahligen Quantenzahlen ersetzt wurden modelliert genannt wurde. Dann sah sie, dass die Linien wurden durch die Anwesenheit von Helium, Edelgas, das im Jahre 1868 entdeckt wurde, verursacht wird.

1929 einige Astronomen zurückzuführen, die Dicke der Emissionsbande des Doppler-Effekts, unter der Annahme also, daß das Gas umgibt diese Sterne musste bei Geschwindigkeiten von 300 bis 2400 km / s in Bezug auf die Sichtlinie zu bewegen. Die Schlussfolgerung war, dass ein Wolf-Rayet Sterne kontinuierlich Ausstoßen von Gas in den Raum, was eine trübe Hülle aus Gas. Die Kraft, die die Gase beobachtet bei hohen Geschwindigkeiten ausstößt ist der Strahlungsdruck.

Die Spektren WR Sterne haben Emissionslinien sowie Helium, sowie Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff. 1938 klassifizierte die Internationale Astronomische Union die Spektren von WR Sterne in den Typen WN und WC, nach der dominanten Spektrallinien wurden jeweils die Stickstoff oder die Kohlenstoff-Sauerstoff.

Die wahre Natur dieser Sterne wurde von Peter George Tuthill, John D. Monnier und William C. Danchi Beobachtungen im Jahr 1998 von dem Keck-Teleskop durchgeführt bestimmt.

Eigenschaften

Es wird angenommen, dass die Phase des WR ist eine normale Entwicklungsphase der massiven O-Typ-Sterne, wo die starke Sternwinde, die typisch für sehr helle Sterne, in den Raum viel von äußeren Schichten des Sterns, die reich an Wasserstoff ausgeworfen sie. Die typischen Emissionslinien stammen aus der Region von dichter und erweitert, in dem die Hochgeschwindigkeitswinde umgeben die heißen Photo des Sterns, der den größten Teil seiner Strahlung bei den Wellenlängen von UV-Strahlung, die die Fluoreszenz in dem Bereich verursachen aussendet. Ein solcher Prozess der Massenauswurf interessant die erste Region des Sterns, reich an Stickstoff, welche die durch die Fusion von Wasserstoff mit CNO-Zyklus, dann die Schichten, die reich an Kohlenstoff hergestellten Elemente im Überfluss, in denen Helium wird durch die geschmolzene Drei-Alpha-Prozess.

Neuere Beobachtungen der Sterne Wolf-Rayet Nachbar zeigte, dass alle WR untersucht wurden Doppelsterne und dass die Herstellung von Pulver wurde an der Stelle der Wechselwirkung zwischen den Sternwinde der beiden Sterne und nicht in den Raum unmittelbar über der Sternoberfläche durchgeführt, wie es in angenommen zuvor. Das Pulver sich von den Sternen vom Wind entfernt werden, während die Drehung des binären Systems um das Zentrum der Masse bildet eine drehbare Spiral von Staub.

Ein kleiner Teil der Stern in der Mitte von einigen planetarischen Nebel haben, trotz ihrer geringen Masse sehr ähnlich zu den Stars der Wolf-Rayet Sterne. Klassifiziert, ist es definitiv die ältesten Sterne der klassischen Wolf-Rayet: in der Tat von den massearme Sterne sehr entwickelt abgeleitet, kommen, um weiße Zwerge zu werden, und zeigen in ihren Spektren der ausgeprägten Emissionslinien des Heliums, Kohlenstoff und Sauerstoff.

Das bekannteste Beispiel der Wolf-Rayet Sterne wird Gamma² Velorum, eine der Komponenten des Systems Velorum Gamma, der hellste Stern in seiner Konstellation gemacht. Wegen ihrer spektralen Eigenschaften ist es den Spitznamen "der spektralen Gem of Heaven Süd".

Evolutionspfade

Es wird angenommen, dass die meisten dieser Sterne beenden ihr Dasein explodieren als Supernovae vom Typ Ib oder Ic. Es ist wahrscheinlich, dass der WR durch die Phase der "Kollapsar" pass während ihrer letzten Phasen der Entwicklung, wenn der Kern des Sterns, die aus inerten Eisen bricht in ein schwarzes Loch nach dem Passieren der Oppenheimer-Volkoff Grenze, Kanalisierung der Materie des Sterns in einer relativistischen Jet am Ursprung eines starken Gamma-Ray Burst.

Sie wurden verschiedenen Entwicklungsmodellen für die Stars von Wolf-Rayet Sterne, die unterschiedliche Wege in Abhängigkeit von der Masse folgen, formuliert.

  • M & gt; 75 M⊙
  • Masse von zwischen 40 und 75 M☉
  • Masse von zwischen 25 und 45 M☉
  0   0
Vorherige Artikel Luca Desiato
Nächster Artikel Marco Pedrini

Kommentare - 0

Keine Kommentare

Fügen Sie einen Kommentar

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Zeichen übrig: 3000
captcha