Wolf-Rayet-stjerne

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
Hubble-bilete av tåka M1-67 rundt Wolf-Rayet-stjerna WR 124.
Amatørfoto av Halvmånetåka som har blitt danna av Wolf-Rayet-stjerna WR 136.
Foto: Hunter Wilson

Wolf-Rayet-stjerner (forkorta WR) er varme stjerner som gjennomgår store tap av masse gjennom stjernevind. Spektraa til Wolf-Rayet-stjerner framviser breie emisjonslinjer, noko som gjer dei lette å identifisera, sjølv på større avstandar. Wolf-Rayet-stjerner kan ha massar på 10-50 solmassar, overflatetemperaturar mellom 25000 og 50000 K og luminositetar mellom 100.000 og éin million gonger luminositeten til sola.

Wolf-Rayet-stjerner blei først identifiserte av dei franske astronomane Charles Wolf og George Rayet i 1867. Dei blir delte inn i tre breie spektroskopiske klassar; WN, WC og WO:

  • WN-stjerner framviser emisjonslinjer hovudsakleg frå helium og nitrogen, men spektra har òg vist emisjonslinjer frå karbon, silisium og hydrogen.
  • WC-stjerner har spektra dominerte av emisjonslinher frå karbon og helium og manglar linjer frå hydrogen og nitrogen.
  • WO-stjerner er meir sjeldne og liknar på WC-stjernene med oksygenlinjer og emisjonslinjer frå andre grunnstoff som viser eit høgt nivå av ionisering.

Grunna den kraftige stjernevinden som Wolf-Rayet-stjerner har, har dei ytre hydrogenrike laga blitt blåste av, og ytst ligg i staden regionar der produkt av kjernereaksjonar er til stades. Wolf-Rayet-stjerner kan stamma frå O-stjerner.

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]

Commons-logo.svg Commons har multimedia som gjeld: Wolf-Rayet-stjerne

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

  • Denne artikkelen baserer seg på artikkelen «Wolf-Rayet star» s. 439 i Philip's Astronomy Encyclopedia utgjeven i 2002.