כוכב וולף-ראייה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה אל: ניווט, חיפוש
ערפילית שנוצרה מהגז הנפלט מכוכב וולף-ראייה WR124 כפי שצולמה על ידי טלסקופ החלל האבל

כוכבי וולף-ראייה (נקראים גם כוכבי WR) הם כוכבים מפותחים ומסיביים ביותר (לפחות 20 מסות שמש), חמים ביותר (בין 25,000 ל-50,000 קלווין) המתאפיינים ברוח שמש חזקה במיוחד ומהירה במיוחד - עד 2,000 ק"מ בשנייה הגורמת לאובדן מסה בקצב שיכול להגיע ל 1025×2 ק"ג בשנה, פי מיליארד מקצב אובדן המסה של השמש.

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

בשנת 1867 גילו האסטרונומים הצרפתים שארל וולף (Charles Wolf) וז'ורז' ראייה (Georges Rayet) במצפה הכוכבים של פריז שלושה כוכבים בקבוצת הכוכבים ברבור עם רצועות פליטה רחבות מעבר לספקטרום הרציף הרגיל. אורם של רוב הכוכבים מציג פסי בליעה כתוצאה מהגזים הנמצאים בשכבות החיצוניות של הכוכבים ובולעים חלק מהספקטרום הרציף בהתאם להרכבם הכימי. כוכבים המציגים פסי פליטה הם נדירים ונקראים על שם מגליהם כוכבי וולף-ראייה.

פסי הפליטה של הכוכבים שנתגלו היו שונים מפסי הפליטה המאפיינים מימן ולא היו מוכרים. בשנת 1868 התגלה היסוד הליום שיותר מאוחר התגלה כיוצר של פסי הפליטה האלו. רוחבם של פסי הפליטה היה רחב יותר מהרוחב הנפוץ של פסי פליטה וההסבר לכך ניתן רק בשנת 1929 ולפיו רוחב הפסים נובע מכך שהגז שיוצר את הפסים נע במהירויות גדולות במיוחד - 300-2,400 ק"מ לשנייה וגורם לאפקט דופלר המסיט את ספקטרום האור הנפלט בהתאם לכיוון תנועת הגז ולמהירותו. המסקנה מתוצאות אלו היא שמדובר בכוכבים המעיפים החוצה כמויות גדולות של גז במהירויות גבוהות כך שנוצרת מסביבם ערפילית פליטה. המהירויות הגבוהות של הגז נגרמות מלחץ הקרינה הגבוה המאפיין כוכבים חמים במיוחד.

בתצפיות מאוחרות יותר נמצאו גם פסי פליטה המאפיינים פחמן, חנקן וחמצן בנוסף לפסי הפליטה המאפיינים הליום. כוכבי וולף-ראייה מסווגים על פי פסי הפליטה הדומיננטים יותר לכוכבים עשירים בחנקן (WN) וכוכבים עשירים בפחמן וחמצן (WC).

בשל הספקטרום המיוחד של אורם ניתן לזהות כוכבי וולף-ראייה בגלקסיות שכנות ועד היום נתגלו כ-100 כוכבים כאלו בענן המגלני הגדול ו-12 בענן המגלני הקטן, בנוסף על כ-230 כוכבים שנתגלו בשביל החלב. כוכב וולף-ראייה הקרוב ביותר והבהיר ביותר הוא אחד מכוכבי מערכת הכוכבים של רגור (γ במפרש) שנמצאת במרחק של כ-840 שנות אור ובהירותה הכוללת היא מדרגה 1.8.

מאפיינים[עריכת קוד מקור | עריכה]

כוכבי וולף-ראייה הם שלב התפתחות רגיל של כוכבים מסיביים מאוד מסוג ספקטרלי O, שבהם רוחות שמש חזקות מעיפות החוצה שכבות גדולות של גז. הטמפרטורה הגבוהה של הכוכבים יוצרת קרינה על סגולה חזקה המעוררת את אטומי הגז ליצירת ערפילית פליטה המתאפיינת בפסי הפליטה של החומרים המרכיבים אותה. בשלב הראשון פסי הפליטה מתאפיינים בתוצרי היתוך גרעיני של מימן להליום (בעיקר הליום וחנקן - כוכבי WN) ובשלב מאוחר יותר נוספים תוצרי ההיתוך של הליום (פחמן וחמצן - כוכבי WC).

בשל מסתם הגבוהה כוכבי וולף-ראייה צפויים להפוך בסוף חייהם לסופרנובה. עם זאת קיימים ננסים לבנים בעלי פסי פליטה המאפיינים כוכבי וולף-ראייה. פסים אלו נוצרים מהערפילית הפלנטרית המקיפה אותם והאטומים שבה מעוררים על ידי הקרינה של הננס הלבן.