Wolf-Rayet izar

Wikipedia, Entziklopedia askea
(«Wolf-Rayeten izar» orritik birbideratua)
M1-67 nebulosaren Hubble espazio teleskopioaren irudia, Wolf-Rayet WR 124 izarraren inguruan.

Wolf-Rayet izarrak, sarri WR izar bezala laburtuak, ezohiko espektroak dituzten izar multzo heterogeneo arraro bat dira, helio ionizatu eta nitrogeno edo karbono oso ionizatuen igorpen lerro handiak erakusten dituztenak. Espektroek, gainazalean elementu astunen gehikuntza oso handia, hidrogenoaren agortze bat eta izar haize indartsuak adierazten dituzte. Ezagutzen diren Wolf-Rayet izarren azaleko tenperaturak 20.000 eta 210.000 K artean daude, ia gainontzeko izar mota guztiak baino beroagoak. Aurretik, W motako izarrak deitzen ziren, euren espektro sailkapenaren arabera.

Wolf-Rayet izar klasikoak (edo I. populaziokoak) euren kanpo hidrogenoa erabat galdu duten eta helioa edo nukleoan elementu astunagoak fusionatzen ari diren eboluzionatutako izar masiboak dira. I populazioko WR izarren azpimultzo batek hidrogeno lerroak erakusten ditu bere espektroetan eta WNh izarrak bezala ezagutzen dira; nukleoan hidrogenoa fusionatzen duten izar gazte oso masiboak dira, erradiazioak bultzatutako masa galera eta nahasketa bortitzaren eraginpean dauden helio eta nitrogenoarekin. WR espektroak dituzten beste izar talde batzuk, nebulosa planetarioen (CSPNe) erdiko izarrak dira, adar post-asintotiko erraldoiko izarrak, sekuentzia nagusian zeuden bitartean Eguzkiaren antzekoak zirenak, baina, orain, fusioa eten dutenak eta euren atmosferak kendu dituztenak karbono-oxigenozko nukleo biluzi bat agerian uzteko.

Wolf-Rayet izar guztiak oso objektu argitsuak dira beren tenperatura altuengatik -milaka aldiz eguzkiaren argitasun bolometrikoa (L☉) CSPNe izarren kasuan, ehunka mila L☉ I populazioko WR izarren kasuan, milioi bat L☉ baino gehiago WNh izarren kasuan -, ikusmenaren ikuspegitik oso distiratsuak ez diren arren, euren erradiazio gehiena ultramorean igortzen baita.

Gamma Velorum eta Theta Muscae begi hutsezko izarrak, baita ezagutzen den izar masiboenetako bat ere, R136a1 30 Doradusen, Wolf-Rayet izar guztiak dira.

Behaketen historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

WR 136 izar bat da, non supererraldoi gorri fasean askatutako atmosfera WRren haize bero eta azkarrek astindu duten burbuila ikusgarrien nebulosa bat sortzeko.

1867an, Parisko Behatokiko 40 cm-ko Foucault teleskopioa erabiliz, Charles Wolf eta Georges Rayet[1] astronomoek Cygnus konstelazioko hiru izar aurkitu zituzten (HD 191765, HD 192103 eta HD 192641, gaur egun WR 134, WR 135 eta WR 137 bezala izendatuak), gainontzeko espektro batean emisio zerrenda zabalak erakusten zituztenak.[2] Izar gehienek euren espektroetan xurgapen lerroak edo bandak baino ez dituzte erakusten, frekuentzia espezifikoetan argiaren energia xurgatzen duten azpiko elementuen ondorioz, eta, beraz, hauek argi eta garbi ezohikoak ziren.

Wolf-Rayet izar baten espektroko emisio banden izaera misterio bat izan zen zenbait hamarkadatan. Edward C. Pickeringek, lineak, hidrogenoaren ezohiko egoera batek eragiten zituela teorizatu zuen, eta, lineen "Pickering serie" honek, Balmer seriearen antzeko patroi bat jarraitzen zuela aurkitu zen, zenbaki kuantiko erdiosoak ordezkatzen zirenean. Geroago frogatu zen lerro hauek helioaren presentziaren ondorio zirela, 1868an aurkitu zen elementu kimiko bat.[3] Pickeringek Wolf-Rayeten espektroen eta espektro nebularren arteko antzekotasunak ikusi zituen, eta antzekotasun honek Wolf-Rayeten izar batzuk edo guztiak nebulosa planetarioen erdiko izarrak zirela ondorioztatzera eraman zuen.[4]

1929an, igorpen banden zabalera, Doppler zabalguneari egotzi zitzaion, eta, beraz, izar hauek inguratzen zituen gasa, 300-2400 kilometro segundoko abiadurarekin mugitu behar zela ikusmen lerroan zehar. Ondorioa, Wolf-Rayet izar batek etengabe espaziora gasa kanporatzen duela izan zen, hedatzen ari den gas nebuloso estalki bat sortuz. Gasa behatutako abiadura altuetan kanporatzen duen indarra erradiazioaren presioa da.[5] Wolf-Rayet motako espektrodun izar asko, nebulosa planetarioen erdiko izarrak zirela ezagutzen zen, baina, baita ere, asko, ez zeudela nebulosa planetario ageriko batekin edo nebulositate ikusgarri batekin lotuta.[6]

Helioaz gain, Carlyle Smith Bealsek karbono, oxigeno eta nitrogeno igorpen lerroak identifikatu zituen Wolf-Rayet izarren espektroetan.[7][8] 1938an, Nazioarteko Astronomia Elkarteak Wolf-Rayet izarren espektroak WN eta WC motetan sailkatu zituen, espektroa nitrogeno edo karbono-oxigeno lerroek menderatzen zuten arabera, hurrenez hurren.[9]

1969an, O VI.aren emisio lerro indartsuak zituzten CSPNe batzuk "O VI.aren sekuentzia" berri baten pean bildu ziren, edo soilik OVI motakoa.[10] Beranduago, izarrak [WO] deitu ziren.[11] Handik gutxira, nebulosa planetarioekin lotuta ez zeuden antzeko izarrak deskribatu ziren, eta, azkenik, WO sailkapena, populazioko WR izarrentzat ere hartu zen.[11][12]

WN izar berantiar batzuk, eta batzuetan ez hain berantiarrak, euren espektroetan hidrogeno lerroak dituztenak, hidrogenorik gabeko WR izarren eboluzio etapa ezberdin batean aurkitzen direla ulertzeak, WNh terminoa sartzera eraman du, izar hauek, orokorrean, beste WN izar batzuetatik bereizteko. Aurretik, WNL izarrak deitzen ziren, hidrogenorik gabeko berantiar motako WN izarrak dauden arren, baita WN5ak bezain hidrogenoak ziren WR izarrak ere.[13]

Sailkapena[aldatu | aldatu iturburu kodea]

WR 137ren espektroa, WC7 izar bat[14] eta jatorrizko hiru WR izarretako bat (ardatz horizontala: uhin luzera Å-n).

Wolf-Rayet izarrak euren espektroetan hedadura handiko igorpen lerroen arabera izendatuak izan ziren, helio, nitrogeno, karbono, silizio eta oxigenoarekin identifikatuak, baina orokorrean ahulak edo ez dauden hidrogeno lerroekin. Lehen sailkapen sistemak nitrogeno ionizatuko (N III, N IV eta N V) eta karbono ionizatuko (C III eta C IV) eta batzuetan oxigenoko (O III - Edo VI) lerro dominatzaileak zituzten izarretan banatzen zituen, WN eta WC deituak, hurrenez hurren.[8] Bi WN eta WC motak, aldi berean, WN5-WN8 eta WC6-WC8 tenperatura sekuentzietan banatu ziren, 541,1 nm-ko He II eta 587,5 nm-ko He I lerroen intentsitate erlatiboetan oinarrituta. Wolf-Rayeten igorpen-lerroek xurgapen-hegal zabaldu bat izaten dute (P Cygni profila), eta horrek material zirkunestelarra dagoela iradokitzen du. WO sekuentzia bat WC sekuentziatik ere bereizi da, oxigeno ionizatuaren igorpena karbono ionizatuarena baino handiagoa den izar beroagoentzat, baina litekeena da elementu horiek izarretan dituzten proportzio errealak konparagarriak izatea.[6] WC eta WO espektroak formalki C IIIren emisio-presentziagatik edo emisiorik ezagatik bereizten dira.[15] WC espektroek ere ez dute OVI lerrorik, WO espektroetan indartsuak direnak.[16]

WN sekuentzia espektrala handitu egin zen WN2-WN9 barne hartzeko, eta definizioak N III 463,4-464,1 nm eta 531,4 nm lineen, N IV 347,9-348,4 nm eta 405,8 nm lineen eta N V 460,3 nm, 461,9 nm eta 493,3-494,4 lineen intentsitate erlatiboetan oinarrituta findu ziren.[17] Lerro horiek He igorpen handiko eta aldakorreko eremuetatik ondo bereizita daude, eta lerroen intentsitateak tenperaturarekin ondo lotuta daude. WN eta Ofpe bitarteko espektroak dituzten izarrak WN10 eta WN11 bezala sailkatu dira, nomenklatura hau unibertsalki onartua ez dagoen arren.[18]

WN1 mota N IV eta N V lerrorik ez duten izarrentzat proposatu zen, Brey 1 eta Brey 66 hartzeko, WN2 eta WN2.5 artean bitartekoak ziruditenak.[19] Ondoren, WNren azpiklase bakoitzeko lerroen intentsitate eta zabalera erlatiboak kuantifikatu ziren, eta 541,1 nm-ko He II eta 587,5 m-ko He I lerroen arteko erlazioa sartu zen, ionizazio mailaren eta, beraz, espektro azpiklasearen adierazle nagusi gisa. WN1en beharra desagertu egin zen eta Brey 1 eta Brey 66 WN3b bezala sailkatzen dira. WN2.5 eta WN4.5 klaseak, ilun samarrak, ezabatu egin ziren.[20]

WN espektroen sailkapena
Espektru mota Jatorrizko irizpideak[15] Irizpide eguneratuak[20] Beste ezaugarri batzuk
WN2 N V ahula edo bertaratu gabea N V and N IV bertaratu gabea Indartsu He II, ez He I
WN2.5 N  V presente, N IV bertaratu gabea Klase zaharkitua
WN3 N IV ≪ N V, N III ahula edo bertaratu gabea He II/He I > 10, He II/C IV > 5 Profil bereziak, aurreikusi ezin den IN-V indarra
WN4 N IV ≈ N V, N III ahula edo bertaratu gabea 4 < He II/He I < 10, N V/N III > 2 C IV presente
WN4.5 N IV > N V, N III ahula edo bertaratu gabea Klase zaharkitua
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V 1.25 < He II/He I < 8, 0.5 < N V/N III < 2 N IV edo C IV > He I
WN6 N III ≈ N IV, N V ahula 1.25 < He II/He I < 8, 0.2 < N V/N III < 0.5 C IV ≈ He I
WN7 N III > N IV 0.65 < He II/He I < 1.25 P-Cyg profil ahula He I, He II > N III, C IV > He I
WN8 N III ≫ N IV He II/He I < 0.65 P-Cyg profile indartsua He I, He II ≈ N III, C IV ahula
WN9 N III > N II, N IV bertaratu gabea N III > N II, N IV bertaratu gabea P-Cyg profila He I
WN10 N III ≈ N II N III ≈ N II H Balmer, P-Cyg profila He I
WN11 N III ahula edo bertaratu gabea, N II presente N III ≈ He II, N III ahula edo bertaratu gabea, H Balmer, P-Cyg profila He I, Fe III presente

WC espektro sekuentzia WC4-WC11 barne hartzeko handitu zen, lan zaharrago batzuk WC1-WC3 ere erabili duten arren. WC azpimotak bereizteko erabilitako emisio-lerro nagusiak hauek dira: C II 426,7 nm, C III 569,6 nm, C III/IV 465,0 nm, C IV 580,1-581,2 nm, eta O V (eta O III) -ren nahasketa 557,2-559,8 nm.[15] Sekuentzia handitu egin zen WC10 eta WC11 barne hartzeko, eta azpiklaseen irizpideak nagusiki karbono-lerroen intentsitate erlatiboetan oinarrituta kuantifikatu ziren, ionizazio-faktoreetan konfiantza izateko, baita karbonoaren eta oxigenoaren artean ugaritasun-aldaketak bazeuden ere.[16]

WC espektroen sailkapena
Espektru mota Jatorrizko irizpideak[15] Irizpide kuantitatiboak[16] Beste ezaugarri batzuk
Primarioak Sekundarioak
WC4 C IV indartsu, C II ahula, O V moderatua C IV/C III > 32 O V/C III > 2.5 O VI ahula edo bertaratu gabea
WC5 C III ≪ C IV, C III < O V 12.5 < C IV/C III < 32 0.4 < C III/O V < 3 O VI ahula edo bertaratu gabea
WC6 C III ≪ C IV, C III > O V 4 < C IV/C III < 12.5 1 < C III/O V < 5 O VI ahula edo bertaratu gabea
WC7 C III < C IV, C III ≫ O V 1.25 < C IV/C III < 4 C III/O V > 1.25 O VI ahula edo bertaratu gabea
WC8 C III > C IV, C II bertaratu gabea, O V ahula edo bertaratu gabea 0.5 < C IV/C III < 1.25 C IV/C II > 10 He II/He I > 1.25
WC9 C III > C IV, C II presente, O V ahula edo bertaratu gabea 0.2 < C IV/C III < 0.5 0.6 < C IV/C II < 10 0.15 < He II/He I < 1.25
WC10 0.06 < C IV/C III < 0.15 0.03 < C IV/C II < 0.6 He II/He I < 0.15
WC11 C IV/C III < 0.06 C IV/C II < 0.03 He II bertaratu gabea

WO motako izarren kasuan, erabilitako lerro nagusiak hauek dira: C IV a 580,1 nm, O IV 340,0 nm, O V (eta O III) 557,2-559,8 nm, O VI 381,1-383,4 nm, O VII 567,0 nm eta O VIII 606,8 nm. Sekuentzia handitu egin zen WO5 gehitzeko, eta O VI/C IV eta O VI/O V lerroen intentsitate erlatiboetan oinarrituta kuantifikatu zen ondorengo eskema batean,[21] Ondorengo eskema batean, WR izar klasikoen eta CSPNe izarren arteko koherentzia mantentzeko diseinatua, WO1 a WO4 sekuentziara itzuli zen eta zatiketak doitu ziren.[16]

WO espektroen sailkapena
Espektru mota Jatorrizko irizpideak[15] Irizpide kuantitatiboak[16] Beste ezaugarri batzuk
Primarioak Sekundarioak
WO1 O VII ≥ O V, O VIII presente O VI/O V > 12.5 O VI/C IV > 1.5 O VII ≥ O V
WO2 O VII < O V, C IV < O VI 4 < O VI/O V < 12.5 O VI/C IV > 1.5 O VII ≤ O V
WO3 O VII ahula edo bertaratu gabea, C IV ≈ O VI 1.8 < O VI/O V < 4 0.1 < O VI/C IV < 1.5 O VII ≪ O V
WO4 C IV ≫ O VI 0.5 < O VI/O V < 1.8 0.03 < O VI/C IV < 0.1 O VII ≪ O V

Wolf-Rayet izarren azterketa moderno xehatuek ezaugarri espektral gehigarriak identifika ditzakete, sailkapen espektral nagusiaren atzizkien bidez adierazita:

  • h hidrogenoa isurtzeko;
  • ha hidrogenoa isuri eta xurgatzeko;
  • w lerro ahuletarako;
  • s lerro sendoetarako;
  • b lerro sendo zabalentzat;
  • d hautsarentzat (noizean behin vd, pd edo ed hauts aldakorrentzat, aldizkakoentzat edo aldizkakoentzat).[22]

Wolf-Rayeten espektroen sailkapena, izarrek nebulositate trinkoarekin, hauts lainoekin edo lagun bitarrekin duten lotura ohikoagatik zailtzen da. "+OB" atzizkia erabiltzen da espektroan ziurrenik izar lagun normalago bati lotuta egongo diren xurgapen-lerroen presentzia adierazteko, edo "+abs" jatorri ezezaguneko xurgapen-lerroetarako.[20]

WR espektro azpiklase beroenak goiztiar bezala deskribatzen dira eta hotzenak berantiar bezala, beste espektro mota batzuekin bat etorriz. WNE eta WCE espektro goiztiarrei buruzkoak dira, WNL eta WCL espektro berantiarrei buruzkoak diren bitartean, sei edo zazpi azpiklaseko banalerroarekin. Ez dago WO berantiar motako izarrik. WNE izarrak hidrogenoan pobreak izateko joera handia dago, WNL izarren espektroek, sarri, hidrogeno lerroak hartzen dituzten bitartean.[15][23]

Nebulosa planetarioen erdiko izarren espektro motak, kortxetez inguratuz kalifikatzen dira (adibidez, [WC4]). Ia guztiak WC sekuentziakoak dira, eta ezagutzen diren izarrek karbonoaren sekuentziaren hedadura beroa irudikatzen dute. [WN] eta [WC/WN] moten kopuru txiki bat ere badago, berriki aurkitutakoak. Bere formakuntza mekanismoa oraindik ez dago argi.[24][25][26][27]

Nebulosa planetarioen erdiko izarren tenperaturek muturretara jotzen dute I. populazioko WR izarrekin alderatzen direnean, eta, beraz, [WC2] eta [WC3] izarrak arruntak dira eta sekuentzia WC12ra hedatu da. [WC11] eta [WC12] motek espektro bereizgarriak dituzte, He II eta C IV emisio-lerro estuekin eta gabe.[28][29]

GK Persei (Nova Persei 1901), Wolf-Rayeten ezaugarriak bere espektroan erakutsi zituena.[5]

Bere dizdira mokoaren aurretik behatutako supernoba batzuek WR espektroak dituzte.[30] Hau supernobaren izaeraren ondorio da: azkar hedatzen den helioan aberatsa den eiekta bat, Wolf-Rayeten muturreko haize baten antzekoa. WRaren espektro ezaugarriek ordu batzuk baino ez dute irauten, ionizazio altuko ezaugarriak ahalik eta gehien desagertzen baitira hidrogeno neutro eta helio igorpen ahul bat soilik uzteko, supernoba espektro tradizional batez ordezkatuak izan aurretik. Espektro mota hauek "X" batekin etiketatzea proposatu da, adibidez XWN5(h).[31] Era berean, noba klasikoek espektroak garatzen dituzte, Wolf-Rayet izar baten antzeko emisio banda zabalak osatuz. Hau mekanismo fisiko beraren ondorio da: gas dentsoen hedapen azkarra erdiko iturri oso bero baten inguruan.[6]

Barrako izarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Wolf-Rayet izarren eta antzeko tenperatura duten O espektro klaseko izarren arteko banaketa, helio, nitrogeno, karbono eta oxigeno ionizatuen igorpen lerro indartsuen existentziaren araberakoa da, baina tarteko espektro ezaugarriak edo nahasiak dituzten izar batzuk daude. Adibidez, argitasun handiko O izarrek helioa eta nitrogenoa gara ditzakete euren espektroetan igorpen lerro batzuekin, WR izar batzuek hidrogeno lerroak, igorpen ahula eta xurgatze osagaiak dituzten bitartean. Izar hauei O3 If*/WN6 bezalako espektro motak eman zaizkie eta barrako izarrak deitzen zaie.[32]

O motako supererraldoiek helio eta nitrogeno igorpen lerroak gara ditzakete, edo xurgatze lerro batzuetara igortzeko osagaiak. Hauek izar mota honentzako berezitasun espektral espezifikoen atzizkien kodeekin adierazten dira:

  • f, N iii eta He ii emisioetarako
  • f* N eta He isurtzeko, N iii baino N iv indartsuagoa
  • f+ Si iv emisiorako, N eta He emisioez gain
  • emisioaren ordez He ii xurgapen-lerroak adierazten dituzten parentesiak, adibidez (f)
  • parentesi bikoitzak, He ii -ren xurgapen handia eta N iii diluituaren igorpen bat adierazten dutenak, adibidez ((f+))

Kode horiek espektro motako kalifikatzaile orokorragoekin ere konbina daitezke, adibidez P edo a. Konbinazio ohikoenak OIafpe eta OIf* eta Ofpe dira. 1970eko hamarkadan, O xurgapen purutik WR motetaraino espektro jarraitu bat zegoela onartu zen, eta ez zegoen argi tarteko izar batzuek O8Iafpe edo WN8-a espektro mota bat jaso behar zuten. Barra zeiharraren notazioa proposatu zen egoera hauek tratatzeko, eta Sk-67°22 izarrari O3If*/WN6-A espektro mota eman zitzaion.[33] OIf*, OIf*/WN eta WN izarrak bereizteko irizpideak koherentziaren mesedetan hobetu dira. Barrako izarren sailkapenak Hβ lineak P Cygni profila duenean erabiltzen dira; O supererraldoien xurgapen lerro bat eta WN izarren igorpen lerro bat da. Barra izarren espektro mota hauetarako irizpideak betetzen dira, 463,4-464,1 nm, 405,8 nm eta 460,3-462,0 nm nitrogenoaren emisio lerroak erabiliz, mota bakoitzerako izar estandar batekin batera:[32]

Barrako izarren sailkapena
Espektru mota Izar estandarra Irizpideak
O2If*/WN5 Melnick 35 N iv ≫ N iii, N v ≥ N iii
O2.5If*/WN6 WR 25 N iv > N iii, N v < N iii
O3.5If*/WN7 Melnick 51 N iv < N iii, N v ≪ N iii

Barrako izar mota espektralen beste multzo bat Ofpe/WN izarrentzat erabiltzen da. Izar hauek, supererraldoi espektroak edo nitrogeno eta helio gehiago dute, eta P Cygniren profilak. Halaber, ezohiko ionizazio eta hidrogeno maila baxuak dituzten WN izartzat har daitezke.[34] Izar hauentzako barra notazioa eztabaidagarria izan zen, eta alternatiba bat WR nitrogeno sekuentzia WN10 eta WN11ra zabaltzea izan zen.[35] Beste egile batzuek WNha notazioa erabiltzea nahiago izan zutelarik, WN9ha adibidez WR 108rako.[36] Duela gutxiko gomendio bat O8Iaf bezalako O espektro mota bat erabiltzea da 447,1 nm-ko He i lerroa xurgapenean badago, eta WN9h edo WN9ha WR mota bat lineak P Cygni profila badu.[32] Hala ere, barra Ofpe/WN notazioa eta WN10 eta WN11 sailkapenak oso erabiliak dira oraindik ere.[37]

O motako izarren eta WR izarren ezaugarriak dituzten espektroak dituen hirugarren izar talde bat identifikatu da. Magallanesen Laino Handiko bederatzi izarrek WN3 eta O3V ezaugarriak dituzten espektroak dituzte, baina ez dirudi bitarrak direnik. Magallanesen Hodei Txikiko WR izar askok ere WN espektroak oso goiztiarrak dituzte, kitzikapen altuko xurgapen ezaugarriez gain. Hauek, WN izar klasikoetara daramatzan katebegi galdu bat izan daitezkeela iradoki da, edo masa baxuko lagun bat marea bidez ezabatzearen emaitza.[38]

Nomenklatura[aldatu | aldatu iturburu kodea]

WR 22 Karinako nebulosan

Identifikatutako lehen hiru Wolf-Rayet izarrak, kasualitatez denak lankide edo beroekin, jada HD katalogoan zenbakituak izan ziren. Izar hauek eta beste batzuk Wolf-Rayet izarrak deituak izan ziren euren hasierako aurkikuntzatik, baina ez ziren horientzako izendapen konbentzio espezifikoak sortu 1962 arte Wolf-Rayet Galaktiko izarren "laugarren" katalogoan.[39] Lehen hiru katalogoak ez ziren Wolf-Rayet izarren zerrenda espezifikoak, eta dagoen nomenklatura baino ez zuten erabiltzen.[40][41][42] Laugarren katalogoak Wolf-Rayet izarrak sekuentzialki zenbakitu zituen igoera zuzen ordenan. Bosgarren katalogoak zenbaki berdinak erabili zituen laugarren katalogoaren egilearen MR aurrizkiarekin, gehi zenbakien sekuentzia gehigarri bat LS aurrizkiarekin aurkikuntza berrietarako.[17] Zenbaki-eskema horietako bat bera ere ez da erabilera arruntekoa.

Wolf-Rayet izar galaktikoen seigarren katalogoa izan zen izen hori benetan eraman zuen lehena, baita aurreko bost katalogoak izen horrekin deskribatu zituen lehena ere. Ordutik, WR izar galaktikoentzat oso erabiliak izan diren WR zenbakiak ere sartu zituen. Berriro ere, WR 1etik WR 158ra doan zenbakizko sekuentzia bat da, igoera zuzenaren ordenan.[43] Zazpigarren katalogoak eta bere eranskinak zenbaki-eskema bera erabiltzen dute eta izar berriak sartzen dituzte sekuentzian letra xeheen atzizkiak erabiliz, adibidez WR 102ka zentro galaktikoan aurkitutako WR izar ugarietako batentzat.[15][44] Bolumen handiko identifikazio ikerketa modernoek beren zenbaki eskema propioak erabiltzen dituzte aurkikuntza berri ugaritarako.[45] NAEko lantalde batek Wolf-Rayet Izar Galaktikoen Katalogoko zenbakikuntza-sistema zabaltzeko gomendioak onartu ditu, aurkikuntza gehigarriek dagoen WR zenbaki hurbilena gehi aurkikuntzaren araberako atzizki numerikoa jaso dezaten. Hau, 2006ko eranskinetik egindako aurkikuntza guztiei aplikatzen zaie, horietako batzuk, jada, aurreko nomenklaturarekin izendatuak izan diren arren; honela, WR 42e, WR 42-1 zenbakikuntza izatera pasatzen da.[46]

Kanpoko galaxien Wolf-Rayet izarrak, eskema ezberdinak erabiliz zenbakitzen dira. Magallanesen Laino Handian, WR izarrentzat nomenklaturarik hedatuena eta osoena "Magallanesen Laino Handian I. Biztanleriaren Wolf-Rayet Izarren Laugarren Katalogoa"[47] da, BAT-99 aurrizkiarekin adibidez BAT-99 105. Izar hauetako asko, euren hirugarren katalogo zenbakiagatik ere deitzen dira, Brey 77 kasu.[48] 2018tik aurrera, 154 WR izar katalogatu dira LMCn, gehienak WN, baina hogeita hiru WC barne, baita WO motako hiru ere, oso arraroak.[38][49] Izar hauetako asko, euren RMC (Radcliffe behatokiko Magallanen Hodeia) zenbakiengatik aipatuak izan ohi dira, sarri, soilik Rera laburtuak, R136a1 kasu.

Magallanesen Laino Txikian SMCaren WR zenbakiak erabiltzen dira, AB zenbakiak deitu ohi direnak, adibidez AB7.[50] 12 WR izar baino ez dira ezagutzen SMCn, galaxia horren metaltasun baxuaren ondorio dela uste den zenbaki oso baxua.[51][52][53]

Propietateak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Wolf-Rayet izarrak oso izar masiboen eboluzioan etapa normal bat dira, non helio eta nitrogeno ("WN" sekuentzia), karbono ("WC" sekuentzia) eta oxigeno ("WO" sekuentzia) emisio lerro indartsu eta zabalak ikus daitezkeen. Bere igorpen lerro gogorren ondorioz, hurbileko galaxietan identifika daitezke. Gure galaxian, Esne Bidean, 500 Wolf-Rayet daude katalogatuta.[15][44][45] Zenbaki hori izugarri aldatu da azken urteetan, infragorri hurbileko ikerketa fotometriko eta espektroskopikoen ondorioz, mota honetako objektuak plano galaktikoan aurkitzeari eskainiak.[54] Talde Lokaleko gainontzeko galaxietan 1.000 WR izar baino gutxiago egotea espero da, 166 Magallanesen lainoetan,[38] 206 M33an[55] eta 154 M31n[56] ezagutuz. Tokiko taldetik kanpo, galaxia osoen ikerketek milaka WR izar eta hautagai gehiago aurkitu dituzte. Adibidez, mila WR izar baino gehiago detektatu dira M101n, 21 eta 25 arteko magnitudekoak.[57] WR izarrak bereziki ohikoak izatea espero da izar-kimuak dituzten galaxietan eta, batez ere, Wolf-Rayet galaxietan.[58]

Igorpen lerro bereizgarriak, fotosfera oso beroa inguratzen duen abiadura handiko haizearen eskualde hedatu eta trinkoan eratzen dira, honek, erradiazio ultramore uhar bat eragiten duelarik, fluoreszentzia eragiten duelarik lerroak eratzen dituen haizearen eremuan.[14] Eiekzio-prozesu honek, lehenik eta behin, CNO zikloko hidrogeno-errekuntzaren nitrogenoan aberatsak diren produktuak (WN izarrak) aurkitzen ditu, eta, ondoren, He errekuntzaren ondorioz karbonoan aberatsa den geruza (WC eta WO motako izarrak).[12]

I Populazio galaktikoaren WN izarren propietate fisikoak[23][59][60]
Mota

Espektrala

Tenperatura

(K)

Erradioa

(R☉)

Masa

(M☉)

Argitasuna

(L☉)

Magnitude

Absolutua

Adibidea
WN2 141,000 0.89 16 280,000 -2.6 WR 2
WN3 85,000 2.3 19 220,000 -3.2 WR 46
WN4 70,000 2.3 15 200,000 -3.8 WR 1
WN5 60,000 3.7 15 160,000 -4.4 WR 149
WN5h 50,000 20 200 5,000,000 -8.0 R136a1
WN6 56,000 5.7 18 160,000 -5.1 CD Crucis
WN6h 45,000 25 74 3,300,000 -7.5 NGC 3603-A1
WN7 50,000 6.0 21 350,000 -5.7 WR 120
WN7h 45,000 23 52 2,000,000 -7.2 WR 22
WN8h 40,000 22 39 1,300,000 -7.2 WR 124
WN9h 35,000 23 33 940,000 -7.1 WR 102ea

WNh izarrak hidrogenorik gabeko WN izarren objektu erabat ezberdinak direla ikus daiteke. Antzeko espektroak izan arren, askoz masiboagoak dira, askoz handiagoak eta ezagutzen diren izar argitsuenetako batzuk. WN5h-tik aurrera detektatu dira Magallanesen hodeietan. WNh izarren espektroan ikusten den nitrogenoak nukleoan CNOren zikloaren fusioaren emaitza izaten jarraitzen du, baina izar masiboenen gainazalean agertzen da nukleoan hidrogenoaren errekuntza fasean dagoen bitartean, eta ez nukleoan helioaren fusioan zehar kanpoko bilgarria galdu ondoren.[13]

I Populazio galaktikoaren WO/C izarren propietate fisikoak[61][14]
Mota

Espektrala

Tenperatura

(K)

Erradioa

(R☉)

Masa

(M☉)

Argitasuna

(L☉)

Magnitude

Absolutua

Adibidea
WO2 200,000 0.7 22 630,000 -1.7 WR 142
WC4 117,000 0.9 10 158,000 -4.0 WR 143
WC5 83,000 3.2 12 398,000 -4.1 Theta Muscae
WC6 78,000 3.6 14 501,000 -4.3 WR 45
WC7 71,000 4.0 11 398,000 -4.2 WR 86
WC8 60,000 6.3 11 398,000 -4.5 Gamma Velorum
WC9 44,000 8.7 10 251,000 -6.1 WR 104

Karbonoaren sekuentziako ("WC") Wolf-Rayet izar batzuk, bereziki azken motetakoak, hauts ekoizpenagatik nabarmentzen dira. Hau, normalean, sistema bitarretakoak direnean gertatzen da, bikotea osatzen duten izar haizeen talkaren ondorioz,[15] WR 104 bitar ospetsuaren kasuan bezala, baina prozesu hau banakoetan ere gertatzen da.[14]

Nebulosa planetarioen erdiko izarren gutxi batzuk (%10 inguru), euren masa askoz baxuagoak izan arren (normalean ~ 0,6 eguzki), behaketaren ikuspuntutik ere WR motakoak dira, hau da, helio, karbono eta oxigeno lerro zabaldun igorpen lerroen espektroak erakusten dituzte. [WR] deituak, masa baxuko izar eboluzionatuetatik datozen objektu askoz zaharragoak dira, eta nano zuriekin estuki lotuta daude, WR klasearen lodiera osatzen duten izar oso gazte eta oso masiboekin baino gehiago.[62] Gaur egun, Wolf-Rayet izarrak deritzon klasetik kanpo geratzen dira, edo Wolf-Rayet motako izarrak deitzen dira.[23]

Metaltasuna[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Wolf-Rayet izarren kopurua eta propietateak euren guraso-izarren konposizio kimikoaren arabera aldatzen dira. Alde horren arrazoi nagusietako bat metaltasun-maila desberdinetan masa-galeraren tasa da. Metaltasun handiago batek masa galera handia dakar, izar masiboen eboluzioan eta Wolf-Rayet izarren propietateetan eragiten duena. Masa galera mailarik altuenek, izarrek, euren kanpo geruzak galtzea eragiten dute, burdinezko nukleo bat garatu eta kolapsatu aurretik, eta, hala, supererraldoi gorri masiboenek, supernoba bezala lehertu aurretik, tenperatura beroagoetara eboluzionatzen dute, eta izar masiboenak, sekula ez dira supererraldoi gorri bihurtzen. Wolf-Rayeten fasean, masa galera handiago batek nukleo konbektibotik kanpoko geruzak agortzera, azalean hidrogeno gutxiago egotera eta WC espektro bat sortzeko helioa azkarrago ateratzera eramaten du.

Joera hauek tokiko galaxia ezberdinetan ikus daitezke, non metaltasuna ia eguzki mailetatik aldatzen den Esne Bidean, apur bat baxuagoa M31n, are baxuagoa Magallanesen Laino Handian eta askoz baxuagoa Magallanesen Laino Txikian. Banakako galaxietan metaltasun aldaketa handiak ikusten dira, M33 eta Esne Bidearekin, erdigunetik gertu metaltasun altuagoak erakutsiz, eta M31rekin, diskoan haloan baino metaltasun handiagoa erakutsiz. Honela, SMCak bere izar eraketa tasarekin alderatuta WR izar gutxi dituela ikus daiteke, eta WC izar bakar bat ere ez (izar batek WO espektro mota bat du), Esne Bideak WN eta WC izar kopuru bera eta WR izar kopuru handi bat ditu, eta beste galaxia nagusiek WR izar gutxiago eta WN mota gehiago dituzte. LMCko Wolf-Rayet izarrek, eta bereziki SMCkoek, igorpen ahulagoa dute eta hidrogeno atmosferikoaren frakzio altuagoak izateko joera dute. SMCko WR izarrek ia unibertsalki hidrogeno zerbait erakusten dute, baita xurgatze lerroak ere espektro motarik goiztiarrenetan, haize ahulenek fotosfera erabat estaltzen ez dutelako.[63]

Kalkuluen arabera, sekuentzia nagusiko izar baten gehieneko masa, supererraldoi gorri fase batean zehar eboluzionatu dezakeena eta berriz WNL izar bat izan daitekeena, 20 M☉ ingurukoa da Esne Bidean, 32 M☉ LMCn eta 50 M☉ baino gehiagokoa SMCn. WNE eta WC etapak, eboluzionatuagoak, ia eguzki metaltasunean 25 M☉ baino gehiagoko hasierako masa duten izarrek soilik lortzen dituzte, 60 M☉ baino gehiago LMCn. Ez da espero izar bakar baten eboluzio normalak WNE edo WC izarrik sortzea LMCren metalizitatean.[64]

Errotazioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hidrogenoan aberatsa den WR 122 masiboa inguratzen duen gasezko diskoaren ilustrazio artistikoa

Masa galera izar baten errotazio tasaren eragina da, batez ere metaltasun baxuaren kasuan. Errotazio azkar batek nukleoaren fusio produktuak izarraren gainerakoarekin nahasten laguntzen du, gainazaleko elementu astunen ugaritasuna handitzen duena eta masa galera bultzatzen duena. Errotazioaren ondorioz, izarrak sekuentzia nagusian jarraitzen dute biratzen ez duten izarrak baino denbora gehiagoz, azkarrago eboluzionatzen dute supererraldoi gorriaren fasetik, edo, are gehiago, zuzenean eboluzionatzen dute sekuentzia nagusitik tenperatura altuagoetara masa oso altuak, metalikotasun altua edo errotazio oso azkarra izanez gero.

Izar masa galtzeak momentu angeluar galera eragiten du, eta honek azkar geldiarazten du izar masiboen errotazioa. Eguzkitik gertu metaltasuna duten izar oso masiboak, ia gelditu egin beharko lirateke sekuentzia nagusian jarraitzen duten bitartean, SMC metaltasunean, azkar biratzen jarrai dezaketen bitartean, behatutako masa altuenekin ere. Izar masiboen errotazio azkarrak, SMCko WR izarren ustekabeko propietate eta zenbakiak azal ditzake, euren tenperatura eta argitasun erlatiboki altuak adibidez.[63]

Bitarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sistema bitarren izar masiboak Wolf-Rayet izar bihur daitezke lagun batek bota dituelako eta ez izar haizeak berezko duen masa galtzeagatik. Prozesu hau nahiko zentzugabea da izar indibidualen errotazio edo metaltasunarekiko, eta talde lokaleko galaxia guztietan WR izar multzo sendo bat sortzea espero da. Ondorioz, kanal bitarraren bidez sortutako WR izarren zatikiak, eta, beraz, bitarretan behatutako WR izarren kopuruak, metalikotasun baxuko inguruneetan handiagoa izan beharko luke. Kalkuluen arabera, LGSn behatutako WR izarren frakzio bitarrak % 98 bezain altua izan beharko luke, nahiz eta, egia esan, erdiek baino gutxiagok kide masiboa duten. Kalkulu teorikoen arabera, Esne Bidearen frakzio bitarra % 20 ingurukoa da.[65]

Nebulosak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

AB7k Magallanesen lainoetan kitzikapen handieneko nebulosetako bat sortzen du.
Artikulu nagusia: «Wolf–Rayet nebulosa»

WR izarren proportzio esanguratsu bat, zuzenean izarrari lotutako nebulositatez inguratua dago, ez bakarrik izar masiboen eraketa edozein eskualderi lotutako hondo normaleko nebulositatea, eta ez AGB ondorengo izar batek osatutako nebulosa planetario bat. Nebulositateak forma ezberdinak ditu eta bere sailkapena zaila izan da. Asko, jatorrian, nebulosa planetario bezala katalogatuak izan ziren, eta, batzuetan, uhin luzera ugariko ikerketa arduratsu batek bakarrik bereiz dezake nebulosa planetario bat masa baxuko AGB ondorengo izar baten inguruan, antzeko eran helio nukleoa duen izar masiboago baten inguruan.[64][66]

Wolf-Rayet galaxiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Wolf-Rayet galaxia»

Wolf-Rayet galaxia izar-kimuak dituen galaxia mota bat da, non WR izar kopuru nahikoa dagoen bere igorpen-lerro bereizgarrien espektroak galaxiaren espektro orokorrean ikusteko.[67] Zehazki, Wolf-Rayet galaxia bat definitzen duen ezaugarria, igorpen handi bat da, He ii 468,6 nm-ko espektro lerroengatik eta gertuko beste batzuengatik. WR izarren bizitza erlatiboki laburrak, galaxia hauen izar agerraldiek, milioi bat urte baino gutxiago iraun behar izan zutela esan nahi du, eta azken milioika urteetan gertatu behar izan zela, bestela, WR igorpena, beste izar argitsu askok urperatuko baitzuten.[68]

Eboluzioa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

WR izarrak nola eratzen, garatzen eta hiltzen diren azaltzen duten teoriak, berandu sortu dira, hain muturrekoa ez den izar eboluzioaren azalpenarekin alderatuta. Bakanak, urrunak eta askotan ilunduak dira, eta XXI. mendean ere bere bizitzako alderdi asko ez daude argi.

Historia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Wolf-Rayet izarrak, argi eta garbi, XIX. mendetik izar mota ezohiko eta bereizgarri bezala identifikatuak izan diren arren,[69] izar hauen izaera zalantzazkoa izan zen XX. mendearen amaierara arte. 1960ko hamarkadaren aurretik, WR izarren sailkapena ere oso zalantzazkoa zen, eta bere izaera eta eboluzioa, funtsean, ezezagunak ziren. Nebulosa planetarioen (CSPNe) erdiko izarren eta WR izar klasikoen itxura oso antzekoak, askoz argitsuagoak, ziurgabetasunean laguntzen zuen.[70]

1960 inguruan, CSPNe eta WR izar klasiko masibo eta argitsuen arteko bereizketa argiago zegoen. Ikerketek, izar txiki eta trinkoak zirela erakutsi zuten, izar inguruko material zabal batez inguratuak, baina oraindik ez zegoen argi materiala izarretik kanporatua zen edo izarraren gainean uzkurtzen zen.[71][72] Nitrogeno, karbono eta oxigeno ugaritasun ezohikoa ezagutu zen, baita hidrogeno falta ere, baina arrazoiak oraindik ilunak ziren.[73] WR izarrak oso gazteak eta oso arraroak zirela onartu zen, baina oraindik eztabaidatzen ari ziren sekuentzia nagusirantz eboluzionatzen zuten edo sekuentziatik urruntzen ziren.[74][75]

1980ko hamarkadan, WR izarrak OB izar masiboen ondorengoak zirela onartu zen, oraindik sekuentzia nagusiarekin eta eboluzionatutako beste izar masibo batzuekin alderatuta euren eboluzio egoera zehatza ezagutzen ez zen arren.[76] Izar bitar masiboetan WR izarren nagusitasuna eta euren hidrogeno falta grabitate kentzearen ondorio izan zitezkeen teoriak, neurri handi batean, baztertuak edo utziak izan ziren.[77] WR izarrak, supernoben guraso posible bezala proposatzen ziren, eta, bereziki, aurkitu berri ziren Ib motako supernobak, hidrogenorik gabekoak baina, itxuraz, izar masibo gazteekin lotuta zeudenak.[76]

XXI. mendearen hasieran, WR izarrak, neurri handi batean, euren hidrogeno nukleoa agortu zuten izar masibo bezala onartzen ziren, sekuentzia nagusia utzi eta atmosfera gehienak kanporatuz, heliozko nukleo bero txiki bat eta fusio produktu astunagoak atzean utziz.[78][79]

Egungo ereduak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

WR 31a, izarraren bizitzako lehen etapetan kanporatutako materialarekin talka egiten duen izar haize indartsu batek sortutako burbuila urdinezko nebulosa batez inguratua dago (ESA/Hubble & NASA Acknowledgement: Judy Schmidt).

WR izar gehienak, i populazioaren mota klasikokoak, gaur egun, izar masiboenen eboluzioaren etapa natural bat bezala ulertzen dira (nebulosa planetarioen izar zentralak zenbatu gabe, hain ohikoak ez direnak), garai baten ondoren supererraldoi gorri bezala, garai baten ondoren supererraldoi urdin bezala, edo zuzenean sekuentzia nagusiko izar masiboenetatik. Masa txikieneko supererraldoi gorriek fase horretan supernoba bezala eztanda egitea besterik ez da espero, supererraldoi gorri masiboenek euren atmosferak kanporatzen dituzten heinean tenperatura altuagoak lortu arte aurrera egiten duten bitartean. Batzuk LBV edo hipererraldoi horiaren fasean lehertzen dira, baina asko Wolf-Rayet izar bihurtzen dira.[80] Ia hidrogeno guztia galdu edo erre dute, eta, orain, helioa fusionatzen dute euren nukleoetan edo elementu astunagoetan, euren bizitzaren amaieran, oso denbora laburrean.[80]

Sekuentzia nagusiko izar masiboek nukleo oso bero bat sortzen dute, hidrogenoa CNO prozesuaren bidez oso azkar fusionatzen duena eta izar osoan konbekzio indartsu bat sortzen duena. Honek, gainazalean helio nahasketa bat eragiten du, errotazioak indartzen duen prozesu bat, ziur asko, errotazio diferentzial baten ondorioz, non nukleoa gainazala baino azkarrago biratzen den. Izar hauek, gainazalean nitrogenoa oso adin goiztiarrean handitzen dela ere erakusten dute, CNO zikloaren ondorioz karbono eta nitrogeno proportzioen aldaketek eraginda. Atmosferako elementu astunen gehikuntzak eta argitasunaren gehikuntzak, izar haize indartsuak sortzen dituzte, igorpen lerroen espektroen iturri direnak. Izar hauek Of espektro bat garatzen dute, Of* behar bezain beroak badira, WNh espektro bihurtzen dena izar haizeak gehiago handitzen diren heinean. Honek, nukleoan hidrogenoa erretzen jarraitzen duten eta hasierako masa gutxi galdu duten WNh izarren argitasun eta masa handia azaltzen du. Denborarekin, izar hauek supererraldoi urdin (LBV) bihurtuko dira nukleoko hidrogenoa agortzen den heinean, edo nahasketa behar bezain eraginkorra bada (adibidez, errotazio azkar baten bidez), zuzenean WN izarretara aurrera egin dezakete hidrogenorik gabe.

Litekeena da WR izarrek euren bizitza bortizki amaitzea, nano zuri bihurtu arte desagertu beharrean. Horrela, hasierako masa eguzkiarena baino 9 aldiz handiagoa duen izar orok, ezinbestean supernoba eztanda batean amaituko luke, horietako asko WR etapatik.[23][80][81]

Behaketak, ez du WR izarren progresio soil bat babesten tenperatura baxuetatik beroetara, azkenean, WO motako izarrak sortuz. WO motako izarrak oso arraroak dira eta ezagutzen diren adibide guztiak WC izar nahiko arruntak baino argitsuagoak eta masiboagoak dira. Teoria alternatiboek iradokitzen dutenez, WO motako izarrak sekuentzia nagusiko izarrik masiboenetatik soilik sortzen dira,[14] eta/edo bizitza oso laburreko azken fase bat osatzen dute, ustiatu baino milaka urte eskasekoa, WC fasea nukleoaren helioaren errekuntza faseari eta WO fasea ondorengo errekuntza nuklearraren etapari dagokielarik. Oraindik ez dago argi WO espektroa tenperatura oso altuko ionizazioaren efektuen emaitza den, ugaritasun kimikoaren benetako diferentzia islatzen duen, edo bi efektuak gradu ezberdinetan gertatzen diren.[80][82][83][84]

Izarren bilakaera eskematikoa, hasierako masaren arabera (eguzki-metaltasunaren arabera)
Hasierako Masa (M☉) Sekuentzia Ebolutiboa Supernoba Mota
60+ O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL] IIn
45–60 O → WNh → LBV/WNE? → WO Ib/c
20–45 O → RSG → WNE → WC Ib
15–20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (blue loops) II-L (or IIb)
8–15 B → RSG II-P

Legenda:

Wolf-Rayet izarrak izar masiboetatik sortzen dira, nahiz eta i populazioaren izar eboluzionatuek euren hasierako masen erdia edo gehiago galdu duten WR itxura erakusten dutenerako. Adibidez, γ2 Velorum A-k, gaur egun, Eguzkia baino 9 aldiz masa handiagoa du, baina Eguzkia baino 40 aldiz masa handiagoarekin hasi zen.[85] Masa handiko izarrak oso arraroak dira, bai maiztasun gutxiagorekin eratzen direlako, bai bizitza laburrak dituztelako. Honek, Wolf-Rayet izarrak eurak oso arraroak direla esan nahi du, soilik sekuentzia nagusiko izar masiboenetatik sortzen direlako eta izar horien bizitzan nahiko fase laburra direlako. Honek azaltzen du zergatik diren Ibc motako supernobak II motakoak baino urriagoak, masa handiagoko izarretatik datozelako.

WNh izarrak, espektroskopikoki antzekoak direnak, baina, benetan, euren atmosfera kanporatzen ia hasi ez diren eboluzio gutxiagoko izarrak direnak, salbuespen bat dira, eta oraindik mantentzen dute euren hasierako masaren zati handi bat. Gaur egun ezagutzen diren izarrik masiboenak, sekuentzia nagusiko WNh izar guztiak dira, eta ez o motako izarrak, espero den egoera bat, izar hauek, euren eraketa baino milaka urte batzuk beranduago, lurrazalean helioa eta nitrogenoa erakusten dutelako, ziuraski, inguruko gas hodeiaren bidez ikusgarri bihurtu aurretik. Azalpen alternatibo bat, izar hauek, hain masiboak direla da, ezin izan zirela sekuentzia nagusiko izar normal bezala eratu, aldiz, hain muturrekoak ez diren izarren bat-egiteen emaitza delarik.[86]

Izar bakar baten eboluzioaren bidez behatutako Wolf-Rayet izar kopurua eta motak modelizatzeko zailtasunek, elkarreragin bitarren bidez eratzen direla teorizatzera eraman dute, izar baten kanpoko geruzen galera masa trukearen bidez bizkortu dezaketenak. WR 122, izarra inguratzen duen gas disko lau bat duen adibide potentzial bat da, ia 2 bilioi miliako zabalerakoa, eta bere kanpoko bilgarria kentzen duen izar lagun bat izan dezake.[87]

Supernobak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Supernoba»

Ib eta Ic motako supernoben guraso asko WR izarrak diren susmoa dago, baina ez da identifikazio erabakigarririk egin.

Ib motako supernobek ez dute hidrogeno linearik euren espektroetan. Ic motako supernobek, ohikoenak, ez dute hidrogeno eta helio linearik euren espektroetan. Supernoba hauetarako esperotako gurasoak izar masiboak dira, euren kanpo geruzetan hidrogenorik ez dutenak edo hidrogenorik eta heliorik ez dutenak. WR izarrak, hain zuzen ere, objektu hauek dira. WR izar guztiek ez dute hidrogenorik eta WR izar batzuetan, batez ere WO taldean, helioa ere oso agortuta dago. WR izarrek nukleoa kolapsatzea espero da burdin nukleo bat sortu dutenean, eta supernoba leherketak Ib edo Ic motakoak izango lirateke. Kasu batzuetan, baliteke nukleoak zulo beltz batera egiten duen kolapso zuzenak ageriko leherketarik ez eragitea.[88]

WR izarrak oso argitsuak dira euren tenperatura altuengatik, baina ez dira bisualki distiratsuak, bereziki supernoben guraso gehienak izatea espero den adibiderik beroenak. Teoriak iradokitzen duenez, orain arte behatutako Ibc motako supernoben gurasoak ez lirateke detektatuak izateko bezain distiratsuak izango, guraso horien propietateei mugak jartzen dizkieten arren.[83] iPTF13bvn supernobaren tokian desagertu den balizko guraso-izar bat WR izar bakar bat izan daiteke,[89] nahiz eta beste analisi batzuek hain masiboa ez den sistema bitar baten alde egiten duten, izar erantzi batekin edo heliozko erraldoi batekin.[90][91] Supernoba WRren beste guraso posible bakarra SN 2017ein da, eta, berriz ere, ez dago jakiterik gurasoa WR izar masibo bat edo sistema bitar bat den.[92]

Adibideak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Wolf-Rayet izar baten adibiderik ikusgarriena, askogatik, γ2 Velorum (WR 11) da, begi hutsez izar distiratsu bat dena iparraldeko latitudeko 40 graduen hegoaldean daudenentzat, argiaren zatirik handiena, O7.5 lagun erraldoi batengandik datorren arren. Bere espektroaren izaera exotikoaren ondorioz (igorpen lerro distiratsuak xurgapen lerro ilunen ordez), "Hegoaldeko Zeruetako harribitxi espektrala" deitua da. 6 magnitudea baino distiratsuagoa den beste Wolf-Rayet izar bakarra θ Muscae da (WR 48), o klaseko bi lagun dituen izar hirukoitz bat biak WC izarrak dira. WR WR 79a izar "ohia" (HR 6272) 6 magnitudea baino distiratsuagoa da, baina, gaur egun, igorpen handia duen O8 supererraldoi berezitzat hartzen da. Hurrengo distiratsuena, 6,4 magnitudekoa, WR 22 da, WN7h primarioa duen bitar masibo bat.[15]

Gaur egun ezagutzen den izarrik masibo eta argitsuena, R136a1, WNh motako Wolf-Rayet izar bat ere bada, oraindik bere nukleoan hidrogenoa fusionatzen ari dena. Izar mota hau, argitsuenetako eta masiboenetako asko hartzen dituena, oso gaztea da, eta izar kumulu trinkoenen erdian baino ez dago. Noizbehinka, VFTS 682 bezalako WNh izar iheslari bat kumulu hauetatik kanpo dago, ziuraski sistema anizkoitz batetik kanporatua edo beste izar batzuekin elkarreraginez.

Wolf-Rayet bitar batek duen izar sistema hirukoitz baten adibide bat Apep da. Bertan, bere muturreko izar haizeek bultzatutako karbono hauts kantitate handiak askatzen dira. Bi izarrek elkar orbitatzen dutenean, hautsa kedar-buztan distiratsu batean biltzen da.

Endekatzen ez diren izar beroago guztiak (gutxi beroenak) Wolf-Rayet izarrak dira, horietatik beroena WR 102 delarik, dirudienez 210.000 Kelvineko tenperatura duena, ondoren, WR 142, 200.000 K. LMC195-1, Magallanesen Hodei Handian kokatua, antzeko tenperatura izan beharko luke, baina, oraingoz, tenperatura hau ez da ezagutzen.

HD 184738, also known as Campbell's Star. This is actually a planetary nebula and the central star is an old low-mass star unlike the main class of massive Wolf–Rayet stars.[93]

Soilik nebulosa planetarioen gutxiengo batek ditu WR motako izar zentralak, baina oso ezagunak diren nebulosa planetarioen kopuru handi batek ditu.

WR motako izar zentralak dituzten nebulosa planetarioak[94]
Nebulosa Planetarioa Izar zentral mota
NGC 2452 [WO1]
NGC 2867 [WO2]
NGC 5189 (Spiral Planetary Nebula) [WO1]
NGC 2371-2 [WO1]
NGC 5315 [WO4]
NGC 40 [WC8]
NGC 7026 [WO3]
NGC 1501 [WO4]
NGC 6751 [WO4]
NGC 6369 (Little Ghost Nebula) [WO3]
MyCn18 (Hourglass Nebula) [WC]-PG1159

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. ↑ (Ingelesez) «Wolf, Charles J E (1827-1918)» Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics: 4101. 2000-11  doi:10.1888/0333750888/4101. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  2. ↑ Huggins, William; Huggins, Margaret Lindsay. (1891-01-01). «IV. On Wolf and Rayet's bright-line stars in Cygnus» Proceedings of the Royal Society of London 49 (296-301): 33–46.  doi:10.1098/rspl.1890.0063. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  3. ↑ (Ingelesez) Fowler, A.. (1912-12). «Observations of the principal and other series of lines in the spectrum of Hydrogen (Plates 2-4)» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 73: 62–72.  doi:10.1093/mnras/73.2.62. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  4. ↑ (Ingelesez) Wright, W. H.. (1914-12). «The relation between the Wolf-Rayet stars and the planetary nebulae.» The Astrophysical Journal 40: 466–472.  doi:10.1086/142138. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  5. ↑ a b (Ingelesez) Beals, C. S.. (1929-12). «On the nature of Wolf-Rayet emission» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 90: 202–212.  doi:10.1093/mnras/90.2.202. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  6. ↑ a b c (Ingelesez) Beals, C. S.. (1940-06). «On the Physical Characteristics of the Wolf Rayet Stars and their Relation to Other Objects of Early Type (with Plates VIII, IX)» Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 34: 169. ISSN 0035-872X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  7. ↑ (Ingelesez) Beals, C. S.. (1930). «The Wolf-Rayet stars.» Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria 4: 271–301. ISSN 0078-6950. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  8. ↑ a b (Ingelesez) Beals, C. S.. (1933-06). «Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars» The Observatory 56: 196–197. ISSN 0029-7704. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  9. ↑ (Ingelesez) Swings, P.. (1942-01). «The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects.» The Astrophysical Journal 95: 112.  doi:10.1086/144379. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  10. ↑ (Ingelesez) Starrfield, S.; Cox, A. N.; Kidman, R. B.; Pensnell, W. D.. (1985-06). «An analysis of nonradial pulsations of the central star of the planetary nebula K1-16.» The Astrophysical Journal 293: L23–L27.  doi:10.1086/184484. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  11. ↑ a b (Ingelesez) Sanduleak, N.. (1971-03). «On Stars Having Strong O VI Emission» The Astrophysical Journal 164: L71.  doi:10.1086/180694. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  12. ↑ a b (Ingelesez) Barlow, M. J.; Hummer, D. G.. (1982). «The WO Wolf-rayet stars.» Wolf-Rayet Stars: Observations, Physics, Evolution 99: 387–392. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  13. ↑ a b (Ingelesez) Wolf–Rayet star. 2021-06-03 (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  14. ↑ a b c d e Sander, Andreas; Hamann, Wolf-Rainer; Todt, Helge. (2012-04). «The Galactic WC stars: Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence» Astronomy & Astrophysics 540: A144.  doi:10.1051/0004-6361/201117830. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  15. ↑ a b c d e f g h i j (Ingelesez) Hucht, Van Der; A, Karel. (2001-02). «The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars» New Astronomy Reviews 45 (3): 135–232.  doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. ISSN 1387-6473. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  16. ↑ a b c d e (Ingelesez) Crowther, P. A.; De Marco, Orsola; Barlow, M. J.. (1998-05). «Quantitative classification of WC and WO stars» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 296 (2): 367–378.  doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  17. ↑ a b (Ingelesez) Smith, Lindsey F.. (1968). «A revised spectral classification system and a new catalogue for galactic Wolf-Rayet stars» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 138: 109.  doi:10.1093/mnras/138.1.109. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  18. ↑ (Ingelesez) Crowther, P. A.; Smith, L. J.. (1997-04). «Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. VI. Large Magellanic Cloud WNL stars.» Astronomy and Astrophysics 320: 500–524. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  19. ↑ (Ingelesez) Conti, Peter S.; Massey, Philip. (1989-02). «Spectroscopic Studies of Wolf-Rayet Stars. IV. Optical Spectrophotometry of the Emission Lines in Galactic and Large Magellanic Cloud Stars» The Astrophysical Journal 337: 251.  doi:10.1086/167101. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  20. ↑ a b c (Ingelesez) Smith, Lindsey F.; Shara, Michael M.; Moffat, Anthony F. J.. (1996-07). «A three-dimensional classification for WN stars» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 281 (1): 163–191.  doi:10.1093/mnras/281.1.163. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  21. ↑ (Ingelesez) Kingsburgh, R. L.; Barlow, M. J.; Storey, P. J.. (1995-03). «Properties of the WO Wolf-Rayet stars.» Astronomy and Astrophysics 295: 75–100. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  22. ↑ (Ingelesez) Smith, J. D. T.; Houck, J. R.. (2001-04). «A Mid-Infrared Spectral Survey of Galactic Wolf-Rayet Stars» The Astronomical Journal 121 (4): 2115–2123.  doi:10.1086/319968. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  23. ↑ a b c d Crowther, Paul A.. (2007-09). «Physical Properties of Wolf-Rayet Stars» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 45 (1): 177–219.  doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  24. ↑ Todt, H.; Peña, M.; Hamann, W.-R.; Gräfener, G.. (2010-06). «The central star of the planetary nebula PB 8: a Wolf-Rayet-type wind of an unusual WN/WC chemical composition» Astronomy and Astrophysics 515: A83.  doi:10.1051/0004-6361/200912183. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  25. ↑ Miszalski, B.; Crowther, P. A.; De Marco, O.; Köppen, J.; Moffat, A. F. J.; Acker, A.; Hillwig, T. C.. (2012-06-11). «IC 4663: The first unambiguous [WN Wolf-Rayet central star of a planetary nebula»] Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 423 (1): 934–947.  doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  26. ↑ Todt, H.; Kniazev, A. Y.; Gvaramadze, V. V.; Hamann, W.-R.; Buckley, D.; Crause, L.; Crawford, S. M.; Gulbis, A. A. S. et al.. (2013-04-11). «Abell 48 - a rare WN-type central star of a planetary nebula» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 430 (3): 2302–2312.  doi:10.1093/mnras/stt056. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  27. ↑ Frew, David J.; Bojicic, Ivan S.; Parker, Q. A.; Stupar, M.; Wachter, S.; DePew, K.; Danehkar, A.; Fitzgerald, M. T. et al.. (2014-05-11). «The planetary nebula Abell 48 and its [WN nucleus»] Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 440 (2): 1345–1364.  doi:10.1093/mnras/stu198. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  28. ↑ (Ingelesez) Hamann, W.-R.. (1997). «Spectra of Wolf-Rayet type central stars and their analysis (Invited Review)» Planetary Nebulae 180: 91. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  29. ↑ (Ingelesez) Hamann, Wolf-Rainer. (1996-04). «Spectral analysis and model atmospheres of WR central stars (Invited paper)» Astrophysics and Space Science 238 (1): 31–42.  doi:10.1007/BF00645489. ISSN 0004-640X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  30. ↑ (Ingelesez) Liu, Q.-Z.; Hu, J.-Y.; Hang, H.-R.; Qiu, Y.-L.; Zhu, Z.-X.; Qiao, Q.-Y.. (2000-06). «The supernova 1998S in NGC 3877: Another supernova with Wolf-Rayet star features in pre-maximum spectrum» Astronomy and Astrophysics Supplement Series 144: 219–225.  doi:10.1051/aas:2000208. ISSN 0365-0138. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  31. ↑ Groh, Jose H.. (2014-12). «Early-time spectra of supernovae and their precursor winds: the luminous blue variable/yellow hypergiant progenitor of SN 2013cu» Astronomy & Astrophysics 572: L11.  doi:10.1051/0004-6361/201424852. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  32. ↑ a b c Crowther, Paul; Walborn, Nolan. (2011-09-11). «Spectral Classification of O2-3.5If*/WN5-7 stars» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 416 (2): 1311–1323.  doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  33. ↑ (Ingelesez) Walborn, N. R.. (1982-03). «The O3 stars.» The Astrophysical Journal 254: L15–L17.  doi:10.1086/183747. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  34. ↑ (Ingelesez) Walborn, N. R.. (1982-05). «OFPE/WN9 circumstellar shells in the Large Magellanic Cloud.» The Astrophysical Journal 256: 452–459.  doi:10.1086/159922. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  35. ↑ (Ingelesez) Smith, L. J.; Crowther, P. A.; Prinja, R. K.. (1994-01). «A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula.» Astronomy and Astrophysics 281: 833–854. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  36. ↑ (Ingelesez) Crowther, P. A.; Bohannan, B.. (1997-01). «The distinction between OIafpe and WNLha stars. A spectral analysis of HD 151804, HD 152408 and HDE 313846.» Astronomy and Astrophysics 317: 532–547. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  37. ↑ Vamvatira-Nakou, C.; Hutsemekers, D.; Royer, P.; Cox, N. L. J.; Naze, Y.; Rauw, G.; Waelkens, C.; Groenewegen, M. A. T.. (2015-06). «The Herschel view of the nebula around the luminous blue variable star AG Carinae» Astronomy & Astrophysics 578: A108.  doi:10.1051/0004-6361/201425090. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  38. ↑ a b c Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip; Morrell, Nidia. (2018-08-22). «A Modern Search for Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds. IV. A Final Census» The Astrophysical Journal 863 (2): 181.  doi:10.3847/1538-4357/aad17d. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2021-06-03).
  39. ↑ (Ingelesez) Roberts, M. S.. (1962-02). «The galactic distribution of the Wolf-Rayet stars.» The Astronomical Journal 67: 79–85.  doi:10.1086/108603. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  40. ↑ (Ingelesez) Campbell, W. W.. (1895-10). «Stars whose spectra contain both bright and dark hydrogen lines.» The Astrophysical Journal 2: 177–183.  doi:10.1086/140127. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  41. ↑ (Ingelesez) Payne-Gaposchkin, Cecilia. (1930). «The stars of high luminosity» Harvard Observatory Monographs 3: 1. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  42. ↑ (Ingelesez) Fleming, Williamina Paton Stevens; Pickering, Edward Charles. (1912). «Stars having peculiar spectra» Annals of Harvard College Observatory 56 (6): 165–226. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  43. ↑ (Ingelesez) van der Hucht, K. A.; Conti, P. S.; Lundstrom, I.; Stenholm, B.. (1981-09). «The Sixth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars - Their Past and Present» Space Science Reviews 28 (3): 227–306.  doi:10.1007/BF00173260. ISSN 0038-6308. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  44. ↑ a b van der Hucht, Karel A.. (2006-11). «New Galactic Wolf-Rayet stars, and candidates. An annex to The VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars» Astronomy & Astrophysics 458 (2): 453–459.  doi:10.1051/0004-6361:20065819. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  45. ↑ a b Shara, Michael M.; Faherty, Jacqueline K.; Zurek, David; Moffat, Anthony F. J.; Gerke, Jill; Doyon, René; Artigau, Etienne; Drissen, Laurent. (2012-06-01). «A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf-Rayet Stars II. Going Fainter: 71 More New WR Stars» The Astronomical Journal 143 (6): 149.  doi:10.1088/0004-6256/143/6/149. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  46. ↑ Rosslowe, C. K.; Crowther, P. A.. (2015-03-01). «Spatial distribution of Galactic Wolf-Rayet stars and implications for the global population» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 447 (3): 2322–2347.  doi:10.1093/mnras/stu2525. ISSN 1365-2966. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  47. ↑ (Ingelesez) Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G.. (1999-05). «The fourth catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud» Astronomy and Astrophysics Supplement Series 137: 117–145.  doi:10.1051/aas:1999240. ISSN 0365-0138. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  48. ↑ (Ingelesez) Breysacher, J.. (1981-02). «Spectral classification of Wolf-rayet stars in the Large Magellanic Cloud.» Astronomy and Astrophysics Supplement Series 43: 203–207. ISSN 0365-0138. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  49. ↑ Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O. et al.. (2014-05). «The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud: A comprehensive analysis of the WN class» Astronomy & Astrophysics 565: A27.  doi:10.1051/0004-6361/201322696. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  50. ↑ (Ingelesez) Azzopardi, M.; Breysacher, J.. (1979-05). «A search for new Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud.» Astronomy and Astrophysics 75: 120–126. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  51. ↑ Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Parker, J. Wm. (2003-11). «The Discovery of a Twelfth Wolf-Rayet Star in the Small Magellanic Cloud» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 115 (813): 1265–1268.  doi:10.1086/379024. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  52. ↑ Massey, Phil; Duffy, Alaine. (2001-04). «A Search for Wolf-Rayet Stars in the Small Magellanic Cloud» The Astrophysical Journal 550 (2): 713–723.  doi:10.1086/319818. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  53. ↑ Bonanos, A. Z.; Lennon, D. J.; Köhlinger, F.; van Loon, J. Th; Massa, D. L.; Sewilo, M.; Evans, C. J.; Panagia, N. et al.. (2010-08-01). «Spitzer SAGE-SMC Infrared Photometry of Massive Stars in the Small Magellanic Cloud» The Astronomical Journal 140 (2): 416–429.  doi:10.1088/0004-6256/140/2/416. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  54. ↑ Shara, Michael M.; Moffat, Anthony F. J.; Gerke, Jill; Zurek, David R.; Stanonik, Kathryn; Doyon, Rene; Artigau, Etienne; Drissen, Laurent et al.. (2009-08-01). «A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf-Rayet Stars I. Methods and First Results: 41 New WR Stars» The Astronomical Journal 138 (2): 402–420.  doi:10.1088/0004-6256/138/2/402. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  55. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip. (2011-06-01). «The Wolf-Rayet Content of M33» The Astrophysical Journal 733 (2): 123.  doi:10.1088/0004-637X/733/2/123. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  56. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip; Georgy, Cyril. (2012-11-01). «The Wolf-Rayet Content of M31» The Astrophysical Journal 759 (1): 11.  doi:10.1088/0004-637X/759/1/11. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  57. ↑ (Ingelesez) Bibby, Joanne; Shara, M.. (2012-01). «A Study of the Wolf-Rayet Population of M101 using the Hubble Space Telescope.» American Astronomical Society Meeting Abstracts #219 219: 242.13. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  58. ↑ Schaerer, Daniel; Vacca, William D.. (1998-04-20). «New Models for Wolf-Rayet and O Star Populations in Young Starbursts» The Astrophysical Journal 497 (2): 618–644.  doi:10.1086/305487. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  59. ↑ Hamann, W.-R.; Graefener, G.; Liermann, A.. (2006-10). «The Galactic WN stars: Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation» Astronomy & Astrophysics 457 (3): 1015–1031.  doi:10.1051/0004-6361:20065052. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  60. ↑ (Ingelesez) Barniske, A.; Hamann, W.-R.; Gräfener, G.. (2006-12). «Wolf-Rayet stars of the carbon sequence» Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology 353: 243. ISSN 1050-3390. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  61. ↑ Sander, Andreas A. C.; Hamann, Wolf-Rainer; Todt, Helge; Hainich, Rainer; Shenar, Tomer; Ramachandran, Varsha; Oskinova, Lidia M.. (2019-01). «The Galactic WC and WO stars: The impact of revised distances from Gaia DR2 and their role as massive black hole progenitors» Astronomy & Astrophysics 621: A92.  doi:10.1051/0004-6361/201833712. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  62. ↑ (Ingelesez) Tylenda, R.; Acker, A.; Stenholm, B.. (1993-12). «Wolf-Rayet nuclei of planetary nebulae. Observations and classification.» Astronomy and Astrophysics Supplement Series 102: 595–602. ISSN 0365-0138. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  63. ↑ a b Hainich, R.; Pasemann, D.; Todt, H.; Shenar, T.; Sander, A.; Hamann, W.-R.. (2015-09). «Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud: I. Analysis of the single WN stars» Astronomy & Astrophysics 581: A21.  doi:10.1051/0004-6361/201526241. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  64. ↑ a b Toalá, J. A.; Guerrero, M. A.; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V.. (2015-06). «WISE morphological study of Wolf-Rayet nebulae» Astronomy & Astrophysics 578: A66.  doi:10.1051/0004-6361/201525706. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  65. ↑ (Ingelesez) Foellmi, C.; Moffat, A. F. J.; Guerrero, M. A.. (2003-01). «Wolf-Rayet binaries in the Magellanic Clouds and implications for massive-star evolution - I. Small Magellanic Cloud» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 338 (2): 360–388.  doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  66. ↑ Frew, David J.; Parker, Quentin A.. (2010). «Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics, and Diagnostics» Publications of the Astronomical Society of Australia 27 (2): 129–148.  doi:10.1071/AS09040. ISSN 1323-3580. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  67. ↑ (Ingelesez) Conti, Peter S.; Vacca, William D.. (1994-03). «HST UV Imaging of the Starburst Regions in the Wolf-Rayet Galaxy He 2-10: Newly Formed Globular Clusters?» The Astrophysical Journal 423: L97.  doi:10.1086/187245. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  68. ↑ (Ingelesez) Leitherer, Claus; Vacca, William D.; Conti, Peter S.; Filippenko, Alexei V.; Robert, Carmelle; Sargent, Wallace L. W.. (1996-07). «Hubble Space Telescope Ultraviolet Imaging and Spectroscopy of the Bright Starburst in the Wolf-Rayet Galaxy NGC 4214» The Astrophysical Journal 465: 717.  doi:10.1086/177456. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  69. ↑ (Ingelesez) Campbell, W. W.. (1894). «The Wolf-Rayet stars.» Astronomy and Astro-Physics (formerly The Sidereal Messenger) 13: 448–476. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  70. ↑ (Ingelesez) Zanstra, H.; Weenen, J.. (1950-02). «On physical processes in Wolf-Rayet stars. Paper 1: Wolf-Rayet stars and Beals' hypothesis of pure recombination (Errata: 11 357)» Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands 11: 165. ISSN 0365-8910. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  71. ↑ (Ingelesez) Limber, D. Nelson. (1964-05). «The Wolf-Rayet Phenomenon.» The Astrophysical Journal 139: 1251.  doi:10.1086/147863. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  72. ↑ (Ingelesez) Underhill, Anne B.. (1968). «The Wolf-Rayet Stars» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 6: 39.  doi:10.1146/annurev.aa.06.090168.000351. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  73. ↑ (Ingelesez) Underhill, Anne B.. (1960). «A Study of the Wolf-Rayet Stars H. D. 192103 and H. D. 192163» Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria 11: 209. ISSN 0078-6950. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  74. ↑ (Ingelesez) Sahade, J.. (1958-04). «On the nature of the Wolf-Rayet stars» The Observatory 78: 79–80. ISSN 0029-7704. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  75. ↑ (Ingelesez) Westerlund, B. E.; Smith, L. F.. (1964). «Worlf-Rayet Stars in the Large Magellanic Cloud» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 128: 311.  doi:10.1093/mnras/128.4.311. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  76. ↑ a b (Ingelesez) Abbott, David C.; Conti, Peter S.. (1987). «Wolf-rayet stars.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 25: 113–150.  doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000553. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  77. ↑ (Ingelesez) Paczyński, B.. (1967). «Evolution of Close Binaries. V. The Evolution of Massive Binaries and the Formation of the Wolf-Rayet Stars» Acta Astronomica 17: 355. ISSN 0001-5237. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  78. ↑ (Ingelesez) Nugis, T.; Lamers, H. J. G. L. M.. (2000-08). «Mass-loss rates of Wolf-Rayet stars as a function of stellar parameters» Astronomy and Astrophysics 360: 227–244. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  79. ↑ (Ingelesez) Humphreys, R. M.. (1991). «The Wolf-Rayet Connection - Luminous Blue Variables and Evolved Supergiants (review)» Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies 143: 485. ISSN 1743-9221. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  80. ↑ a b c d Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia. (2013-10). «Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: predicting the look of massive stars before death» Astronomy & Astrophysics 558: A131.  doi:10.1051/0004-6361/201321906. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  81. ↑ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, Andre; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M.-Fernanda. (2011-01-31). «Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: the single massive star perspective» arXiv:1101.5873 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  82. ↑ Tramper, F.; Gräfener, G.; Hartoog, O. E.; Sana, H.; de Koter, A.; Vink, J. S.; Ellerbroek, L. E.; Langer, N. et al.. (2013-12-05). «On the nature of the WO3 star DR1 in IC 1613» arXiv:1312.1555 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  83. ↑ a b Eldridge, John J.; Fraser, Morgan; Smartt, Stephen J.; Maund, Justyn R.; Crockett, R. Mark. (2013-11-21). «The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of type Ibc supernovae» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 436 (1): 774–795.  doi:10.1093/mnras/stt1612. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  84. ↑ Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril. (2014-04). «The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage» Astronomy & Astrophysics 564: A30.  doi:10.1051/0004-6361/201322573. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  85. ↑ Oberlack, U.; Wessolowski, U.; Diehl, R.; Bennett, K.; Bloemen, H.; Hermsen, W.; Knödlseder, J.; Morris, D. et al.. (1999-10-29). «COMPTEL limits on 26Al 1.809 MeV line emission from gamma^2 Velorum» arXiv:astro-ph/9910555 (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  86. ↑ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung. (2012-10-21). «The emergence of super-canonical stars in R136-type star-burst clusters» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 426 (2): 1416–1426.  doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  87. ↑ Mauerhan, Jon C.; Smith, Nathan; Van Dyk, Schuyler D.; Morzinski, Katie M.; Close, Laird M.; Hinz, Philip M.; Males, Jared R.; Rodigas, Timothy J.. (2015-07-01). «Multiwavelength Observations of NaSt1 (WR 122): Equatorial Mass Loss and X-rays from an Interacting Wolf-Rayet Binary» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 450 (3): 2551–2563.  doi:10.1093/mnras/stv257. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  88. ↑ Dessart, Luc; Hillier, D. John; Livne, Eli; Yoon, Sung-Chul; Woosley, Stan; Waldman, Roni; Langer, Norbert. (2011-07-11). «Core-collapse explosions of Wolf-Rayet stars and the connection to type IIb/Ib/Ic supernovae» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 414 (4): 2985–3005.  doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  89. ↑ Groh, Jose H.; Georgy, Cyril; Ekstrom, Sylvia. (2013-10). «Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn» Astronomy & Astrophysics 558: L1.  doi:10.1051/0004-6361/201322369. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  90. ↑ Cerdá-Durán, Pablo; Elias-Rosa, Nancy. (2018). «Neutron stars formation and Core Collapse Supernovae» arXiv:1806.07267 [astro-ph] 457: 1–56.  doi:10.1007/978-3-319-97616-7_1. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  91. ↑ (Ingelesez) Milisavljevic, D.. (2013-10). «The Progenitor Systems and Explosion Mechanisms of Supernovae» New Horizons in Astronomy (BASH 2013): 9. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  92. ↑ Kilpatrick, Charles D.; Takaro, Tyler; Foley, Ryan J.; Leibler, Camille N.; Pan, Yen-Chen; Campbell, Randall D.; Jacobson-Galan, Wynn V.; Lewis, Hilton A. et al.. (2018-10-21). «A Potential Progenitor for the Type Ic Supernova 2017ein» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 480 (2): 2072–2084.  doi:10.1093/mnras/sty2022. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  93. ↑ (Ingelesez) Acker, A.; Neiner, C.. (2003-05). «Quantitative classification of WR nuclei of planetary nebulae» Astronomy and Astrophysics 403: 659–673.  doi:10.1051/0004-6361:20030391. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).
  94. ↑ Peña, Miriam; Rechy-García, Jackeline S.; García-Rojas, Jorge. (2013-01-16). «Galactic kinematics of planetary nebulae with [WC central star»] arXiv:1301.3657 [astro-ph] (Noiz kontsultatua: 2021-06-05).

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Wolf-Rayet_izar&oldid=9289475"(e)tik eskuratuta