Gwiazdy Wolfa–Rayeta (WR) to wyewoluowane, bardzo masywne gwiazdy, które na początku życia miały zwykle ponad masie 20 mas Słońca. Są to obiekty o odsłoniętym jądrze — ich zewnętrzne warstwy zostały znacznie usunięte, wskutek czego w widmie dominują szerokie linie emisji spowodowane szybkim, gęstym wiatrem gwiazdowym. Typowe prędkości takiego wiatru osiągają do ~2000 km/s, a tempo utraty masy wynosi zwykle rzędu 10^-5–10^-4 mas Słońca rocznie (dla porównania nasze własne Słońce traci około 10^-14 mas Słońca rocznie).

Właściwości fizyczne

Gwiazdy WR są niezwykle gorące — temperatura powierzchni mieści się w zakresie od około 30 000 K do nawet ~200 000 K, co nadaje im charakterystyczny niebieski kolor. Mają też bardzo wysoką jasność całkowitą (promieniowanie bolometryczne): od kilkudziesięciu tysięcy do kilku milionów razy jaśniejsze od Słońca. Jednak w świetle widzialnym nie zawsze wydają się ekstremalnie jasne, ponieważ większość ich emisji przypada na daleki ultrafiolet, a nawet na „miękkie” promieniowanie rentgenowskie.

Spektroskopia i typy

Charakterystyczną cechą gwiazd Wolfa–Rayeta są szerokie linie emisji w widmach, pochodzące od jonów helu, azotu, węgla i tlenu. Na tej podstawie wyróżnia się główne klasy:

  • WN – widma z silnymi liniami azotu (są to gwiazdy odsłaniające produkty cyklu CNO);
  • WC – widma z silnymi liniami węgla (bardziej zaawansowane odsłonięcie warstw węglowych);
  • WO – rzadkie, z wyraźnymi liniami tlenu, zwykle najgorętsze i najbardziej zaawansowane ewolucyjnie.
Te typy odzwierciedlają skład powierzchni i stopień „obnażenia” wnętrza gwiazdy — zamiast warstw bogatych w wodor występują skupiska helu i cięższych pierwiastków.

Mechanizmy powstawania i ewolucja

Gwiazdy WR powstają z najbardziej masywnych gwiazd przez dwa podstawowe kanały:

  • samodzielne — ekstremalnie silne wiatry gwiazdowe stopniowo zdzierają zewnętrzne warstwy bogate w wodór, odsłaniając gorętsze, helowo-ciężkie jądro;
  • w układach binarnych — bliski towarzysz może wypreparować zewnętrzne warstwy pierwotnej gwiazdy przez transfer masy, co również prowadzi do powstania gwiazdy typu WR.
Czas życia fazy WR jest krótki w skali kosmicznej — zwykle rzędu kilku 10^5 do ~10^6 lat — po czym gwiazda kończy życie jako supernowa (typ Ib lub Ic) lub bezpośrednio zapada się do czarnej dziury. W specyficznych warunkach (duża masa i szybka rotacja, zwłaszcza przy niskiej metaliczności) zapadanie może towarzyszyć emisji długotrwałego rozbłysku gamma (long GRB).

Znaczenie astrofizyczne

Gwiazdy Wolfa–Rayeta mają duży wpływ na otoczenie:

  • wzbogacają międzygwiazdowe medium w pierwiastki ciężkie (węgiel, azot, tlen), od których zależy późniejsza formacja gwiazd i planet;
  • ich silne wiatry i promieniowanie jonizujące kształtują lokalne chmury gazowe, tworząc charakterystyczne otoczki i obłoki (tzw. mgławice WR) oraz mogą stymulować lub hamować powstawanie gwiazd;
  • są istotnymi sondami zaawansowanych etapów ewolucji masywnych gwiazd i źródłami badania mechanizmów utraty masy oraz końcowych eksplozji supernowych.

Obserwacje i przykłady

Gwiazdy WR identyfikuje się głównie dzięki spektralnym liniom emisji w optyce i ultrafiolecie, a także poprzez ich silne, szerokie profile linii wskazujące na szybki wiatr. Wiele gwiazd WR występuje w gromadach masywnych i w galaktykach aktywnych formacyjnie. Przykłady dobrze znanych obiektów to gwiazdy w Wielkim Psom lub w systemach wielokrotnych (np. Gamma Velorum), które służą jako ważne laboratoria obserwacyjne.

Podsumowując, gwiazdy Wolfa–Rayeta to krótkotrwała, ale kluczowa faza w życiu najbardziej masywnych gwiazd — charakteryzująca się ekstremalnymi temperaturami, silnymi wiatrami i istotnym wkładem w chemiczne i dynamicalne ewolucje galaktyk.