Suur tänu Kalju Annukile Tartu Observatooriumist, kes käesoleva kirjutise kriitilise pilguga läbi vaatas.

Koostaja vabandab lugeja ees, kui järgnev tekst tundub kuiva arvude jadana, aga loodab siiski, et allpool kirjeldatavatest (kaksik)tähtedest aitavad toodud arvandmed ülevaadet saada.

1867. aastal teatasid kaks Prantsuse astronoomi C. Wolf ja G. Rayet Prantsusmaa Teaduste Akadeemiale kolme tähe (HD 192641, HD 191765 ja HD 192103) avastamisest, mille spektris esinesid iseäralikud ja tugevad emissioonijooned.

Tänapäeval liigitatakse WR-tähed 1. ja 2. populatsiooni. Wolf-Rayet' tähtede 1. populatsioon on iseseisev klass väga heledaid massiivseid tähti. Tänu oma heledusele on nad vaadeldavad suurte vahemaade tagant.

Planetaarududes on leitud WR-tähtede sarnaseid objekte (2. populatsiooni WR-tähed), aga need on väikese massi ja heledusega ning omavad hoopis erinevat päritolu.

Vaatleme edaspidi Wolf-Rayet' tähtede 1. populatsiooni kuuluvaid objekte.

1987. aastaks oli lisaks 159 vastavale tähele Galaktikas leitud veel 100 WR-tähte Suures Magalhaesi Pilves, 8 Väikeses Magalhaesi Pilves ja mõned teistes galaktikates [1, lk. 1493]. 1992. aastaks oli Galaktikas teada 173 WR-tähte, M33-s umbes 100, M31-s 50 [4, lk. 4].

Spektris domineerivate emissioonijoonte järgi klassifitseeritakse need tähed kolme põhiklassi:

1. lämmastikjada (WN) tähed - domineerivad He ja N emissioonijooned;
2. süsinikjada (WC) tähed - domineerivad He ja C emissioonijooned;
3. hapnikjada (WO) tähed - domineerivad He ja O emissioonijooned.

N, C ja O joonte intensiivsuste järgi jaotatakse põhiklassid veel alamklassideks.

Kiirgusjooned WR-tähtede spektris on laiad ja asetsevad kuumal, O- ja B-tähtedega võrreldaval kontiinumil. Spektraalvaatlustest on selgunud, et eksisteerib pidev üleminek O-tähtedest üle Of-tähtede WR-tähtedele. See üleminek on kergesti vaadeldav He II (4686 Å) joone korral. Normaalsetel O-tähtedel on selle koha peal spektris neeldumisjoon, O((f))-tähtedel on seal samuti neeldumisjoon, aga N III annab emissioonijoone. O(f) tähtedel on He II joon väga nõrk või puudub hoopis, kuid Of-tähtedel on see emissioonis. WR-tähtedel esinevad nii He II kui ka N III jooned emissioonis, aga need on tugevamad kui vastavad jooned Of-tähtedel [1, lk. 1494].

Umbes 40% kõikidest WR-tähtedest näitavad oma spektris neeldumisjooni. Suuremal osal nendest tähtedest tekitab neeldumisjooned OB-tüüpi kaaslane, teise osa puhul ei olda kindlad, kas neeldumisjooned tekitab nähtamatu kaaslane või on need tähe endaga seotud.

Paljud resonantsjooned annavad P Cygni profiilid, mis on märk intensiivsest aine väljavoolust. (P Cygni profiili moodustab paisuva tuule emissiooni- ning tähelt vaatleja suunas liikuva atmosfääri sininihkega neeldumisjoone superpositsioon.)

WR-tähtede massikadu on (1..15)x10^-5 Päikese massi aastas [1, lk. 1491], see on 10..100 korda suurem kui OB-tähtedel. Oma suure massi väljavoolu tõttu on WR-tähed vastutavad märgatava osa aine ja mehaanilise energia lisamise eest tähtedevahelisse keskkonda. Nende sisemuses sünteesitud rasked elemendid on vaadeldavad kogu meie Galaktikas.

WR-tähed on suurima pideva massikaoga objektid kõigi täheklasside hulgas. Oma eluajal (~500 tuhat aastat) jõuab WR-täht emiteerida tähtedevahelisse keskkonda ~15 Päikese massi jagu ainet ja ~10⁵¹ ergi kineetilist energiat [4, lk. 24]; need arvud on võrreldavad vastavate väärtustega supernoova plahvatusel.

Aine väljavoolule viitab samuti emissioonijoonte intensiivsus. Emissioon peab toimuma ka väljaspool tähte (kiiresti liikuvas tähetuules), sest ainult tähe "liikumatu pinna" kiirgamisel esineks sama lainepikkuse juures absorptsioonijoon, mis vähendaks kontrasti [3].

Nii suure aine väljavoolu tõttu asub nende tähtede nähtav fotosfäär mitu tuhat km sekundis liikuvas tähetuules, see muudab tähe parameetrite määramise raskeks. Nagu kõigil massi kaotavatel tähtedel, kiirendatakse ka WR-tähtede tuult tähe pinna lähedal ja tuule kiirus kasvab eemaldudes tähest.

Ei ole leitud üksikuid WR-tähti, mis oleks perioodiliselt heledusmuutlikud. Üksikutel vaadeldud muutlikkus on tõenäoliselt tingitud variatsioonidest tähetuule struktuuris ja see ilmneb juhuslikult [1, lk. 1499].

Vaatlustest selgub, et WR-tähed on ära puhunud oma vesinikurikka kesta. Vesiniku-heeliumi suhe on varast tüüpi WN-tähtedel reeglina alla ühe, kümme korda väiksem kui kosmiline suhe. Hilist tüüpi WN-tähtede atmosfääris on vesinikku siiski tunduvalt rohkem. Vesinikkku ei ole leitud WC- ja WO-tähtedes.

Arvestades eelnevat, loetakse WR-tähed kaugele arenenud massiivsete tähtede hulka. Massiivsete tähtede ja WR-tähtede evolutsioonimudelid lubavad WR-tähtedel tekkida O-klassi tähtedest, mille mass ületab 20 Päikese massi.

WR-tähtede vaatlused teistes kohaliku galaktikagrupi liikmetes näitavad, et nad on alati seotud noorte ja heledate tähepopulatsioonidega. Nad on tihti lähiskaksikud OB-tähega, palju WR-tähti on leitud noortes OB-assotsiatsioonides. Umbes 30% lähiskaksiksüsteemidest leitud WR-tähtedel on O-tüüpi kaaslane; ülejäänud WR-tähte sisaldavatel kaksiksüsteemidel on väga madal massifunktsioon ja nende kaaslased on neutrontähe või musta augu kandidaadid.

Mõned WR-tähte sisaldavad kaksiksüsteemid on tugeva mittesoojusliku raadiokiirguse ja röntgenkiirguse allikad. Selle kiirguse teket seletatakse lööklaine mõjuga, mis tekib WR-tähelt lähtuva tuule kaaslasega põrkumisel. Selgub, et vaadeldavat mittetermilise raadiokiirguse ja röntgenkiirguse voogu saavad anda vaid pikaperioodilised eraldatud kaksikud [4, lk. 11].

V444 Cygnist

Toome siinkohal ühe tüüpilise Luige tähtkujus asuva WR-tähe (V444 Cygni) kirjelduse. V444 Cygni massikadu on 1.2x10^-5 Päikese massi aastas, heledus L=5x10⁵ Päikese heledust, raadius 2.9 Päikese raadiust [1, lk. 1510].

Tegu on eraldatud varjutusmuutliku kaksiksüsteemiga (WN 5 + O6), milles esinevad ka nõrgad peegeldusefektid. Süsteemi periood on 4.2 päeva [2, lk. 137], orbiidi kaldenurk on 78° +- 1° [3]. Kontiinumi võrdlus HD 188209 omaga annab süsteemi keskmiseks temperatuuriks 40000 K. Süsteemi massisuhe on 0.4 [2, lk. 137]. WN-komponendi mass on ligikaudu 20 Päikese massi ja O-komponendi oma ligikaudu 50 Päikese massi [2, lk. 143].

Iseloomuliku spektri kuju intensiivsete kiirgusjoonte ümbruses põhjustab mitu tegurit:

1. emissioon WN-tähe ümbrisest;
2. emissioon kahe tähe vahelisest gaasivoolust ja ühisest ümbrisest;
3. neeldumine O-tähe atmosfääris;
4. liikumised gaasivoolus ja WN-tähe ümbrises.

Suurima intensiivsusega joone spektris annab 6562 Å juures He ja He II superpositsioon.

Muutusi V444 Cygni spektris võime täheldada isegi mõnetunniste ajavahemike järel.

Kasutatud materjalid:

1. Doom, C. The origin of Wolf-Rayet stars. Rep. Prog. Phys., 50, 1987, lk. 1491-1552.
2. Acker, A., Prévot, M.-L., Prévot, L. Spectroscopic variations of the V 444 Cyg system. Astronomy and Astrophysics, 226, 1989, lk. 137-144.
3. van der Hucht, K. Wolf-Rayet stars. The Astronomy and Astrophysics Review, 4, 1992, lk. 123;
4. Pustõlnik, I. Kaksiksüsteemide ja muutlike tähtede füüsika ja evolutsioon. Loengukursus, 1999.