Wolf-Rayetster: verschil tussen versies
Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
k r2.7.2+) (Robot: gewijzigd: uk:Зорі Вольфа—Райє |
|||
| (24 tussenliggende versies door 18 gebruikers niet weergegeven) | |||
| Regel 1: | Regel 1: | ||
[[Bestand:Stellar evolutionary tracks-en-with-text.svg|thumb|rechts|Wolf-Rayetsterren (WR) in het [[Hertzsprung-Russelldiagram]] met [[sterevolutie|evolutiesporen]] voor sterren van verschillende massa]] |
|||
[[Bestand:Wolf rayet2.jpg|thumb| |
[[Bestand:Wolf rayet2.jpg|thumb|Foto van de W-ster WR124, gemaakt door de [[Ruimtetelescoop Hubble|Hubble ruimtetelescoop]]. De wolk eromheen is de nevel M1-67.]] |
||
'''Wolf-Rayetsterren''', doorgaans afgekort tot '''WR-ster''', zijn zware sterren met een [[massa (natuurkunde)|massa]] van meer dan 20 zonmassa's, die hun massa snel verliezen door een krachtige [[zonnewind]]. Die |
'''Wolf-Rayetsterren''', doorgaans afgekort tot '''WR-ster''', zijn zware sterren met een [[massa (natuurkunde)|massa]] van meer dan 20 zonmassa's, die hun massa snel verliezen door een krachtige [[zonnewind|sterrenwind]]. Die sterrenwind kan een snelheid van wel 2000 km/s bedragen. Dit soort sterren verliezen jaarlijks een hoeveelheid massa die gelijkstaat aan 10<sup>−5</sup> [[zonnemassa]]'s. Ter vergelijking: onze [[zon]] verliest jaarlijks een 10<sup>−14</sup> deel van haar massa. WR-sterren zijn heet: hun temperatuur kan 25.000 tot 50.000 [[Kelvin (eenheid)|K]] bedragen. Door deze enorme temperaturen en het gigantische massaverlies verkrijgen deze sterren een blauwe kleur. |
||
Deze heldere zware sterren zijn vrij zeldzaam, er zijn er slechts enkele honderden waargenomen. |
|||
== Het spectrum == |
== Het spectrum == |
||
[[Bestand:Wr137 spc.png|thumb|rechts|Voorbeeld van het spectrum van een Wolf-Rayetster (WR137)]] |
|||
Erg bijzonder aan WR-sterren is hun [[spectrum]]. De buitenste lagen van de meeste sterren bestaan uit [[Waterstof (element)|waterstof]] en [[helium]], met niet veel meer dan sporen van andere elementen. In WR-sterren daarentegen ontbreekt |
Erg bijzonder aan WR-sterren is hun [[spectrum]]. De buitenste lagen van de meeste sterren bestaan uit [[Waterstof (element)|waterstof]] en [[helium]], met niet veel meer dan sporen van andere elementen. In WR-sterren daarentegen ontbreekt de waterstof vrijwel geheel en zijn er grote hoeveelheden [[Stikstof (element)|stikstof]] en/of [[koolstof]] en [[Zuurstof (element)|zuurstof]]. Men gaat ervan uit dat dit komt doordat WR-sterren in een eerder stadium (wellicht als [[Lichtsterke blauwe variabele]]) hun buitenste lagen al volledig verloren hebben. Wat wij aan de buitenkant zien, was ooit de kern van de ster. |
||
Er zijn twee soorten Wolf-Rayetsterren volgens de [[emissielijn]]en in hun spectrum: |
|||
* Spectraalklasse WN heeft emissielijnen van helium en stikstof. |
|||
* Spectraalklasse WC heeft emissielijnen van zuurstof en koolstof. Daarnaast zijn er enkele WO sterren waarvan de spectra sterke zuurstoflijnen laten zien. |
|||
== De explosie == |
== De explosie == |
||
WR-sterren zijn aan het einde van hun toch al korte leven, en zullen exploderen in een [[supernova]] of [[hypernova]]. Bij deze explosie is het mogelijk dat er een [[Gammaflits|gamma-ray burst (GRB)]] vrijkomt. De WR-ster heeft ook een zeer grote kans om in |
WR-sterren zijn aan het einde van hun toch al korte leven, en zullen exploderen in een [[supernova]] of [[hypernova]]. Bij deze explosie is het mogelijk dat er een [[Gammaflits|gamma-ray burst (GRB)]] vrijkomt. De WR-ster heeft ook een zeer grote kans om in te storten tot een [[zwart gat]]. |
||
== Geschiedenis == |
== Geschiedenis == |
||
WR-sterren zijn vernoemd naar de [[Frankrijk|Franse]] [[astronoom|astronomen]] [[Charles Wolf]] en [[Georges Rayet]], die deze sterren in [[1867]] ontdekten. |
WR-sterren zijn vernoemd naar de [[Frankrijk|Franse]] [[astronoom|astronomen]] [[Charles Wolf]] en [[Georges Rayet]], die deze sterren in [[1867]] ontdekten<ref>http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1867CRAS...65..292W</ref>. |
||
== Lijst met diverse WR-sterren == |
== Lijst met diverse WR-sterren == |
||
*[[R136a1]] |
|||
De lijst is van zwaar naar licht gecategoriseerd: |
|||
*[[ |
*[[WR 102]] |
||
*WR 104 |
*[[WR 104]] |
||
*[[Regor]] |
|||
*[[Pistoolster]] |
|||
{{appendix}} |
|||
{{Navigatie sterren}} |
{{Navigatie sterren}} |
||
| Regel 22: | Regel 34: | ||
[[Categorie:Astronomie]] |
[[Categorie:Astronomie]] |
||
[[Categorie:Type W-ster| ]] |
[[Categorie:Type W-ster| ]] |
||
[[ar:نجم وولف-رايت]] |
|||
[[bg:Звезда на Волф-Райе]] |
|||
[[bn:উলফ-র্যায়েট তারা]] |
|||
[[bs:Wolf-Rayet zvijezda]] |
|||
[[ca:Estrella de Wolf-Rayet]] |
|||
[[cs:Wolf-Rayetova hvězda]] |
|||
[[de:Wolf-Rayet-Stern]] |
|||
[[en:Wolf–Rayet star]] |
|||
[[eo:Wolf-Rayet stelo]] |
|||
[[es:Estrella de Wolf-Rayet]] |
|||
[[fa:ستاره ولف–رایه]] |
|||
[[fi:Wolfin–Rayetin tähti]] |
|||
[[fr:Étoile Wolf-Rayet]] |
|||
[[he:כוכב וולף-ראייה]] |
|||
[[hi:वुल्फ़-रायेट तारा]] |
|||
[[hr:Wolf-Rayetova zvijezda]] |
|||
[[hu:Wolf–Rayet csillag]] |
|||
[[it:Stella di Wolf-Rayet]] |
|||
[[ja:ウォルフ・ライエ星]] |
|||
[[ka:ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები]] |
|||
[[ko:울프-레이에별]] |
|||
[[lt:Volfo-Rajė žvaigždė]] |
|||
[[nn:Wolf-Rayet-stjerne]] |
|||
[[no:Wolf-Rayet-stjerne]] |
|||
[[pl:Gwiazda Wolfa-Rayeta]] |
|||
[[pt:Estrela Wolf-Rayet]] |
|||
[[ru:Звезда Вольфа — Райе]] |
|||
[[sk:Wolfova-Rayetova hviezda]] |
|||
[[sl:Wolf-Rayetova zvezda]] |
|||
[[sv:Wolf-Rayet-stjärna]] |
|||
[[th:ดาววูล์ฟ-ราเยท์]] |
|||
[[tr:Wolf-Rayet yıldızı]] |
|||
[[uk:Зорі Вольфа—Райє]] |
|||
[[zh:沃爾夫–拉葉星]] |
|||
Huidige versie van 9 jan 2023 om 16:56
Wolf-Rayetsterren, doorgaans afgekort tot WR-ster, zijn zware sterren met een massa van meer dan 20 zonmassa's, die hun massa snel verliezen door een krachtige sterrenwind. Die sterrenwind kan een snelheid van wel 2000 km/s bedragen. Dit soort sterren verliezen jaarlijks een hoeveelheid massa die gelijkstaat aan 10−5 zonnemassa's. Ter vergelijking: onze zon verliest jaarlijks een 10−14 deel van haar massa. WR-sterren zijn heet: hun temperatuur kan 25.000 tot 50.000 K bedragen. Door deze enorme temperaturen en het gigantische massaverlies verkrijgen deze sterren een blauwe kleur.
Deze heldere zware sterren zijn vrij zeldzaam, er zijn er slechts enkele honderden waargenomen.
Het spectrum
[bewerken | brontekst bewerken]
Erg bijzonder aan WR-sterren is hun spectrum. De buitenste lagen van de meeste sterren bestaan uit waterstof en helium, met niet veel meer dan sporen van andere elementen. In WR-sterren daarentegen ontbreekt de waterstof vrijwel geheel en zijn er grote hoeveelheden stikstof en/of koolstof en zuurstof. Men gaat ervan uit dat dit komt doordat WR-sterren in een eerder stadium (wellicht als Lichtsterke blauwe variabele) hun buitenste lagen al volledig verloren hebben. Wat wij aan de buitenkant zien, was ooit de kern van de ster.
Er zijn twee soorten Wolf-Rayetsterren volgens de emissielijnen in hun spectrum:
- Spectraalklasse WN heeft emissielijnen van helium en stikstof.
- Spectraalklasse WC heeft emissielijnen van zuurstof en koolstof. Daarnaast zijn er enkele WO sterren waarvan de spectra sterke zuurstoflijnen laten zien.
De explosie
[bewerken | brontekst bewerken]WR-sterren zijn aan het einde van hun toch al korte leven, en zullen exploderen in een supernova of hypernova. Bij deze explosie is het mogelijk dat er een gamma-ray burst (GRB) vrijkomt. De WR-ster heeft ook een zeer grote kans om in te storten tot een zwart gat.
Geschiedenis
[bewerken | brontekst bewerken]WR-sterren zijn vernoemd naar de Franse astronomen Charles Wolf en Georges Rayet, die deze sterren in 1867 ontdekten[1].
Lijst met diverse WR-sterren
[bewerken | brontekst bewerken]Bronnen, noten en/of referenties
· 
· 
Zie de categorie Wolf-Rayet stars van Wikimedia Commons voor mediabestanden over dit onderwerp.