ウォルフライエ‐せい【ウォルフライエ星】
ウォルフ・ライエ星
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ウォルフ・ライエ星[1][2](ウォルフ・ライエせい、WR星[3]、WR型星[4]、WR star[4]、Wolf-Rayet star[2][4])は、電離されたヘリウムや高階電離された炭素、酸素、窒素の幅の広い輝線を示す特殊なスペクトルを持つ青色巨星。右のHR図上では最も左上の領域(「WR型星」)を占め[5]、表面温度は30,000 ケルビン (K) から100,000 K、光度は太陽の3万倍から100万倍にも達する[6]。1867年に初めてこの種の恒星の存在を発見したフランスのシャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエ にちなんで名付けられた[1]。
注釈
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- 1 ウォルフ・ライエ星とは
- 2 ウォルフ・ライエ星の概要
- 3 分類
- 4 特徴
- 5 主系列からの進化
- 6 脚注
ウォルフ・ライエ星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2022/04/01 05:41 UTC 版)
「スペクトル分類」の記事における「ウォルフ・ライエ星」の解説
詳細は「ウォルフ・ライエ星」を参照 かつてはO型に分類されていたW型もしくはWR型のウォルフ・ライエ星は、スペクトル中に水素線が欠如しているのが特徴である。その代わりに、高電離のヘリウム、窒素、炭素、場合によっては酸素の、幅が広い輝線に占められたスペクトルを持つ。これらの恒星の大部分は、恒星風によって水素の外層が吹き飛ばされ、高温のヘリウム殻がむき出しになっている死にゆく超巨星であると考えられている。ウォルフ・ライエ星のスペクトル型は、そのスペクトルと外層における窒素と炭素の輝線の相対的な強さによってさらに細分されている。 ウォルフ・ライエ星のスペクトルの範囲は以下の通りである。 WN – スペクトルが N III-V と He I-II のスペクトル線で占められているものWNE (WN2 から WN5、WN6の一部) – より高温、もしくは「早期」(early) WNL (WN7 から WN9、WN6の一部) – より低温、もしくは「晩期」(late) WN10、WN11 – WN型の拡張で、Ofpe/WN9型の恒星に使用される場合がある 水素の輝線が見られるものには "h" が使用され (例:WN9h)、水素の輝線と吸収線双方が見られる場合は "ha" が使用される (例:WN6ha) WN/C – WN型のうち強い C IV 線を持つ、WN型とWC型の中間のもの WC – スペクトル中に強い C II-IV 線を持つものWCE (WC4 から WC6) – より高温、もしくは「早期」 WCL (WC7 から WC9) – より低温、もしくは「晩期」(late) WO (WO1 から WO4) – 強い O VI 線を持つもの。極めて稀 惑星状星雲の中心星 (central stars of planetary nebulae, CSPNe) の大部分はO型のスペクトルを持つが、およそ10%は水素が欠乏しており、ウォルフ・ライエ星と同様のスペクトルを示す。これらは低質量星であり、大質量のウォルフ・ライエ星と区別するため、スペクトル型を表記する際は [WC] のように角括弧を用いる。このような天体の大部分のスペクトル型は[WC]型であり、いくらかは[WO]型であるが、[WN]型は極めて稀である。
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ウォルフ・ライエ星
出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/09/19 21:52 UTC 版)
質量が太陽の40倍を超えるような大質量星では、赤色巨星への進化の途中で外層を吹き飛ばし、内部の高温の部分が露出する。そのため赤色巨星にはならず、青色巨星へと進化する。このような恒星をウォルフ・ライエ星という。恒星の内部は質量が太陽の40倍以下の恒星と同様に進化する。
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