Звезда Вольфа — Райе: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м удаление шаблона {{Звёзды}} по запросу
переписывание
Строка 1: Строка 1:
[[Файл:WR_31a.jpg|мини|Звезда Вольфа — Райе WR 31a в центре [[Туманность Пузырь|Туманности Пузырь]]]]
[[Файл:Wolf rayet2.jpg|thumb|right|Иллюстрация туманности [[M1-67]] около звезды Вольфа — Райе [[WR 124]]]]
'''Звёзды Вольфа — Райе''' — тип [[Звезда|звёзд]], для которых характерны очень высокие температуры и светимости, а также наличие ярких [[Эмиссионный спектр|эмиссионных линий]] различных элементов в спектре. Эти звёзды массивны, и, как правило, находятся на поздних стадиях своей эволюции, содержат мало водорода, но богаты гелием и испускают сильный [[звёздный ветер]]. Они достаточно редки и часто встречаются в [[Тесная двойная система|тесных двойных системах]].
'''Звёзды Во́льфа — Райе́''' — редкий и довольно разнородный класс [[звезда|звёзд]]. В целом, для них характерны очень высокая [[температура]] и [[светимость]], а также наличие в [[спектр]]е широких полос излучения [[гелий|гелия]], [[кислород]]а, [[азот]]а<ref name="БРЭ">{{cite web|author=Черепащук А. М.|title=ВОЛЬФА-РАЙЕ ЗВЁЗДЫ •|url=https://bigenc.ru/physics/text/1928159|website=bigenc.ru|publisher=Большая российская энциклопедия - электронная версия|date=2016|accessdate=2020-07-17|lang=ru}}</ref> и [[углерод]]а в разных [[степень ионизации|степенях ионизации]]. Этот класс звёзд назван именами французских [[астроном]]ов [[Вольф, Шарль Жозеф Этьен|Шарля Вольфа]] и [[Райе, Жорж|Жоржа Райе]], впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в [[1867 год]]у.


Этот класс звёзд назван по фамилиям астрономов [[Вольф, Шарль Жозеф Этьен|Шарля Вольфа]] и [[Райе, Жорж|Жоржа Райе]], впервые обративших внимание на особенности спектров таких звёзд в 1867 году.
Считается, что в большинстве звёзд Вольфа — Райе нет [[водород]]а или его очень мало, а энергия в них выделяется за счёт [[Тройная гелиевая реакция|«горения» гелия]] и более тяжёлых элементов. Однако, в некоторых подклассах таких звёзд водород всё же имеется.


== Характеристики ==
Примеры звёзд Вольфа — Райе, видимых невооружённым глазом — [[Тета Мухи]] и [[Гамма Парусов]]. Наиболее массивная звезда из всех известных, [[R136a1]] — тоже звезда Вольфа — Райе.


⚫
=== Основные характеристики ===
⚫
== История открытия ==
Звёзды Вольфа — Райе — в большинстве своём массивные звёзды на поздних стадиях [[Эволюция звёзд|эволюции]], лишившиеся практически всей [[Водород|водородной]] оболочки, но богатые [[Гелий|гелием]] и сжигающие его в своём ядре<ref name=":3" />{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=407}}. Тем не менее, некоторые очень массивные звёзды [[Главная последовательность|главной последовательности]], содержащие достаточно водорода и сжигающие в ядре именно его, имеют схожие характеристики и также классифицируются как звёзды Вольфа — Райе (см. ниже{{Переход|Slash stars}})<ref name=":4">{{Cite web|lang=|url=http://dictionary.obspm.fr/index.php?showAll=1&formSearchTextfield=WNh+type|title=WNh Type|author=M. Heydari-Malayeri|website=An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics|date=|publisher=Paris Observatory|accessdate=2020-11-26}}</ref><ref name=":5">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.416.1311C|автор=Paul A. Crowther, Nolan R. Walborn|заглавие=Spectral classification of O2-3.5 If*/WN5-7 stars|год=2011-09-01|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=416|страницы=1311–1323|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x}}</ref>.
В 1867 году, наблюдая на 40-сантиметровом телескопе в [[Парижская обсерватория|Парижской обсерватории]], астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе обнаружили три звезды в [[Лебедь (созвездие)|созвездии Лебедя]], в спектрах которых наблюдались сильные [[Эмиссионный спектр|эмиссионные линии]]. Это открытие обратило на себя внимание, так как в спектрах большинства других звёзд наблюдаются лишь линии и полосы поглощения, а не эмиссии<ref>{{книга|doi=10.1888/0333750888/4101|часть=Wolf, Charles J E (1827-1918)|заглавие=The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics|страницы=4101|isbn=978-0333750889|bibcode=2000eaa..bookE4101.|язык=en|автор=Murdin, P.|год=2001}}</ref><ref>{{статья|doi=10.1098/rspl.1890.0063|заглавие=On Wolf and Rayet's Bright-Line Stars in Cygnus|издание=[[Proceedings of the Royal Society|Proceedings of the Royal Society of London]]|том=49|номер=296—301|страницы=33—46|ссылка=https://zenodo.org/record/1432081|автор=Huggins, W.; Huggins, Mrs.|год=1890|язык=en|тип=journal}}</ref>.


Для звёзд Вольфа — Райе характерны очень высокие [[Эффективная температура|эффективные температуры]] — от 25 до 200 тысяч [[Кельвин|K]]<ref name=":0">{{Cite web|lang=|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/W/WolfRayet.html|title=Wolf-Rayet star|author=David Darling|website=Internet Encyclopedia of Science|date=|publisher=|accessdate=2020-11-25}}</ref><ref name=":1">{{Cite web|lang=|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/w/wolf-rayet+star|title=Wolf-Rayet Star|author=|website=astronomy.swin.edu.au|date=|publisher=|accessdate=2020-11-25}}</ref><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2017/08/21/the-hottest-stars-in-the-universe-are-all-missing-one-key-ingredient/|title=The Hottest Stars In The Universe Are All Missing One Key Ingredient|author=Ethan Siegel|website=[[Forbes]]|date=|publisher=|accessdate=2020-11-26}}</ref>, а следовательно, и очень большие светимости — [[абсолютная звёздная величина]] таких звёзд может достигать −7<sup>m</sup>. Массы звёзд Вольфа — Райе составляют от 5 {{Mo}}, в среднем — 10 {{Mo}}. При этом у них наблюдается сильный [[звёздный ветер]], скорости вещества в котором превышают 1000—2000 км/с, что приводит к потере звездой массы {{E|−6|0}}—{{E|−4|0}} {{Mo}} в год и обогащению межзвёздного вещества тяжёлыми элементами<ref name=":3">{{Книга|автор=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|А. М. Черепащук]]|заглавие=[[Большая российская энциклопедия]]|ответственный=|год=2006|часть=Вольфа-Райе звёзды|ссылка часть=https://bigenc.ru/physics/text/1928159|издание=|место=|издательство=[[Большая российская энциклопедия (издательство)|Издательство БРЭ]]|том=5|страницы=|страниц=786|isbn=5-85270-334-6}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=407}}<ref name=":0" /><ref name=":6" />.
Природа этих линий долгое время оставалась загадкой. [[Пикеринг, Эдуард Чарлз|Эдуард Пикеринг]] предполагал, что их излучает водород в особом состоянии: серия этих линий имела сходства с [[Серия Бальмера|серией Бальмера]], хотя при таком механизме квантовые числа водорода должны были быть полуцелыми. На самом же деле оказалось, что это были линии [[Гелий|гелия]] — он был открыт в 1868 году. Кроме того, Пикеринг обнаружил, что спектры таких звёзд похожи на спектры [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]], и сделал вывод, что некоторые звёзды Вольфа — Райе находятся в планетарных туманностях<ref>{{статья|заглавие=Hydrogen, Spectrum of, Observations of the principal and other series of lines in the|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=73|номер=2|страницы=62—105|bibcode=1912MNRAS..73...62F|doi=10.1093/mnras/73.2.62|ref=Fowler|язык=en|тип=journal|автор={{Нп3|Alfred Fowler|Fowler, A.|en|Alfred Fowler}}|год=1912|издательство=[[Oxford University Press]]}}</ref><ref name="wright">{{статья|doi=10.1086/142138|заглавие=The relation between the Wolf–Rayet stars and the planetary nebulae|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=40|страницы=466|bibcode=1914ApJ....40..466W|язык=en|тип=journal|автор=Wright, W. H.|год=1914|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>.


Около половины звёзд Вольфа — Райе принадлежат [[Тесная двойная система|тесным двойным системам]], в которых второй компонент — чаще всего звезда спектрального класса O или B с массой больше, чем у звезды Вольфа — Райе, благодаря этому их массы часто можно измерить напрямую<ref name=":1" />. Звёзды Вольфа — Райе концентрируются в основном в плоскости [[Галактический диск|диска галактики]] — среднее расстояние таких звёзд от плоскости галактики составляет около 85 [[парсек]]. Кроме того, они довольно редки: по оценкам, в [[Млечный Путь|Млечном Пути]] их 1—2 тысячи, а открыто их всего несколько сотен. Благодаря своей светимости, они могут наблюдаться на больших расстояниях: например, 30 таких звёзд известно в [[Галактика Андромеды|Галактике Андромеды]]<ref name=":2">{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190776|title=Вольфа-Райе звёзды|author=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|А. М. Черепащук]]|website=[[Астронет]]|date=|publisher=|accessdate=2020-11-25}}</ref><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/Wolf-Rayet-star|title=Wolf-Rayet star|author=|website=[[Encyclopedia Britannica]]|date=|publisher=|accessdate=2020-11-25}}</ref>.
В 1929 году астрономы уже знали, что такая большая ширина линий вызвана [[Доплеровское уширение|доплеровским уширением]]. Тогда же было посчитано, что скорость газа, окружающего эти звёзды, лежит в пределах 300—2400 км/с, а значит, звёзды Вольфа — Райе давлением своего излучения выбрасывают газ в космос. Таким образом, подтвердилась гипотеза Пикеринга о том, что эти звёзды находятся в планетарных туманностях, хотя в некоторых случаях самих туманностей просто не видно<ref name="beals1929">{{статья|заглавие=On the nature of Wolf–Rayet emission|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=90|номер=2|страницы=202—212|bibcode=1929MNRAS..90..202B|doi=10.1093/mnras/90.2.202|ref=Beals|автор={{Нп3|Carlyle Smith Beals|Beals, C. S.|en|Carlyle Smith Beals}}|год=1929|язык=en|тип=journal|издательство=[[Oxford University Press]]}}</ref><ref name="beals1940">{{статья|bibcode=1940JRASC..34..169B|заглавие=On the Physical Characteristics of the Wolf Rayet Stars and their Relation to Other Objects of Early Type (with Plates VIII, IX)|издание={{Нп3|Journal of the Royal Astronomical Society of Canada}}|том=34|страницы=169|язык=en|тип=journal|автор=Beals, C. S.|год=1940}}</ref>.


Со звёздами Вольфа — Райе связано понятие галактик Вольфа — Райе ({{Lang-en|Wolf-Rayet galaxies}}) — это те галактики, в которых не удаётся разрешить отдельные звёзды, но их спектр свидетельствует о наличии большого числа — сотен или тысяч — звёзд Вольфа — Райе в некоторых областях. Сами такие галактики — это [[Галактика со вспышкой звездообразования|галактики со вспышкой звездообразования]]<ref name=":6" />.
К 1933 году [[Билз, Карлайл|Карлайл Билз]] открыл, что кроме линий гелия, в звёздах наблюдаются линии [[углерод]]а, [[азот]]а и [[кислород]]а. В 1938 [[Международный астрономический союз]] утвердил классификацию для этих звёзд: класс WN для звёзд с преобладающими линиями азота, либо WC для звёзд с преобладающими линиями углерода и кислорода. В дальнейшем она была расширена<ref>{{статья|издание=[[Publ. Dominion Astrophysical Observatory]]|том=4|страницы=271—301|заглавие=The Wolf–Rayet Stars|bibcode=1930PDAO....4..271B|ref=Beals|автор={{Нп3|Carlyle Smith Beals|Beals, C. S.|en|Carlyle Smith Beals}}|год=1930}}</ref><ref>{{статья|заглавие=Classification and temperatures of Wolf–Rayet stars|издание={{Нп3|The Observatory (журнал)|The Observatory||The Observatory (journal)}}|том=56|страницы=196—197|bibcode=1933Obs....56..196B|ref=Beals|язык=en|тип=journal|автор=Beals, C. S.|год=1933}}</ref><ref>{{статья|doi=10.1086/144379|заглавие=The Spectra of Wolf–Rayet Stars and Related Objects|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=95|страницы=112|bibcode=1942ApJ....95..112S|ссылка=http://orbi.ulg.ac.be/handle/2268/72172|язык=en|тип=journal|автор=Swings, P.|год=1942|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>.


=== Спектральные характеристики ===
⚫
== Классификация ==
⚫
[[Файл:Wr137_spc.png|мини|Спектр звезды Вольфа — Райе WR 137]]
Звёзды Вольфа — Райе классифицируются на основе того, какие эмиссионные линии в них преобладают. Изначально они подразделялись на две последовательности: азотную (WN), в которой преобладают линии частично ионизированного азота [N III-N V] и углеродную (WC), в которой преобладают линии частично ионизированного углерода [C III], [C IV] и иногда кислорода [O III-O VI]<ref name="beals1933">{{статья|bibcode=1933Obs....56..196B|заглавие=Classification and temperatures of Wolf–Rayet stars|издание={{Нп3|The Observatory (журнал)|The Observatory||The Observatory (journal)}}|том=56|страницы=196|язык=en|тип=journal|автор=Beals, C. S.|год=1933}}</ref>. В дальнейшем последовательности были дополнительно разделены на подклассы WN5-WN8 и WC6-WC8 по выраженности линии гелия [He II] с длиной волны 541,1 нм и линии нейтрального гелия с длиной волны 587,5 нм.
[[Файл:P_Cygni_Profile.png|мини|Профиль [[P Лебедя]]]]
Главной особенностью [[Спектр|спектров]] звёзд Вольфа — Райе является наличие сильных [[Эмиссионный спектр|эмиссионных линий]] различных элементов: атомов [[Водород|водорода]] и [[Гелий|гелия]], а также He II<ref>Римская цифра после обозначения элемента означает степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.</ref>, N III—V, C III—IV, O III—V, в то время как у обычных звёзд наблюдаются [[Фраунгоферовы линии|линии поглощения]]. Интенсивность излучения в линиях может в 10—20 раз превышать интенсивность в соседних участках непрерывного спектра, а ширина линий составляет 50—100 [[ангстрем]], что указывает на сильный [[звёздный ветер]]. Похожие спектры наблюдаются у некоторых ядер [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]], но их массы и светимости гораздо меньше, чем у звёзд Вольфа — Райе{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=407}}<ref name=":2" />.


Хотя [[эффективная температура]] звёзд Вольфа — Райе очень велика, непрерывная часть спектра излучения имеет не такую высокую температуру: её [[цветовая температура]] в [[Видимое излучение|видимом диапазоне]] составляет лишь 10—20 тысяч [[Кельвин|K]]. При этом вещество, эмиссионные линии которого наблюдаются в спектре, имеет [[потенциал ионизации]] до 100 [[Электронвольт|эВ]], что соответствует температуре в 100 тысяч [[Кельвин|K]]<ref name=":2" />.
Впоследствии от последовательности WC была отделена последовательность WO — это более горячие звёзды, в которых линии кислорода более выражены, чем линии углерода<ref name="beals1940" />.


В спектрах звёзд Вольфа — Райе у эмиссионных линий наблюдается падение интенсивности излучения ниже континуума в их синей части, что означает поглощение в более коротких волнах, чем эмиссию и явно указывает на потерю массы звездой. Такие особенности спектра называются «профили P Лебедя» ({{Lang-en|P Cygni profiles}}) по названию звезды [[P Лебедя]], у которой линии имеют такой вид<ref name=":6" /><ref>{{Статья|ссылка=https://doi.org/10.1007/978-0-387-68288-4_10|автор=Keith Robinson|заглавие=The P Cygni Profile and Friends|год=2007|ответственный=Keith Robinson|язык=en|место=New York, NY|издание=Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra|издательство=Springer|страницы=119–125|isbn=978-0-387-68288-4|doi=10.1007/978-0-387-68288-4_10}}</ref><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.oxfordreference.com/view/10.1093/oi/authority.20110803100312332|title=P Cygni line profile|website=Oxford Reference|accessdate=2020-11-28}}</ref>.
== Особенности спектров ==
⚫
[[Файл:Wr137 spc.png|thumb|Спектр звезды [[WR 137]]]]
Ширина полос излучения в [[спектр]]ах звёзд Вольфа — Райе достигает 50—100 [[Ангстрем|Å]], а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного [[спектр]]а. Главной наблюдательной особенностью спектров звёзд Вольфа — Райе, наряду с большими ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, является одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума ([[цветовая температура]] непрерывного излучения в видимой области спектра ~10—20 тыс. [[Кельвин|К]]) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 [[Электронвольт|эВ]]) потенциалами ионизации, что соответствует температуре до 100 тыс. [[Кельвин|К]].


=== Переменность ===
Спектры, характерные для звёзд Вольфа — Райе, имеют также ядра некоторых [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]]. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классических» звёзд Вольфа — Райе. Аналогичные спектры наблюдаются также у [[Новая звезда|новых звёзд]] спустя некоторое время после вспышки.
Звёзды Вольфа — Райе относятся к эруптивным [[Переменная звезда|переменным звёздам]]. Их изменения блеска носят неправильный характер, а амплитуда этих изменений в [[Фотометрическая система UBV|полосе V]] составляет до 0,1<sup>m</sup>. Считается, что их переменность вызвана непостоянством их [[Звёздный ветер|звёздного ветра]]<ref>{{Cite web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|title=GCVS Introduction|website=www.sai.msu.su|accessdate=2020-11-28}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1961PASP...73..354R|автор=L. W. Ross|заглавие=Variability in Wolf-Rayet Stars|год=1961-10-01|издание=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|том=73|страницы=354|issn=0004-6280|doi=10.1086/127710}}</ref>.


⚫
== Классификация ==
В спектрах звёзд Вольфа — Райе присутствуют линии [[гелий|гелия]] и [[водород]]а, однако, линии [[водород]]а слабы и оценки относительного химического состава показывают, что атомов водорода в атмосферах звёзд Вольфа — Райе в несколько раз меньше, чем атомов гелия.
В [[Спектральные классы звёзд|спектральной классификации]] звёзды Вольфа — Райе выделены в отдельный класс W{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=209}} или WR. Этот класс, в свою очередь, делится на три последовательности по виду спектра: азотную (WN), углеродную (WC) и кислородную (WO) — в спектрах звёзд этих типов преобладают, соответственно, линии [[Азот|азота]], [[Углерод|углерода]] и [[Кислород|кислорода]]. Кроме того, в спектрах звёзд WN и WC присутствуют слабые линии [[Водород|водорода]]<ref name=":3" />.


Последовательность WN—WC—WO рассматривается как эволюционная (см. ниже{{Переход|Эволюция}})<ref name=":3" />: принадлежность звезды к той или иной последовательности определяется долей потерянного вещества, которое увеличивается со временем. Звёзды кислородной последовательности встречаются наиболее редко — всего их известно лишь 8 штук<ref name=":6" /><ref name=":8">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2015A%26A...581A.110T|автор=F. Tramper, S. M. Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter|заглавие=Massive stars on the verge of exploding: the properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars|год=2015-09-01|издание=Astronomy and Astrophysics|том=581|страницы=A110|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201425390}}</ref><ref name=":9">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2019Galax...7...74N|автор=Kathryn Neugent, Philip Massey|заглавие=The Wolf-Rayet Content of the Galaxies of the Local Group and Beyond|год=2019-08-01|издание=Galaxies|том=7|страницы=74|doi=10.3390/galaxies7030074}}</ref>.
⚫
== Физические характеристики ==
В галактике [[Млечный Путь]] к настоящему моменту известно лишь около 230 звёзд Вольфа — Райе, светимость которых в среднем в 4000 раз превышает светимость Солнца. Причём примерно 100 звёзд этого типа найдено в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом облаке]] и всего 12 в [[Малое Магелланово Облако|Малом]] — спутниках Млечного Пути;


Каждая из этих последовательностей разделяется дополнительно на подклассы по отношению интенсивностей линий одного и того же вещества в разных степенях ионизации. Азотная последовательность делится на 8 подклассов от WN2 до WN9 (иногда добавляются WN10 и WN11), углеродная — на 6 подклассов от WC4 до WC9, кислородная — на подклассы WO1—WO4. Некоторые звёзды имеют промежуточный вид спектров между азотной и углеродной последовательностью и выделяются в отдельный класс WN/C. Как и в спектральной классификации обычных звёзд, подклассы, обозначенные меньшим числом, называются ранними, а большим — поздними, звёзды более ранних подклассов имеют более высокую температуру<ref name=":6" />.
В самом Млечном Пути звёзды Вольфа — Райе находятся преимущественно в областях [[Галактический рукав|спиральных ветвей]] и часто связаны с газопылевыми [[туманность|туманностями]] и скоплениями горячих звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Температура [[Фотосфера|фотосферы]] звёзд Вольфа — Райе превышает 50 000 [[Градус Цельсия|градусов Цельсия]]. Их радиусы составляют 10—15 радиусов Солнца, а массы порядка 10 масс Солнца. Абсолютные [[Видимая звёздная величина|звёздные величины]] звёзд Вольфа — Райе достигают −6,8<sup>m</sup>. Многие звёзды Вольфа — Райе входят в состав тесных [[двойная звезда|двойных звёзд]]. [[Спутник (космос)|Спутник]] звезды Вольфа — Райе принадлежит обычно к горячим звёздам главной последовательности [[спектральный класс|спектрального класса]] О. В большинстве известных систем WR + ОВ массы звёзд Вольфа — Райе меньше масс их спутников.


{{Якорь|Slash stars}} Звёзды класса O и звёзды Вольфа — Райе иногда оказываются трудноразличимыми по характеристикам. Звёзды обоих классов имеют очень высокие температуры, при этом спектры некоторых звёзд класса O имеют эмиссионные линии, а в спектрах звёзды Вольфа — Райе могут быть линии [[Водород|водорода]]. Это приводит к тому, что некоторые наиболее массивные звёзды главной последовательности, сжигающие в ядре водород, а не [[гелий]], классифицируются как звёзды азотной последовательности Вольфа — Райе, и их обозначают WNh, а не WN. К этому типу, например, относится самая массивная звезда из известных — [[R136a1]]<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009MNRAS.397.2049S|автор=O. Schnurr, A.-N. Chené, J. Casoli, A. F. J. Moffat, N. St-Louis|заглавие=VLT/SINFONI time-resolved spectroscopy of the central, luminous, H-rich WN stars of R136|год=2009-08-01|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=397|страницы=2049–2056|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x}}</ref><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.space.com/41313-most-massive-star.html|title=What Is the Most Massive Star?|author=Nola Taylor Redd|website=Space.com|date=2018-07-28|publisher=|accessdate=2020-11-28}}</ref>. Кроме того, некоторые звёзды с промежуточными параметрами относят сразу к двум классам: например, O3 If*/WN6. Для таких звёзд используется английское название «slash stars», и в большинстве случаев такие звёзды являются звёздами, всё ещё сжигающими водород в ядре<ref name=":4" /><ref name=":5" />.
[[Спектроскопия|Спектроскопические]] данные свидетельствуют о том, что из звёзд Вольфа — Райе происходит мощное истечение вещества. Ширины [[Спектральная линия|эмиссионных линий]] соответствуют скоростям истечения 1000—2000 км/с, что для известных средних характеристик этих звёзд превышает [[Вторая космическая скорость|параболическую скорость]] (то есть звезда постепенно теряет вещество). Некоторые эмиссионные линии имеют [[абсорбция|абсорбционные]] компоненты с коротковолновой стороны, что свидетельствует в пользу модели радиального истечения вещества. Скорость потери массы звёзд Вольфа — Райе, оцениваемая из анализа спектроскопических данных, составляет <math>10^{-4} -10^{-6} M\odot</math> в год. Эта оценка сильно зависит от принятой модели истечения (ускоренное, замедленное) и от локализации областей формирования эмиссионных линий в протяжённой атмосфере. Анализ изменения периода двойной системы [[V 444 Cyg]] со звездой Вольфа — Райе WN5 дал возможность прямо оценить скорость потери массы. Она оказалась равной <math>\left( 1,1 \pm 0,2 \right) \cdot 10^{-5} M\odot</math> в год.


== Эволюция ==
Для выяснения механизма возбуждения эмиссионного линейчатого [[спектр]]а является важным определение [[электронная температура|электронной температуры]] Т<sub>е</sub> в протяжённых атмосферах звёзд Вольфа — Райе. Поскольку в протяжённой атмосфере отсутствует локальное [[термодинамическое равновесие]], [[кинетическая температура]] электронов может сильно отличаться от температуры выходящего излучения. Значение [[электронная температура|электронной температуры]] Т<sub>е</sub>, полученное из анализа затмений в [[Инфракрасное излучение|ИК]]-диапазоне спектра в двойной системе V 444 [[Лебедь (созвездие)|Лебедя]], оказалось сравнительно низким (T<sub>e</sub> > 50 000 К) и убывает с высотой в протяжённой атмосфере. Это вместе с высокой температурой ядра (более <math>9 \cdot 10^4</math> К) является веским аргументом в пользу [[Рекомбинация (химия)|рекомбинационного]] механизма возбуждения эмиссионных линий.
{{Основная статья|Эволюция звёзд}}
[[Файл:Artist's impression of the evolution of a hot high-mass binary star.ogv|thumb|Эволюция тесной двойной системы из двух массивных звёзд]]Большинство звёзд Вольфа — Райе являются звёздами на поздних стадиях [[Эволюция звёзд|эволюции]], которые лишились практически всего [[Водород|водорода]] и сжигают [[гелий]] в ядре. В таком состоянии звезда проводит очень малое по астрономическим меркам время: менее 3{{E|5}} лет. Возраст таких звёзд также невелик и не превышает нескольких миллионов лет<ref name=":6">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ARA%26A..45..177C|автор=Paul A. Crowther|заглавие=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars|год=2007-09-01|издание=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|том=45|страницы=177–219|issn=0066-4146|doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615}}</ref>. Чтобы стать звездой Вольфа — Райе, она должна потерять большую часть своей водородной оболочки, которая затем может наблюдаться как [[туманность Вольфа — Райе]] вокруг звезды<ref>{{Cite web|lang=en|url=https://aasnova.org/2017/09/05/x-ray-eyes-on-a-wolf-rayet-nebula/|title=X-Ray Eyes on a Wolf-Rayet Nebula|author=|website=aasnova.org|date=|publisher=|accessdate=2020-11-27}}</ref>. При формировании масса таких звёзд составляет в среднем 30—40 {{Mo}}, но в ходе эволюции они теряют значительную часть своего вещества и на стадии звезды Вольфа — Райе их масса в среднем составляет около 10 {{Mo}}<ref name=":3" /><ref name=":2" />. Это может произойти по двум причинам<ref name=":7">{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188342|title=Эволюция тесных двойных звезд|author=А. В. Тутуков|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|accessdate=2020-11-27}}</ref><ref name=":15">{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171340|title=Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции|author=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|А. М. Черепащук]]|website=|date=|publisher=[[Астронет]]|accessdate=2020-11-27}}</ref>:


* В случае одиночной звезды, если та имеет массу более 25 {{Mo}}, после схода с [[Главная последовательность|главной последовательности]] и превращения в [[сверхгигант]] у неё может начаться сильное истечение вещества внешних слоёв — в основном водорода — в окружающее пространство из-за большой светимости и звезда превращается сначала в [[Яркая голубая переменная|яркую голубую переменную]], а затем в звезду Вольфа — Райе<ref name=":6" /><ref name=":2" />.
== Возникновение и эволюция ==


* В [[Тесная двойная система|тесной двойной системе]] с компонентами достаточно большой массы более массивная звезда раньше завершает главную последовательность и начинает увеличиваться в размере. В какой-то момент она заполняет свою [[полость Роша]] и вещество её внешних слоёв начинает перетекать к другой звезде. Таким образом от более массивной звезды остаётся гелиевое ядро, в котором идёт [[горение гелия]] , и звезда становится звездой Вольфа — Райе. В результате от неё остаётся [[компактный объект]], и когда вторая звезда сходит с главной последовательности, то уже от неё масса начинает перетекать к компактному объекту, и изначально менее массивная звезда тоже может стать звездой Вольфа — Райе<ref name=":2" /><ref name=":7" /><ref name=":15" />.
=== Эволюция в двойной системе ===
Звёзды Вольфа — Райе со временем теряют массу, что приводит к изменению их состава на поверхности, а вместе с ним и спектра. Таким образом, одна и та же звезда в разное время принадлежит к разным последовательностям (см. выше{{Переход|Классификация}}): сначала это WN, затем WC. Звёзды типа WO очень редки и плохо изучены, и предположительно, на этой стадии звезда либо заканчивает синтезировать [[Горение гелия|углерод из гелия]], либо в ней уже сжигаются элементы тяжелее гелия. По этим причинам стадия WO должна длиться очень короткое время — {{E|3|0}}—{{E|4|0}} лет, кроме того, считается, что через неё проходят лишь звёзды с начальными массами 40—60 {{Mo}}<ref name=":6" /><ref name=":8" /><ref name=":9" />.
[[Файл:The triple star system 2XMM J160050.7–514245 (Apep).jpg|thumb|слева|Сделанный [[Very Large Telescope|Очень большим телескопом (VLT)]] снимок тройной звёздной системы [[2XMM J160050.7–514245|2XMM J160050.7-514245 (Апоп)]], состоящей из двух звёзд Вольфа — Райе и [[сверхгигант]]а]]
На [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Расселла]] звёзды Вольфа — Райе с наиболее надёжно определёнными характеристиками лежат в области между главной последовательностью и последовательностью однородных [[Гелиевая звезда|гелиевых звёзд]]. Это свидетельствует о том, что звёзды Вольфа — Райе находятся на поздней стадии звёздной эволюции и уже прошли стадию главной последовательности ([[водород]] в них «выгорел»). Тот факт, что менее массивные компоненты [[Двойная звезда|двойных систем]] WR + ОВ находятся на более поздней стадии эволюции, может быть объяснён гипотезой перемены ролей компонентов в результате обмена веществом при эволюции тесной двойной системы. Первоначально более массивный компонент двойной системы эволюционирует быстрее спутника и, расширяясь, после исчерпания водорода в ядре и загорания [[слоевой источник|слоевого водородного источника]] заполняет свою [[полость Роша]]. Происходит быстрое (за время ~10<sup>4</sup> лет) перетекание значительной части вещества (до 70 %) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью [[водород]]а в наружных слоях (>20 % по массе), которая становится звездой Вольфа — Райе. По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые [[углерод]]ом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни звезды Вольфа — Райе сравнительно невелико (10<sup>5</sup>−10<sup>6</sup> лет) — по истощении ядерного топлива она взрывается как сверхновая звезда, образуя релятивистский объект — [[нейтронная звезда|нейтронную звезду]] или [[чёрная дыра|чёрную дыру]]. Поскольку взрывается менее массивный компонент двойной системы, распад системы маловероятен, она остаётся двойной.


В конце концов звёзды Вольфа — Райе завершают свою жизнь взрывом [[Сверхновая звезда|сверхновой]] и превращением в [[Нейтронная звезда|нейтронную звезду]] или [[Чёрная дыра|чёрную дыру]]. Тип сверхновой зависит от начальной массы звезды: если она превышает 40 {{Mo}}, то сверхновая имеет тип Ib, если не превышает — Ic. Взрыв сверхновой, порождённой звездой Вольфа — Райе, может порождать [[Гамма-всплеск|гамма-всплески]]<ref name=":6" /><ref name=":2" />.
После выгорания водорода во втором компоненте и заполнения им [[полость Роша|полости Роша]] начинается [[аккреция]] вещества на релятивистский объект. Пока второй компонент близок к заполнению полости Роша, но не целиком заполняет её, тесная пара (двойная система с ОВ-сверхгигантом) наблюдается как «классический» рентгеновский источник. При заполнении своей полости Роша второй компонент истекает в столь высоком темпе, что [[аккреционный диск]] вокруг [[Релятивистская звезда|релятивистского объекта]] становится непрозрачным для [[рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]]. При этом двойная система может (на 10³−10<sup>4</sup> лет) погрузиться в общую оболочку, после сброса которой остаётся молодая вторая звёзда Вольфа — Райе азотной последовательности в паре с релятивистским объектом. Сброс оболочки вызывается динамическим торможением двойного ядра, в результате чего образуется [[Туманность Вольфа — Райе|кольцевая туманность]], обтекаемая [[звёздный ветер|звёздным ветром]]. Таким образом, стадия Вольфа — Райе звезды в [[Двойная звезда|двойной системе]] может иметь место дважды — до стадии рентгеновской двойной системы и после этой стадии. Обнаружение признаков двойственности у звёзд Вольфа — Райе в центрах кольцевых туманностей или имеющих большую высоту над [[Галактическая плоскость|галактической плоскостью]] (которая может быть следствием импульса, полученного [[Двойная звезда|двойной системой]] при взрыве [[Сверхновая звезда|сверхновой]]) является серьёзным аргументом в пользу описанной схемы эволюции двойных звёзд Вольфа — Райе.


=== Звёзды типа WNh ===
=== Эволюция одиночной звезды ===
Звёзды типа WNh, несмотря на то, что их внешние характеристики похожи на таковые у остальных звёзд Вольфа — Райе, находятся на начальной стадии своей эволюции и сжигают в ядре водород, а не гелий. Такие звёзды обладают значительно большими массами: более 75 {{Mo}}. После этой стадии такие звёзды теряют часть массы, становятся [[Яркая голубая переменная|яркими голубыми переменными]], а затем снова становятся звёздами Вольфа — Райе, но уже бедными водородом<ref name=":4" /><ref name=":6" />.
Другой возможный путь эволюции предложен для одиночных массивных звёзд Вольфа — Райе. Расчёты показывают, что эволюция массивной <math>\left( \approx 30 M\odot \right)</math> звезды на стадии горения [[водород]]а происходит без существенной потери массы. На стадии горения [[гелий|гелия]], то есть после ухода в область [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]], устойчивость внешних слоёв звезды нарушается из-за избыточной [[светимость|светимости]]. В результате начинается мощное истечение вещества (до <math>0,5 M\odot</math> в год), образуется звезда Вольфа — Райе, в окрестности которой должны оставаться большие <math>\left( \approx 20 M\odot \right)</math> массы выброшенного газа.


⚫
== История изучения ==
Существует также мнение, что прародителями звёзд Вольфа — Райе могут быть очень массивные звёзды Of. При этом образование звёзд Вольфа — Райе связывается с потерей массы за счёт мощного [[звёздный ветер|звёздного ветра]] за время ядерной эволюции звёзд Of. Эта теория в деталях не разработана.
В 1867 году астрономы [[Вольф, Шарль (астроном)|Шарль Вольф]] и [[Жорж Райе]], работавшие в [[Парижская обсерватория|Парижской обсерватории]], обнаружили три звезды в созвездии [[Лебедь (созвездие)|Лебедя]], в спектрах которых наблюдались сильные эмиссионные линии. По фамилиям этих астрономов новый тип звёзд и получил своё название<ref name=":3" /><ref name=":6" /><ref>{{Статья|ссылка=https://royalsocietypublishing.org/doi/10.1098/rspl.1890.0063|заглавие=IV. On Wolf and Rayet's bright-line stars in Cygnus|год=1891-12-31|язык=en|издание=Proceedings of the Royal Society of London|том=49|выпуск=296-301|страницы=33–46|issn=0370-1662, 2053-9126|doi=10.1098/rspl.1890.0063}}</ref>.


В 1930 году [[Карлайл Билз]] предположил существование двух последовательностей звёзд Вольфа — Райе: азотной и углеродной, а в 1933 году его предположение подтвердилось<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1933Obs....56..196B|автор=C. S. Beals|заглавие=Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars|год=1933-06-01|издание=The Observatory|том=56|страницы=196–197|issn=0029-7704}}</ref>. В 1938 году Международным астрономическим союзом были приняты обозначения WN и WC соответственно для этих последовательностей<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1942ApJ....95..112S|автор=P. Swings|заглавие=The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects.|год=1942-01-01|издание=The Astrophysical Journal|том=95|страницы=112|issn=0004-637X|doi=10.1086/144379}}</ref>. Кислородная последовательность WO была выделена значительно позже, в 1970-е годы, а до этого звёзды, относящиеся к ней, считали звёздами ранних подклассов углеродной последовательности<ref name=":6" /><ref name=":8" />.
== См. также ==

* [[Гиперновая]]
В 1943 году [[Георгий Гамов]] выдвинул гипотезу, объяснявшую аномальный химический состав звёзд Вольфа — Райе: согласно его гипотезе вещество, выработанное в термоядерных реакциях в ядре, в этих звёздах находится на поверхности, но эта идея не была общепринятой до конца XX века<ref name=":6" />.
* [[Звёздная эволюция]]


== Примечания ==
== Примечания ==
{{Примечания}}
{{примечания}}


== Литература ==
== Литература ==

* {{публикация|книга|часть=Вольфа—Райе звёзды|часть ответственный=[[Черепащук, Анатолий Михайлович|Черепащук А. М.]]|заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия|год=1986|ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (Гл. ред.) и др|издание=2-е изд|место=М.|издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]]|тираж=70000|страницы=177—179|страниц=783|ссылка=http://www.astronet.ru/db/FK86/|ссылка часть=http://astronet.ru/db/msg/1190776}}
* {{Книга|ref=Кононович, Мороз|автор=Э. В. Кононович; В. И. Мороз|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}
* {{Книга|ref=Karttunen et al.|ссылка=https://books.google.ru/books?id=DjeVdb0sLEAC&hl=ru|автор=H. Karttunen, P. Kroger, H. Oja, M. Poutanen, K. J. Donner|заглавие=Fundamental Astronomy|ответственный=|год=2007|издание=5th Edition|место=|издательство=Springer|страницы=|страниц=510|isbn=978-3-540-34143-7}}
* {{Книга|ref=Сурдин|автор=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|В. Г. Сурдин]]|заглавие=Астрономия: век XXI|ответственный=|год=2015|издание=3-е изд|место=|издательство=Век 2|страницы=|страниц=608|isbn=978-5-85099-193-7}}


== Ссылки ==
== Ссылки ==
{{Навигация}}
{{Навигация}}
* [https://lenta.ru/news/2010/07/29/wr22/ Опубликован снимок жемчужины туманности Киля]
* {{cite journal|doi=10.1086/312352|pmid=10525463|title=Pinwheel Nebula around WR 98[CLC]a[/CLC]|journal=The Astrophysical Journal|volume=525|issue=2|pages=L97–L100|date=1999|last1=Monnier|first1=J. D.|last2=Tuthill|first2=P. G.|last3=Danchi|first3=W. C.|bibcode=1999ApJ...525L..97M|arxiv = astro-ph/9909282 }}
* {{cite journal|bibcode=2005ApJ...623..447D|title=High-Resolution Radio Observations of the Colliding-Wind Binary WR 140|journal=The Astrophysical Journal|volume=623|issue=1|pages=447–459|last1=Dougherty|first1=S. M.|last2=Beasley|first2=A. J.|last3=Claussen|first3=M. J.|last4=Zauderer|first4=B. A.|last5=Bolingbroke|first5=N. J.|date=2005|doi=10.1086/428494|arxiv = astro-ph/0501391 }}

{{Нет сносок}}
{{Внешние ссылки}}
{{Внешние ссылки}}
{{переменные звёзды}}
{{переменные звёзды}}

Версия от 22:35, 28 ноября 2020

Звезда Вольфа — Райе WR 31a в центре Туманности Пузырь

Звёзды Вольфа — Райе — тип звёзд, для которых характерны очень высокие температуры и светимости, а также наличие ярких эмиссионных линий различных элементов в спектре. Эти звёзды массивны, и, как правило, находятся на поздних стадиях своей эволюции, содержат мало водорода, но богаты гелием и испускают сильный звёздный ветер. Они достаточно редки и часто встречаются в тесных двойных системах.

Этот класс звёзд назван по фамилиям астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности спектров таких звёзд в 1867 году.

Характеристики

Основные характеристики

Звёзды Вольфа — Райе — в большинстве своём массивные звёзды на поздних стадиях эволюции, лишившиеся практически всей водородной оболочки, но богатые гелием и сжигающие его в своём ядре[1][2]. Тем не менее, некоторые очень массивные звёзды главной последовательности, содержащие достаточно водорода и сжигающие в ядре именно его, имеют схожие характеристики и также классифицируются как звёзды Вольфа — Райе (см. ниже[⇨])[3][4].

Для звёзд Вольфа — Райе характерны очень высокие эффективные температуры — от 25 до 200 тысяч K[5][6][7], а следовательно, и очень большие светимости — абсолютная звёздная величина таких звёзд может достигать −7m. Массы звёзд Вольфа — Райе составляют от 5 M⊙, в среднем — 10 M⊙. При этом у них наблюдается сильный звёздный ветер, скорости вещества в котором превышают 1000—2000 км/с, что приводит к потере звездой массы 10−6—10−4 M⊙ в год и обогащению межзвёздного вещества тяжёлыми элементами[1][2][5][8].

Около половины звёзд Вольфа — Райе принадлежат тесным двойным системам, в которых второй компонент — чаще всего звезда спектрального класса O или B с массой больше, чем у звезды Вольфа — Райе, благодаря этому их массы часто можно измерить напрямую[6]. Звёзды Вольфа — Райе концентрируются в основном в плоскости диска галактики — среднее расстояние таких звёзд от плоскости галактики составляет около 85 парсек. Кроме того, они довольно редки: по оценкам, в Млечном Пути их 1—2 тысячи, а открыто их всего несколько сотен. Благодаря своей светимости, они могут наблюдаться на больших расстояниях: например, 30 таких звёзд известно в Галактике Андромеды[9][10].

Со звёздами Вольфа — Райе связано понятие галактик Вольфа — Райе (англ. Wolf-Rayet galaxies) — это те галактики, в которых не удаётся разрешить отдельные звёзды, но их спектр свидетельствует о наличии большого числа — сотен или тысяч — звёзд Вольфа — Райе в некоторых областях. Сами такие галактики — это галактики со вспышкой звездообразования[8].

Спектральные характеристики

Спектр звезды Вольфа — Райе WR 137
Профиль P Лебедя

Главной особенностью спектров звёзд Вольфа — Райе является наличие сильных эмиссионных линий различных элементов: атомов водорода и гелия, а также He II[11], N III—V, C III—IV, O III—V, в то время как у обычных звёзд наблюдаются линии поглощения. Интенсивность излучения в линиях может в 10—20 раз превышать интенсивность в соседних участках непрерывного спектра, а ширина линий составляет 50—100 ангстрем, что указывает на сильный звёздный ветер. Похожие спектры наблюдаются у некоторых ядер планетарных туманностей, но их массы и светимости гораздо меньше, чем у звёзд Вольфа — Райе[2][9].

Хотя эффективная температура звёзд Вольфа — Райе очень велика, непрерывная часть спектра излучения имеет не такую высокую температуру: её цветовая температура в видимом диапазоне составляет лишь 10—20 тысяч K. При этом вещество, эмиссионные линии которого наблюдаются в спектре, имеет потенциал ионизации до 100 эВ, что соответствует температуре в 100 тысяч K[9].

В спектрах звёзд Вольфа — Райе у эмиссионных линий наблюдается падение интенсивности излучения ниже континуума в их синей части, что означает поглощение в более коротких волнах, чем эмиссию и явно указывает на потерю массы звездой. Такие особенности спектра называются «профили P Лебедя» (англ. P Cygni profiles) по названию звезды P Лебедя, у которой линии имеют такой вид[8][12][13].

Переменность

Звёзды Вольфа — Райе относятся к эруптивным переменным звёздам. Их изменения блеска носят неправильный характер, а амплитуда этих изменений в полосе V составляет до 0,1m. Считается, что их переменность вызвана непостоянством их звёздного ветра[14][15].

Классификация

В спектральной классификации звёзды Вольфа — Райе выделены в отдельный класс W[16] или WR. Этот класс, в свою очередь, делится на три последовательности по виду спектра: азотную (WN), углеродную (WC) и кислородную (WO) — в спектрах звёзд этих типов преобладают, соответственно, линии азота, углерода и кислорода. Кроме того, в спектрах звёзд WN и WC присутствуют слабые линии водорода[1].

Последовательность WN—WC—WO рассматривается как эволюционная (см. ниже[⇨])[1]: принадлежность звезды к той или иной последовательности определяется долей потерянного вещества, которое увеличивается со временем. Звёзды кислородной последовательности встречаются наиболее редко — всего их известно лишь 8 штук[8][17][18].

Каждая из этих последовательностей разделяется дополнительно на подклассы по отношению интенсивностей линий одного и того же вещества в разных степенях ионизации. Азотная последовательность делится на 8 подклассов от WN2 до WN9 (иногда добавляются WN10 и WN11), углеродная — на 6 подклассов от WC4 до WC9, кислородная — на подклассы WO1—WO4. Некоторые звёзды имеют промежуточный вид спектров между азотной и углеродной последовательностью и выделяются в отдельный класс WN/C. Как и в спектральной классификации обычных звёзд, подклассы, обозначенные меньшим числом, называются ранними, а большим — поздними, звёзды более ранних подклассов имеют более высокую температуру[8].

Звёзды класса O и звёзды Вольфа — Райе иногда оказываются трудноразличимыми по характеристикам. Звёзды обоих классов имеют очень высокие температуры, при этом спектры некоторых звёзд класса O имеют эмиссионные линии, а в спектрах звёзды Вольфа — Райе могут быть линии водорода. Это приводит к тому, что некоторые наиболее массивные звёзды главной последовательности, сжигающие в ядре водород, а не гелий, классифицируются как звёзды азотной последовательности Вольфа — Райе, и их обозначают WNh, а не WN. К этому типу, например, относится самая массивная звезда из известных — R136a1[19][20]. Кроме того, некоторые звёзды с промежуточными параметрами относят сразу к двум классам: например, O3 If*/WN6. Для таких звёзд используется английское название «slash stars», и в большинстве случаев такие звёзды являются звёздами, всё ещё сжигающими водород в ядре[3][4].

Эволюция

Основная статья: Эволюция звёзд
Эволюция тесной двойной системы из двух массивных звёзд

Большинство звёзд Вольфа — Райе являются звёздами на поздних стадиях эволюции, которые лишились практически всего водорода и сжигают гелий в ядре. В таком состоянии звезда проводит очень малое по астрономическим меркам время: менее 3⋅105 лет. Возраст таких звёзд также невелик и не превышает нескольких миллионов лет[8]. Чтобы стать звездой Вольфа — Райе, она должна потерять большую часть своей водородной оболочки, которая затем может наблюдаться как туманность Вольфа — Райе вокруг звезды[21]. При формировании масса таких звёзд составляет в среднем 30—40 M⊙, но в ходе эволюции они теряют значительную часть своего вещества и на стадии звезды Вольфа — Райе их масса в среднем составляет около 10 M⊙[1][9]. Это может произойти по двум причинам[22][23]:

  • В случае одиночной звезды, если та имеет массу более 25 M⊙, после схода с главной последовательности и превращения в сверхгигант у неё может начаться сильное истечение вещества внешних слоёв — в основном водорода — в окружающее пространство из-за большой светимости и звезда превращается сначала в яркую голубую переменную, а затем в звезду Вольфа — Райе[8][9].
  • В тесной двойной системе с компонентами достаточно большой массы более массивная звезда раньше завершает главную последовательность и начинает увеличиваться в размере. В какой-то момент она заполняет свою полость Роша и вещество её внешних слоёв начинает перетекать к другой звезде. Таким образом от более массивной звезды остаётся гелиевое ядро, в котором идёт горение гелия , и звезда становится звездой Вольфа — Райе. В результате от неё остаётся компактный объект, и когда вторая звезда сходит с главной последовательности, то уже от неё масса начинает перетекать к компактному объекту, и изначально менее массивная звезда тоже может стать звездой Вольфа — Райе[9][22][23].

Звёзды Вольфа — Райе со временем теряют массу, что приводит к изменению их состава на поверхности, а вместе с ним и спектра. Таким образом, одна и та же звезда в разное время принадлежит к разным последовательностям (см. выше[⇨]): сначала это WN, затем WC. Звёзды типа WO очень редки и плохо изучены, и предположительно, на этой стадии звезда либо заканчивает синтезировать углерод из гелия, либо в ней уже сжигаются элементы тяжелее гелия. По этим причинам стадия WO должна длиться очень короткое время — 103—104 лет, кроме того, считается, что через неё проходят лишь звёзды с начальными массами 40—60 M⊙[8][17][18].

В конце концов звёзды Вольфа — Райе завершают свою жизнь взрывом сверхновой и превращением в нейтронную звезду или чёрную дыру. Тип сверхновой зависит от начальной массы звезды: если она превышает 40 M⊙, то сверхновая имеет тип Ib, если не превышает — Ic. Взрыв сверхновой, порождённой звездой Вольфа — Райе, может порождать гамма-всплески[8][9].

Звёзды типа WNh

Звёзды типа WNh, несмотря на то, что их внешние характеристики похожи на таковые у остальных звёзд Вольфа — Райе, находятся на начальной стадии своей эволюции и сжигают в ядре водород, а не гелий. Такие звёзды обладают значительно большими массами: более 75 M⊙. После этой стадии такие звёзды теряют часть массы, становятся яркими голубыми переменными, а затем снова становятся звёздами Вольфа — Райе, но уже бедными водородом[3][8].

История изучения

В 1867 году астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе, работавшие в Парижской обсерватории, обнаружили три звезды в созвездии Лебедя, в спектрах которых наблюдались сильные эмиссионные линии. По фамилиям этих астрономов новый тип звёзд и получил своё название[1][8][24].

В 1930 году Карлайл Билз предположил существование двух последовательностей звёзд Вольфа — Райе: азотной и углеродной, а в 1933 году его предположение подтвердилось[25]. В 1938 году Международным астрономическим союзом были приняты обозначения WN и WC соответственно для этих последовательностей[26]. Кислородная последовательность WO была выделена значительно позже, в 1970-е годы, а до этого звёзды, относящиеся к ней, считали звёздами ранних подклассов углеродной последовательности[8][17].

В 1943 году Георгий Гамов выдвинул гипотезу, объяснявшую аномальный химический состав звёзд Вольфа — Райе: согласно его гипотезе вещество, выработанное в термоядерных реакциях в ядре, в этих звёздах находится на поверхности, но эта идея не была общепринятой до конца XX века[8].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 А. М. Черепащук. Вольфа-Райе звёзды // Большая российская энциклопедия. — Издательство БРЭ, 2006. — Т. 5. — 786 с. — ISBN 5-85270-334-6.
  2. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 407.
  3. ↑ 1 2 3 M. Heydari-Malayeri. WNh Type. An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Paris Observatory. Дата обращения: 26 ноября 2020.
  4. ↑ 1 2 Paul A. Crowther, Nolan R. Walborn. Spectral classification of O2-3.5 If*/WN5-7 stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2011-09-01. — Т. 416. — С. 1311–1323. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x.
  5. ↑ 1 2 David Darling. Wolf-Rayet star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 25 ноября 2020.
  6. ↑ 1 2 Wolf-Rayet Star. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 25 ноября 2020.
  7. ↑ Ethan Siegel. The Hottest Stars In The Universe Are All Missing One Key Ingredient (англ.). Forbes. Дата обращения: 26 ноября 2020.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. Physical Properties of Wolf-Rayet Stars // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 2007-09-01. — Т. 45. — С. 177–219. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 А. М. Черепащук. Вольфа-Райе звёзды. Астронет. Дата обращения: 25 ноября 2020.
  10. ↑ Wolf-Rayet star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 25 ноября 2020.
  11. ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.
  12. ↑ Keith Robinson. The P Cygni Profile and Friends (англ.) // Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra / Keith Robinson. — New York, NY: Springer, 2007. — P. 119–125. — ISBN 978-0-387-68288-4. — doi:10.1007/978-0-387-68288-4_10.
  13. ↑ P Cygni line profile (англ.). Oxford Reference. Дата обращения: 28 ноября 2020.
  14. ↑ GCVS Introduction. www.sai.msu.su. Дата обращения: 28 ноября 2020.
  15. ↑ L. W. Ross. Variability in Wolf-Rayet Stars // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1961-10-01. — Т. 73. — С. 354. — ISSN 0004-6280. — doi:10.1086/127710.
  16. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 209.
  17. ↑ 1 2 3 F. Tramper, S. M. Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter. Massive stars on the verge of exploding: the properties of oxygen sequence Wolf-Rayet stars // Astronomy and Astrophysics. — 2015-09-01. — Т. 581. — С. A110. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201425390.
  18. ↑ 1 2 Kathryn Neugent, Philip Massey. The Wolf-Rayet Content of the Galaxies of the Local Group and Beyond // Galaxies. — 2019-08-01. — Т. 7. — С. 74. — doi:10.3390/galaxies7030074.
  19. ↑ O. Schnurr, A.-N. Chené, J. Casoli, A. F. J. Moffat, N. St-Louis. VLT/SINFONI time-resolved spectroscopy of the central, luminous, H-rich WN stars of R136 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2009-08-01. — Т. 397. — С. 2049–2056. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x.
  20. ↑ Nola Taylor Redd. What Is the Most Massive Star? (англ.). Space.com (28 июля 2018). Дата обращения: 28 ноября 2020.
  21. ↑ X-Ray Eyes on a Wolf-Rayet Nebula (англ.). aasnova.org. Дата обращения: 27 ноября 2020.
  22. ↑ 1 2 А. В. Тутуков. Эволюция тесных двойных звезд. Астронет. Дата обращения: 27 ноября 2020.
  23. ↑ 1 2 А. М. Черепащук. Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции. Астронет. Дата обращения: 27 ноября 2020.
  24. ↑ IV. On Wolf and Rayet's bright-line stars in Cygnus (англ.) // Proceedings of the Royal Society of London. — 1891-12-31. — Vol. 49, iss. 296-301. — P. 33–46. — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126. — doi:10.1098/rspl.1890.0063.
  25. ↑ C. S. Beals. Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars // The Observatory. — 1933-06-01. — Т. 56. — С. 196–197. — ISSN 0029-7704.
  26. ↑ P. Swings. The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects. // The Astrophysical Journal. — 1942-01-01. — Т. 95. — С. 112. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/144379.

Литература

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_Вольфа_—_Райе&oldid=110759976