Звезда Вольфа — Райе

Иллюстрация туманности M1-67 около звезды Вольфа — Райе WR 124

Звёзды Во́льфа — Райе́ — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Название класса звёзд связано с именами французских астрономов Шарля Вольфа и Жоржа Райе, впервые обративших внимание на особенности в их спектрах в 1867 году.

Особенности

Ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 50—100 Å, а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью звёзд Вольфа — Райе, наряду с огромными 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. К) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации, соответствующих температуре до 100 тыс. К.

Спектры, характерные для звёзд Вольфа — Райе, имеют также ядра некоторых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классических» звёзд Вольфа — Райе. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя некоторое время после вспышки.

Классификация

Звёзды Вольфа — Райе подразделяются на две последовательности: азотную (WN) и углеродную (WC). В спектрах звёзд первой последовательности в основном содержатся линии азота, а в спектрах второй — линии углерода и кислорода. В спектрах звёзд обеих последовательностей присутствуют линии гелия и водорода, однако линии водорода слабы и оценки относительного химического состава неизменно показывают, что атомов водорода в атмосферах звёзд Вольфа — Райе в несколько раз меньше, чем атомов гелия.

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. Причем примерно 100 звёзд этого типа найдено в Большом Магеллановом облаке и всего 12 в Малом — спутниках Млечного Пути;

В самом Млечном Пути звёзды Вольфа — Райе находятся преимущественно в областях спиральных ветвей и часто связаны с газопылевыми туманностями и скоплениями нормальных горячих звёзд. Температура видимой поверхности звёзд Вольфа — Райе превышает 50 000 градусов Цельсия. Их радиусы составляют 10 — 15 радиусов Солнца, а массы порядка 10 масс Солнца. Абсолютные звёздные величины звёзд Вольфа — Райе достигают −6,8^m. Многие звёзды Вольфа — Райе входят в состав тесных двойных звёзд. Спутник принадлежит обычно к нормальным горячим звёздам спектрального класса О. В большинстве известных систем WR + ОВ массы звёзд Вольфа — Райе меньше масс спутников.

Спектроскопические данные свидетельствуют о том, что из звёзд Вольфа — Райе происходит мощное истечение вещества. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям истечения 1000—2000 км/с, что для известных средних характеристик этих звёзд превышает параболическую скорость (то есть звезда теряет вещество). Некоторые эмиссионные линии имеют 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 $10^{-4}-10^{-6}{\mathfrak {M}}_{\odot }$$10^{{-4}}-10^{{-6}}{\mathfrak {M}}_{\odot }$в год. Эта оценка сильно зависит от принятой модели истечения (ускоренное, замедленное) и от локализации областей формирования эмиссионных линий в протяжённой атмосфере. Анализ изменения периода двойной системы V 444 Cyg со звездой Вольфа — Райе WN5 дал возможность прямо оценить скорость потери массы. Она оказалась равной $\left(1,1\pm 0,2\right)\cdot 10^{-5}{\mathfrak {M}}_{\odot }$$\left(1,1\pm 0,2\right)\cdot 10^{{-5}}{\mathfrak {M}}_{\odot }$в год.

Для выяснения механизма возбуждения эмиссионного линейчатого спектра является важным определение электронной температуры Т_е 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 электронной температуры Т_е, полученное из анализа затмений в ИК-диапазоне спектра в двойной системе V 444 Лебедя, оказалось сравнительно низким (T_e > 50 000 К) и убывает с высотой в протяжённой атмосфере. Это вместе с высокой температурой ядра (более $9\cdot 10^{4}$$9\cdot 10^{4}$ К) является веским аргументом в пользу рекомбинационного механизма возбуждения эмиссионных линий.

Возникновение и эволюция

На диаграмме Герцшпрунга — Расселла звёзды Вольфа — Райе с наиболее надёжно определёнными характеристиками лежат в области между главной последовательностью и последовательностью однородных 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 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 слоевого водородного источника заполняет свою полость Роша. Происходит быстрое (за время ~10⁴ лет) перетекание значительной части вещества (до 70 %) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью водорода в наружных слоях (>20 % по массе), которая становится звездой Вольфа — Райе. По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые углеродом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни звезды Вольфа — Райе сравнительно невелико (10⁵−10⁶ лет) — по истощении ядерного топлива она взрывается как сверхновая звезда, образуя релятивистский объект — нейтронную звезду или чёрную дыру. Поскольку взрывается менее массивный компонент двойной системы, распад системы маловероятен, она остаётся двойной.

После выгорания водорода во втором компоненте и заполнения им 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 релятивистского объекта становится непрозрачным для рентгеновского излучения. При этом двойная система может (на 10³−10⁴ 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 кольцевая туманность, обтекаемая звёздным ветром. Таким образом, стадия Вольфа — Райе звезды в 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 галактической плоскостью (которая может быть следствием импульса, полученного двойной системой при взрыве сверхновой) является серьёзным аргументом в пользу описанной схемы эволюции двойных звёзд Вольфа — Райе.

Другой возможный путь эволюции предложен для одиночных массивных звёзд Вольфа — Райе. Расчёты показывают, что эволюция массивной $\left(\approx 30{\mathfrak {M}}_{\odot }\right)$$\left(\approx 30{\mathfrak {M}}_{\odot }\right)$ звезды на стадии горения водорода происходит без существенной потери массы. На стадии горения гелия, то есть после ухода в область красных сверхгигантов, устойчивость внешних слоев звезды нарушается из-за избыточной светимости. В результате начинается мощное истечение вещества (до $0,5{\mathfrak {M}}_{\odot }$$0,5{\mathfrak {M}}_{\odot }$ в год), образуется звезда Вольфа — Райе, в окрестности которой должны оставаться большие $\left(\approx 20{\mathfrak {M}}_{\odot }\right)$$\left(\approx 20{\mathfrak {M}}_{\odot }\right)$ массы выброшенного газа.

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 звёздного ветра за время ядерной эволюции звёзд Of. Эта теория в деталях не разработана.

Ссылки

• «Физика Космоса» 1986 (маленькая энциклопедия)//Вольфа-Райе звёзды
• Опубликован снимок жемчужины туманности Киля