Эта статья входит в число хороших статей

Звезда Вольфа — Райе

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звезда Вольфа — Райе WR 31a в созвездии Киль

Звёзды Во́льфа — Райе́ — 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, концентрируются к галактической плоскости и часто встречаются в тесных двойных системах. Кроме того, у этих звёзд наблюдается переменность.

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

Свойства[править | править код]

Основные характеристики[править | править код]

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]. 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 массы компонент часто можно измерить напрямую[6]. Звёзды Вольфа — Райе концентрируются в основном в плоскости диска галактики — средняя удалённость таких звёзд от плоскости галактики составляет около 85 парсек. Кроме того, они довольно редки: по теоретическим 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[править | править код]

Спектр звезды Вольфа — Райе WR 137
Профиль спектральной линии P Лебедя

Главной особенностью спектров звёзд Вольфа — Райе является наличие сильных эмиссионных линий различных элементов: H I[11], He I—II, 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, то есть, поглощение в более коротких волнах, чем те, на которых происходит эмиссия. Такие особенности явно указывают на потерю массы звездой и они носят название «профили P Лебедя» (англ. P Cygni profiles) по названию звезды P Лебедя, у которой линии имеют такой же вид[8][12][13].

Переменность[править | править код]

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[править | править код]

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

Последовательность этих типов WN—WC—WO рассматривается как эволюционная (см. ниже[⇨])[1]: принадлежность звезды к той или иной последовательности определяется долей потерянного вещества, которая увеличивается со временем. Звёзды кислородной последовательности встречаются наиболее редко — всего известно лишь 9 таких звёзд[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 спектры звёзд Вольфа — Райе могут иметь 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 они являются звёздами, всё ещё сжигающими водород в ядре[3][4].

Эволюция[править | править код]

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 конечном итоге 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 звезды Вольфа — Райе как сверхновой может порождать гамма-всплески[8][9].

Звёзды типа WNh[править | править код]

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[править | править код]

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 для них были приняты обозначения WN и WC соответственно[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[править | править код]

  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 July 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[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_Вольфа_—_Райе&oldid=116858896