astro.wikisort.org - Наука

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

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]. 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 −7^m. 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 — 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

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

Звёзды Вольфа — Райе относятся к эруптивным переменным звёздам. Их изменения блеска носят неправильный характер, а амплитуда этих изменений в полосе V составляет до 0,1^m. 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 (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

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

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 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

Литература

• Кононович Э. В.; Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — B.; Heideberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.

Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии.

На других языках

---

[de] Wolf-Rayet-Stern

Wolf-Rayet-Sterne (nach den französischen Astronomen Charles Wolf und Georges Rayet), in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne. Sie werden keiner der üblichen Spektralklassen zugeordnet, sondern werden in einem eigenen Typ klassifiziert.

---

[en] Wolf–Rayet star

Wolf–Rayet stars, often abbreviated as WR stars, are a rare heterogeneous set of stars with unusual spectra showing prominent broad emission lines of ionised helium and highly ionised nitrogen or carbon. The spectra indicate very high surface enhancement of heavy elements, depletion of hydrogen, and strong stellar winds. The surface temperatures of known Wolf–Rayet stars range from 20,000 K to around 210,000 K, hotter than almost all other kinds of stars. They were previously called W-type stars referring to their spectral classification.

---

[es] Estrella de Wolf-Rayet

Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR o W-R) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares.

---

- [ru] Звезда Вольфа — Райе

---

---