Зорі Вольфа—Райє

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Знімок туманності M1-67 навколо зорі Вольфа—Райє WR 124 (кольори несправжні). Космічний телескоп «Габбл».

Зорі Во́льфа—Райє́ — клас зір, для яких характерні дуже висока температура й світність; зорі Вольфа—Райє відрізняються від інших гарячих зір наявністю в спектрі широких смуг випромінювання водню, гелію, а також вуглецю , азоту й кисню в різних ступенях іонізації (NIII–NV, CIII–CIV, OIII–OV). Ширина цих смуг може досягати 100 Å, а випромінювання в них може в 10–20 разів перевищувати випромінювання на ділянках неперервного спектру.

Назву класу пов'язано з іменами двох французьких астрономів: Шарля Вольфа(фр.)укр.) та Жоржа Райє(фр.)укр.), які 1867 року відкрили перші такі зорі[1].

Зорі Вольфа—Райє поділяють на дві послідовності[2]:

  • Азотну (WN), в якій домінують лінії азоту (підкласи: WN2–WN10). Температура поверхні становить від 30 000 K (для зір класу WN9) до майже 100 000 K (для WN ранніх класів).
  • Вуглецеву (WC), в якій переважають лінію вуглецю (WC4–WC10). Спектральні температури цих зір вищі: від 50 000 K для WC9 до понад 100 000 K для ранніх класів.

Вуглецева та азотна послідовності містять приблизно однакову кількість зір. Невелику кількість зір азотної послідовності, що мають досить потужні лінії вуглецю, виокремлюють у клас WN(C). Окремо виділяють також невелику кількість кисневих зір (WO)[2][1]. Невідомо, чим зумовлено поділ на послідовності — відмінностями у хімічному складі чи різницею в температурі й структурі зоряних атмосфер[3].

У сьомому каталозі зір Вольфа—Райє налічується 226 об'єктів[4]. Їх виявлено як у Чумацькому Шляху, так і в інших галактиках.

Достеменно відомо, що 20 зір Вольфа—Райє входять до складу подвійних систем[2]. Вважається, що до складу подвійних систем належить щонайменше 40 % зір Вольфа—Райє Чумацького Шляху[1].

Зорі Вольфа—Райє інтенсивно втрачають речовину. Темп втрати маси становить 10−5–10−4 сонячних мас на рік (для порівняння — Сонце втрачає приблизно 10−14 своєї маси щороку). Швидкість витікання речовини — 1000–2000 км/с[1].

Остаточної ясності щодо походження зір типу Вольфа—Райє не досягнуто. Однак можна стверджувати, що в нашій Галактиці це гелієві залишки масивних зір, що скинули значну частину маси на якомусь етапі своєї еволюції[3].

Джерела[ред.ред. код]

  1. а б в г Paul A Crowther Physical Properties of Wolf-Rayet Stars // Annual Review of Astronomy & Astrophysics. — 45 (2007) С. 177-219. (англ.)
  2. а б в Вольфа—Райє // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 84—85. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031)
  3. а б А.М. Черепащук Вольфа-Райе звёзды // Физика космоса. — (1986) (Астронет). (рос.)
  4. van der Hucht, К.А. The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars // New Astronomy Reviews. — 45 (2001) С. 135-232. DOI:10.1016/S1387-6473(00)00112-3.

Література[ред.ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.