Зорі Вольфа—Райє

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
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 та наявність у 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[fr]) та Жоржа Райє[fr]), які 1867 року відкрили перші такі зорі[1].

Класифікація[ред. | ред. код]

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].

Розповсюдженість[ред. | ред. код]

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

Еволюція[ред. | ред. код]

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]. Деякі зорі, які раніше вважали окремими, імовірно також є подвійними (із маломасивними супутниками, ~1M)[3].

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 (2007). Physical Properties of Wolf-Rayet Stars. Annual Review of Astronomy & Astrophysics 45: 177–219.  (англ.)
  2. а б в Вольфа—Райє // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 84—85. — ISBN 966-613-263-X.
  3. а б в А.М. Черепащук. Вольфа-Райе звёзды // Физика космоса : [рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
  4. van der Hucht, К.А. (2001). The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars. New Astronomy Reviews 45: 135–232. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. 

Література[ред. | ред. код]