Зоря Вольфа — Рає
Зоря Во́льфа — Рає́ — тип зорі, яка характеризується дуже високою температурою й світністю, а також наявністю яскравих емісійних ліній різних елементів у спектрі. Такі зорі масивні й, як правило, перебувають на пізніх стадіях своєї еволюції, містять мало водню, але багаті на гелій і мають потужний зоряний вітер. Вони досить рідкісні, концентруються поблизу площини Галактики й часто трапляються в тісних подвійних системах. Крім того, у цих зір спостерігають змінність.
Цей клас зір названо на честь астрономів Шарля Вольфа та Жоржа Рає, які 1867 року вперше звернули увагу на особливості спектрів таких зір.
1867 року астрономи Шарль Вольф та Жорж Рає, які працювали в Паризькій обсерваторії, відкрили три зорі в сузір'ї Лебедя, у спектрах яких спостерігалися сильні емісійні лінії. За прізвищами цих астрономів новий тип зір і отримав свою назву[1][2][3].
У 1930 році Карлайл Білз висловив припущення про існування двох послідовностей зір Вольфа — Рає — азотної та вуглецевої, а 1933 року це припущення підтвердилося[4]. 1938 року Міжнародний астрономічний союз ухвалив для них позначення WN і WC відповідно[5]. Кисневу послідовність WO виокремили значно пізніше, у 1970-х роках; до того зорі цього типу вважали зорями ранніх підкласів вуглецевої послідовності[2][6].
1943 року Георгій Гамов висунув гіпотезу, що пояснювала аномальний хімічний склад зір Вольфа — Рає: за цією гіпотезою речовина, утворена в термоядерних реакціях у ядрі, у цих зорях виходить на поверхню. Проте ця ідея стала загальноприйнятою лише в кінці XX століття[2].
Зорі Вольфа — Рає здебільшого є масивними зорями на пізніх стадіях еволюції, які втратили майже всю водневу оболонку, але багаті на гелій і спалюють його у своєму ядрі[1][7]. Деякі дуже масивні зорі головної послідовності, що містять достатньо водню і спалюють його в ядрі, мають подібні характеристики й також класифікуються як зорі Вольфа — Рає[8][9].
Для зір Вольфа — Рає характерні дуже високі ефективні температури — від 25 до 200 тисяч K[10][11][12], а отже, і дуже великі світності — абсолютна зоряна величина таких зір може досягати −7m. Мінімальні маси зір Вольфа — Рає становлять від 5 M☉, а середня маса — близько 10 M☉. У зір Вольфа — Рає спостерігається потужний зоряний вітер, швидкість речовини в якому перевищує 1000—2000 км/с, що призводить до втрати зорею маси з темпом 10−6—10−4 M☉ на рік і збагачення міжзоряної речовини важкими елементами[1][7][10][2].
Близько половини зір Вольфа — Рає належать до тісних подвійних систем, у яких другий компонент — найчастіше зоря спектрального класу O або B з масою більшою, ніж у зорі Вольфа — Рає. Завдяки цьому маси компонентів часто можна визначити безпосередньо[11]. Зорі Вольфа — Рає зосереджені переважно в площині галактичного диска — середня відстань таких зір від площини Галактики становить близько 85 парсеків. Крім того, вони доволі рідкісні: за теоретичними оцінками, у Чумацькому Шляху їх 1—2 тисячі, тоді як відкрито лише кілька сотень. Завдяки високій світності їх можна спостерігати на великих відстанях: наприклад, близько 30 таких зір відомо в галактиці Андромеди[13][14].
Із зорями Вольфа — Рає пов'язане поняття галактик Вольфа — Рає — це галактики, у яких не вдається розрізнити окремі зорі, але їхній спектр свідчить про наявність великої кількості — сотень або тисяч — зір Вольфа — Рає в окремих ділянках. Такі галактики є галактиками зі спалахом зореутворення[2].
Головною особливістю спектрів зір Вольфа — Рає є наявність сильних емісійних ліній різних елементів: H I[15], He I—II, N III—V, C III—IV, O III—V, тоді як у звичайних зір спостерігаються лінії поглинання. Інтенсивність випромінювання в лініях може у 10—20 разів перевищувати інтенсивність у сусідніх ділянках неперервного спектра, а ширина ліній становить 50—100 ангстрем, що вказує на потужний зоряний вітер, швидкість якого спричиняє доплерівське розширення ліній. Подібні спектри спостерігаються в деяких ядрах планетарних туманностей, але їхні маси та світності значно менші, ніж у зір Вольфа — Рає[16][13].
Хоча ефективна температура зір Вольфа — Рає дуже висока, неперервна частина спектра випромінювання має нижчу температуру: її кольорова температура у видимому діапазоні становить лише 10—20 тисяч K. Водночас речовина, емісійні лінії якої спостерігаються у спектрі, має потенціал іонізації до 100 еВ, що відповідає температурі близько 100 тисяч K[13].
У спектрах зір Вольфа — Рає в емісійних лініях спостерігається спад інтенсивності випромінювання нижче континууму в їхній синій частині, тобто поглинання на коротших хвилях, ніж ті, на яких відбувається емісія. Такі особливості прямо вказують на втрату маси зорею і мають назву «профіль P Лебедя» (англ. P Cygni profile) за назвою зорі P Лебедя[en], у якої лінії мають такий самий вигляд[2][17][18].
Втрата маси зорею Вольфа — Рає залежить від швидкості обертання зорі, особливо за низької металічності. Крім того, швидке обертання сприяє перемішуванню продуктів термоядерного синтезу з ядра по всій зорі. Натомість втрата зоряної маси супроводжується втратою моменту імпульсу й гальмуванням обертання масивних зір. Дуже масивні зорі за металічності, близької до сонячної, повинні майже повністю втратити обертання ще на головній послідовності, тоді як за металічності Малої Магелланової Хмари вони можуть зберігати високу швидкість обертання навіть за найбільших спостережуваних мас[19].
Зорі Вольфа — Рає належать до еруптивних змінних зір. Їхні зміни блиску мають нерегулярний характер, а амплітуда цих змін у смузі V сягає 0,1m. Вважають, що змінність спричинена варіаціями їхнього зоряного вітру[20][21].
У спектральній класифікації зорі Вольфа — Рає виділяють в окремий клас W[22] або WR. Цей клас, своєю чергою, поділяють на три послідовності (або типи) за виглядом спектра: азотну (WN), вуглецеву (WC) і кисневу (WO) — у спектрах зір цих послідовностей переважають, відповідно, лінії азоту, вуглецю та кисню. Крім того, у спектрах зір WN і WC наявні слабкі лінії водню[1].
Послідовність типів WN—WC—WO розглядають як еволюційну[1]: те, до якої послідовності належність зорі, визначає частка втраченого речовини, яка з часом зростає. Зорі кисневої послідовності трапляються найрідше — відомо лише 9 таких об'єктів[2][6][23].
Кожну з цих послідовностей додатково поділяють на підкласи за співвідношенням інтенсивностей ліній одного й того самого елемента в різних ступенях іонізації. Азотну послідовність поділяють на 8 підкласів від WN2 до WN9 (інколи додають WN10 і WN11), вуглецеву — на 6 підкласів від WC4 до WC9, кисневу — на підкласи WO1—WO4. Деякі зорі мають проміжний вигляд спектрів між азотною та вуглецевою послідовностями і їх виділяють в окремий клас WN/C. Як і в спектральній класифікації звичайних зір, підкласи з меншими номерами називають ранніми, а з більшими — пізніми; зорі ранніших підкласів мають вищу температуру[2].
Зорі спектрального класу O і зорі Вольфа — Рає іноді важко розрізнити за характеристиками. Зорі обох класів мають дуже високі температури; водночас спектри деяких зір класу O містять емісійні лінії, а спектри зір Вольфа — Рає можуть містити лінії водню. Через це деякі наймасивніші зорі головної послідовності, які спалюють у ядрі водень, а не гелій, класифікують як зорі азотної послідовності Вольфа — Рає і позначають WNh, а не WN. До цього типу, наприклад, належить наймасивніша відома зоря — R136a1[24][25]. Крім того, деякі зорі з проміжними параметрами відносять одразу до двох класів: наприклад, O3 If*/WN6. Так зорі називають «слеш-зорями» (англ. slash stars), і в більшості випадків вони все ще спалюють водень у ядрі[8][9].
Більшість зір Вольфа — Рає є зорями на пізніх стадіях еволюції, які втратили майже весь водень і спалюють гелій у ядрі. У такому стані зоря перебуває дуже короткий за астрономічними мірками час — менш ніж 3 × 105 років. Вік таких зір також невеликий і не перевищує кількох мільйонів років[2]. Щоб стати зорею Вольфа — Рає, зоря має втратити більшу частину своєї водневої оболонки, залишки якої можна спостерігати як туманність Вольфа — Рає навколо зорі[26]. Під час формування маса таких зір у середньому становить 30—40 M☉, але в ході еволюції вони втрачають значну частину речовини, і на стадії зорі Вольфа — Рає їхня маса в середньому дорівнює близько 10 M☉[1][13]. Це може відбуватися з двох причин[27][28]:
- У випадку одиночної зорі, якщо її маса перевищує 25 M☉, після сходження з головної послідовності та перетворення на надгігант у неї може розпочатися інтенсивне витікання речовини (переважно водню) із зовнішніх шарів в навколишній простір через велику світність. Спочатку така зоря стає яскравою блакитною змінною, а потім — зорею Вольфа — Рає[2][13].
- У тісній подвійній системі з достатньо масивними компонентами масивніша зоря раніше залишає головну послідовність і починає збільшуватися в розмірах. У певний момент вона заповнює свою порожнину Роша, і речовина її зовнішніх шарів починає перетікати до іншої зорі. У результаті від масивнішої зорі залишається гелієве ядро, в якому відбувається ядерне горіння гелію, і вона стає зорею Вольфа — Рає. Зрештою від неї залишається компактний об'єкт, і коли друга зоря сходить з головної послідовності, маса вже починає перетікати від неї до компактного об'єкта, тож зоря з меншою початковою масою також може стати зорею Вольфа — Рає[13][27][28].
Зорі Вольфа — Рає з часом втрачають масу, що змінює склад їхньої поверхні, а разом із ним і спектр. Тому одна й та сама зоря на різних етапах належить до різних послідовностей: спочатку це WN, потім WC. Зорі типу WO дуже рідкісні й погано вивчені; ймовірно, на цій стадії зоря або завершує синтез вуглецю з гелію, або в ній уже відбувається горіння елементів, важчих за гелій. З цих причин стадія WO має тривати дуже коротко — 103—104 років; крім того, вважають, що її проходять лише зорі з початковими масами 40—60 M☉[2][6][23].
Зрештою зорі Вольфа — Рає завершують своє життя вибухом наднової й перетворюються на нейтронну зорю або чорну діру. Тип наднової залежить від початкової маси зорі: якщо вона перевищує 40 M☉, то це наднова типу Ib, якщо не перевищує — Ic. Вибух зорі Вольфа — Рає як наднової може породжувати гамма-спалахи[2][13].
Зорі типу WNh, попри те, що їхні зовнішні характеристики подібні до характеристик інших зір Вольфа — Рає, перебувають на початковій стадії своєї еволюції й спалюють у ядрі водень, а не гелій. Такі зорі мають значно більші маси — понад 75 M☉. Після цієї стадії вони втрачають частину маси, стають яскравими блакитними змінними, а згодом знову переходять у стан зір Вольфа — Рає, але вже збіднених на водень[8][2].
- ↑ а б в г д е Черепащук А. М. Вольфа — Райе звёзды // Большая российская энциклопедия. — Издательство БРЭ, 2006. — Т. 5. — С. 692. — ISBN 5-85270-334-6.
- ↑ а б в г д е ж и к л м н п Paul A. Crowther. Physical Properties of Wolf-Rayet Stars : [англ.] // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Pato Alto : Annual Reviews, 2007. — Vol. 45 (1 вересня). — С. 177–219. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615.
- ↑ IV. On Wolf and Rayet's bright-line stars in Cygnus : [англ.] // Proceedings of the Royal Society of London. — L. : Royal Society, 1891. — Vol. 49, no. 296—301 (31 грудня). — С. 33–46. — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126. — doi:10.1098/rspl.1890.0063.
- ↑ C. S. Beals. Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars : [англ.] // The Observatory. — L. : Self published, 1933. — Vol. 56 (1 червня). — С. 196–197. — ISSN 0029-7704.
- ↑ Swings, P. The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects : [англ.] // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1942. — Vol. 95 (1 січня). — С. 112. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/144379.
- ↑ а б в 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 : [англ.] // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis : EDP Sciences, 2015. — Vol. 581 (1 вересня). — С. A110. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201425390.
- ↑ а б Кононович, Мороз, 2004.
- ↑ а б в Heydari-Malayeri, M. WNh Type. An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Paris: Paris Observatory. Архів оригіналу за 4 березня 2021. Процитовано 26 листопада 2020.
- ↑ а б Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Spectral classification of O2–3.5 If*/WN5–7 stars : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2011. — Vol. 416 (1 вересня). — С. 1311–1323. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x.
- ↑ а б Darling, David. Wolf–Rayet star. Internet Encyclopedia of Science (англ.). Архів оригіналу за 14 листопада 2020. Процитовано 25 листопада 2020.
- ↑ а б Wolf–Rayet Star. Astronomy (англ.). Melbourne: Swinburne University of Technology. Архів оригіналу за 20 жовтня 2020. Процитовано 25 листопада 2020.
- ↑ Ethan Siegel. The Hottest Stars In The Universe Are All Missing One Key Ingredient. Forbes (англ.). The Forbes, Inc. Архів оригіналу за 17 січня 2021. Процитовано 26 листопада 2020.
- ↑ а б в г д е ж Черепащук А. М. Вольфа — Райе звёзды. Астронет. Архів оригіналу за 12 грудня 2012. Процитовано 25 листопада 2020.
- ↑ Wolf–Rayet star. Encyclopedia Britannica (англ.). Encyclopedia Britannica, Inc. Архів оригіналу за 10 серпня 2020. Процитовано 25 листопада 2020.
- ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 407.
- ↑ Keith Robinson. The P Cygni Profile and Friends : [англ.] // Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra. — N. Y. : Springer, 2007. — С. 119–125. — ISBN 978-0-387-68288-4. — doi:10.1007/978-0-387-68288-4_10.
- ↑ P Cygni line profile : [англ.] // A dictionary of astronomy. — Oxf. : Oxford University Press, 2012. — ISBN 978-0-191-73943-9.
- ↑ Hainich, R.; Pasemann, D.; Todt, H.; Shenar, T.; Sander, A.; Hamann, W.-R. (2015). Wolf–Rayet stars in the Small Magellanic Cloud. I. Analysis of the single WN stars. Astronomy & Astrophysics. 581: A21. arXiv:1507.04000. Bibcode:2015A&A...581A..21H. doi:10.1051/0004-6361/201526241. ISSN 0004-6361. S2CID 56230998.
- ↑ GCVS Introduction. ГАИШ МГУ. Архів оригіналу за 18 лютого 2022. Процитовано 28 листопада 2020.
- ↑ L. W. Ross. Variability in Wolf-Rayet Stars : [англ.] // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — San Francisco : Astronomical Society of the Pacific, 1961. — Vol. 73 (1 жовтня). — С. 354. — ISSN 0004-6280. — doi:10.1086/127710.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 209.
- ↑ а б Kathryn Neugent, Philip Massey. The Wolf-Rayet Content of the Galaxies of the Local Group and Beyond : [англ.] // Galaxies. — Basel : MDPI, 2019. — Vol. 7 (1 серпня). — С. 74. — ISSN 2075-4434. — doi:10.3390/galaxies7030074.
- ↑ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J., Moffat, A.F.J.; St-Louis, N. VLT/SINFONI time-resolved spectroscopy of the central, luminous, H-rich WN stars of R136 : [англ.] // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf. : Wiley-Blackwell, 2009. — Vol. 397 (1 серпня). — С. 2049–2056. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x.
- ↑ Nola Taylor Redd (28 липня 2018). What Is the Most Massive Star?. Space.com (англ.). Future plc. Архів оригіналу за 11 січня 2019. Процитовано 28 листопада 2020.
- ↑ X-Ray Eyes on a Wolf-Rayet Nebula. AAS Nova (англ.). Архів оригіналу за 24 листопада 2020. Процитовано 27 листопада 2020.
- ↑ а б А. В. Тутуков. Эволюция тесных двойных звезд. Астронет. Архів оригіналу за 28 вересня 2013. Процитовано 27 листопада 2020.
- ↑ а б Черепащук А. М. Тесные двойные звезды на поздних стадиях эволюции. Астронет. Архів оригіналу за 20 жовтня 2015. Процитовано 27 листопада 2020.
- Paul A Crowther (2007). Physical Properties of Wolf-Rayet Stars. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 45: 177—219. Архів оригіналу за 10 червня 2016. Процитовано 19 квітня 2012. (англ.)
- 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.
- Galactic Wolf Rayet Catalog [Архівовано 6 жовтня 2021 у Wayback Machine.] — Каталог галактичних об'єктів Вольфа — Рає
| Типи |  | |
|---|---|---|
| Пов'язане | ||
| Структура | ||
| Попередники | ||
| Залишки | ||
| Відкриття | ||
| Переліки | ||
| Відомі | ||
| Дослідження | ||
