Характеристики зір Вольфа-Райє

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Характери́стики зір Во́льфа-Райє́  — сукупність відмітних властивостей зір класу Вольфа-Райє (далі — WR зорі). Цей клас зір був вперше виділений французькими астрономами Шарлем Вольфом та Жоржем Райє у 1867 році і характеризується наявністю широких емісійних ліній. Об'єкти Вольфа-Райє включають класичні зорі Вольфа-Райє (WR), дуже масивні зорі (VMS), центральні зорі планетарних туманностей (CSPN) та наднові (SN).[1] Маси WR зір варіюються у межах , а температури поверхні — щонайменше у межах 25 000-100 000 К. Переважно локалізуються в областях спіральних рукавів та зонах іонізованого водню. Кількість зір в нашій Галактиці становить, за оцінками, від тисячі до двох тисяч об'єктів. Окрім того, центральні зорі в планетарних туманностях демонструють також властивості WR об'єктів, але з меншими масами () та світностями () із домінуванням вузьких ліній у спектрі. WR зоря — масивна зоря з високим темпом втрати маси (перевищує ), що спричинено постійним потужним зоряним вітром. Підкачка енергії у зоряний вітер відбувається через процес фотоіонізації інтенсивним УФ випромінюванням, яке виходить з центрального джерела. Також формування емісійних ліній відбувається за рахунок рекомбінацій, ударних та зв'язано-зв'язаних переходів. Зорі WR мають тривалість життя, як правило, не більше років, тобто 10 % від тривалості життя зір класу O. В ядрах багатих на гелій зір WN, як підкласу WR зір, відбувається горіння водню, а в ядрах багатих на вуглець зір WC горить гелій.[2]

Першим каталогом WR зір був каталог Кемпбелла 1884 року, який налічував 55 об'єктів. Нині, сучасний каталог Galactic Wolf Rayet Catalogue v1.20 (січень, 2018) включає 656 об'єктів.[3]

Базові спостережувані характеристики[ред. | ред. код]

Спектр в глобальному WR зір характеризують двома параметрами[4]: ефективною температурою поверхні , параметром густини вітру . Перший параметр визначається через закон Стефана-Больцмана: , де  — світність,  — радіус зорі, = 5.67 10−8 Вт/(м2 К4) — стала Стефана — Больцмана. На практиці, визначається з характеристик спектральних ліній шляхом розв'язування рівняння іонізаційної рівноваги. Другий параметр: , де  — темп втрати маси,  — кінцева швидкість вітру,  — радіус ядра. Для визначення темпу втрати маси використовують наступне співвідношення[4], яке зв'язує спостережуваний потік електромагнітного випромінювання в радіодіапазоні (в Янських) власне з втратою речовини

де  — це відстань до WR зорі в кпк,  — середній заряд іонів,  — середня маса іонів (в а. о. м.),  — кількість електронів на один іон ,  — частота в Гц та  — фактор Гаунта для вільно-вільних переходів. Дане співвідношення і використовують для потоку в інфрачервоній ділянці спектру з підстановкою швидкості меншою критичною, а також для ліній в оптичній та УФ ділянках. Вважається, що лінійна поляризація непевного спектру гарячих зірок обумовлена розсіюванням фотонів зоряного походження на електронах у навколишньому середовищі, але, крім того, також додається вплив міжзоряного середовища.

Для характеризації ефективності втрати маси (як і число Рейнольдса у турбулентних течіях) застосовують так званий безрозмірний параметр продуктивності вітру , як відношення імпульсу течії до імпульсу повного поглинання фотонів: c — швидкість світла. Для зір класу O цей параметр не перевищує одиниці, а для WR зір доходить до ста. Значення більше одиниці вказує на багатократне розсіяння фотонів, що призводить до передачі енергії вітру.[4]

Більшість WR зір, одиночних або подвійних, є тепловими рентгенівськими тепловими джерелами. Частка рентгенівського випромінювання для одиночної зорі складає від загальної світності. Розігрів газу у вітрі відбувається за рахунок радіаційних нестійкостей до температур до К. Нагрів газу у подвійних системах є наслідком взаємодії вітрів від компонентів системи, що проявляється в періодичній змінності блиску в рентгенівській ділянці.[4]

Лише чверть WR у вибраному діапазоні галактичних довгот асоціюється зі зоряними скупченнями та/або зонами HII. Розглядаючи весь Чумацький Шлях, 27 % зір WR згруповані у кластери.[5]

Металічність об'єктів Вольфа—Райє[ред. | ред. код]

Обертання мало вплив на еволюцію масивних зір при високій металічності, тому що швидкість обертання та ефективність процесу змішування сповільнюється через збільшення маси зоряних вітрів і втрати кутового моменту, і ці зорі стають зорями WR, коли гелій в їх центрі запалюється. Однак втрата маси, викликана сповільненням, яке зупиняє ефективне обертальне змішування, зменшується при меншій металічності. Масивні зірки зі швидким обертанням легко можуть перетворюватися на WR внаслідок дії механізму хімічно однорідної еволюції.[6] Модель оптично товстих вітрів від зір Вольфа-Райє дає наступну пропорційність втрати маси від світності та металічності : з та . Причому ці показники не залежать суттєвим чином від кінцевої швидкості зоряного вітру .[7]

Аналіз першої події детектування гравітаційних хвиль GW150914 дав чималі маси чорних дір, що вказує на те, що вони сформувалися з об'єктів з низькою металічністю . А зорі з нижчим , мають менший темп сповільнення обертання, а значить більше поточне значення швидкості обертання. Це є ключовим аспектом розуміння еволюції одиничних та подвійних масивних зір до колапсу.[8]

Посилання[ред. | ред. код]

Джерела[ред. | ред. код]

  1. Vink J. S. (2015). The True origin of Wolf-Rayet stars. arXiv:1510.00227. 
  2. Crowther P.A. (2008). Properties of Wolf-Rayet Stars. Massive Stars as Cosmic Engines Proceedings IAU Symposium No. 250. 
  3. Crowther P.A. (2015). Wolf-Rayet content of the Milky Way. arXiv:1509.00495. 
  4. а б в г Murdin P. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: IOP Publishing and London: Nature Publishing. ISBN 0333750888. 
  5. Rosslowe C. K.; Crowther P. A. (2017). A deep near-infrared spectroscopic survey of the Scutum-Crux arm for Wolf-Rayet stars. arXiv:1708.03582. doi:10.1093/mnras/stx2103. 
  6. Cui Zh.; Wang Zh.; Lu G.; Chen H.; Han Zh. (2018). A Study of Wolf-Rayet Stars Formed via Chemically Homogeneous Evolution. arXiv:1805.08397. 
  7. Graefener G.; Owocki S. P.; Grassitelli L.; Langer N. (2017). On the optically-thick winds of Wolf-Rayet stars. Astronomy & Astrophysics 608 (A34). arXiv:1710.04543. 
  8. Vink J. S.; Harries T. J. (2017). Wolf-Rayet spin at low metallicity and its implication for Black Hole formation channels. Astronomy & Astrophysics 603 (A120). arXiv:1703.09857. 

Див. також[ред. | ред. код]