Звезда Вольфа – Райе - Wolf–Rayet star

Изображение туманности M1-67 вокруг звезды Вольфа – Райе WR 124 с космического телескопа Хаббла .

Звезды Вольфа – Райе , часто обозначаемые сокращенно как звезды WR , представляют собой редкий гетерогенный набор звезд с необычным спектром, на котором видны широкие линии излучения ионизированного гелия и сильно ионизированного азота или углерода . Спектры указывают на очень высокое поверхностное усиление тяжелых элементов , истощение водорода и сильные звездные ветры . Температура поверхности известных звезд Вольфа-Райе колеблется от 20 000 К до примерно 210 000 К, что выше, чем у почти всех других звезд. Раньше их называли звездами W-типа из- за их спектральной классификации.

Классические (или популяция I ) звезды Вольфа – Райе - это эволюционирующие массивные звезды, которые полностью утратили внешний водород и объединяют гелий или более тяжелые элементы в ядре. Подмножество звезд I WR в своем спектре показывает линии водорода и известны как звезды WNh; это молодые чрезвычайно массивные звезды, которые все еще объединяют водород в ядре, а гелий и азот выходят на поверхность в результате сильного перемешивания и потери массы под действием излучения. Отдельная группа звезд со спектрами WR - это центральные звезды планетарных туманностей (CSPNe), постасимптотические звезды- ветви гигантов, которые были похожи на Солнце на главной последовательности, но теперь прекратили синтез и сбросили свои атмосферы, чтобы обнажить голую поверхность. углеродно-кислородное ядро.

Все звезды Вольфа – Райе являются объектами с высокой светимостью из-за их высоких температур - в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца ( L _☉ ) для CSPNe, от сотен тысяч  L _☉ для звезд Population I WR, до более миллиона  L _☉ для звезд WNh - хотя и не особенно ярких визуально, поскольку большая часть их излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне .

Звезды, видимые невооруженным глазом, Gamma Velorum и Theta Muscae , а также одна из самых массивных известных звезд , R136a1 в 30 Doradus , являются звездами Вольфа – Райе.

История наблюдений

WR 136 - это звезда WN6, где атмосфера, разлетевшаяся во время фазы красных сверхгигантов, была потрясена горячими и быстрыми ветрами WR, образовав видимую пузырчатую туманность .

В 1867 году с помощью 40-сантиметрового телескопа Фуко в Парижской обсерватории астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе обнаружили три звезды в созвездии Лебедя (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, теперь обозначаемые как WR 134 , WR 135 и WR 137 соответственно. ), которые отображали широкие полосы излучения на непрерывном спектре. Большинство звезд демонстрируют только линии или полосы поглощения в своих спектрах в результате того, что вышележащие элементы поглощают световую энергию на определенных частотах, так что это были явно необычные объекты.

Природа полос излучения в спектрах звезды Вольфа – Райе в течение нескольких десятилетий оставалась загадкой. Эдвард К. Пикеринг предположил, что линии были вызваны необычным состоянием водорода , и было обнаружено, что эта «серия Пикеринга» линий следовала шаблону, аналогичному серии Бальмера , когда были заменены полуцелые квантовые числа. Позже было показано, что эти линии являются результатом присутствия гелия ; химический элемент, который был открыт в 1868 году. Пикеринг отметил сходство между спектрами Вольфа – Райе и спектрами туманностей, и это сходство привело к заключению, что некоторые или все звезды Вольфа – Райе были центральными звездами планетарных туманностей .

К 1929 г. ширину полос излучения приписывали доплеровскому уширению , и, следовательно, газ, окружающий эти звезды, должен был двигаться со скоростями 300–2400 км / с вдоль луча зрения. Был сделан вывод, что звезда Вольфа – Райе постоянно выбрасывает газ в космос, создавая расширяющуюся оболочку из туманного газа. Сила, выбрасывающая газ с наблюдаемой высокой скоростью, является радиационным давлением . Было хорошо известно, что многие звезды со спектрами типа Вольфа – Райе являются центральными звездами планетарных туманностей, но также и то, что многие из них вообще не связаны с явной планетарной туманностью или какой-либо видимой туманностью.

Помимо гелия Карлайл Смит Билс идентифицировал эмиссионные линии углерода, кислорода и азота в спектрах звезд Вольфа – Райе. В 1938 году Международный астрономический союз классифицировал спектры звезд Вольфа – Райе на типы WN и WC, в зависимости от того, преобладали ли в спектре линии азота или углерода-кислорода соответственно.

В 1969 году несколько CSPNe с сильными эмиссионными линиями O  VI были сгруппированы под новой « последовательностью O  VI » или просто типом OVI. Впоследствии они были названы звездами [WO]. Вскоре после этого были описаны похожие звезды, не связанные с планетарными туманностями, и классификация WO в конечном итоге была принята для звезд населения I WR.

Понимание того, что некоторые поздние, а иногда и не очень поздние звезды WN с линиями водорода в спектрах находятся на другой стадии эволюции, чем звезды WR без водорода, привело к введению термина WNh, чтобы отличить эти звезды от других. другие звезды WN. Раньше их называли звездами WNL, хотя есть звезды WN поздних типов без водорода, а также звезды WR с водородом еще в WN5.

Классификация

Спектр WR 137 , звезды WC7 и одной из трех исходных звезд WR (горизонтальная ось: длина волны в Å).

Звезды Вольфа – Райе были названы на основе сильных широких эмиссионных линий в их спектрах, отождествляемых с гелием , азотом , углеродом , кремнием и кислородом , но с линиями водорода, обычно слабыми или отсутствующими. Первая система классификации разделила их на звезды с доминирующими линиями ионизированного азота (N  III , N  IV и N  V ) и звезды с доминирующими линиями ионизированного углерода (C  III и C  IV ) и иногда кислорода (O  III - O  VI. ), обозначаемые соответственно WN и WC. Два класса WN и WC были дополнительно разбиты на температурные последовательности WN5-WN8 и WC6-WC8 на основе относительной силы на 541,1 нм He  II и 587,5 нм Он  I линий. Эмиссионные линии Вольфа – Райе часто имеют расширенное крыло поглощения ( профиль P Лебедя ), свидетельствующее об околозвездном веществе. Последовательность WO также была отделена от последовательности WC для еще более горячих звезд, где эмиссия ионизированного кислорода преобладает над эмиссией ионизированного углерода, хотя фактические пропорции этих элементов в звездах, вероятно, будут сопоставимы. Спектры WC и WO формально различают по наличию или отсутствию излучения C  III . В спектрах WC также обычно отсутствуют линии O  VI, которые являются сильными в спектрах WO.

Спектральная последовательность WN была расширена за счет включения WN2 – WN9, а определения уточнены на основе относительной силы линий N  III при 463,4–464,1 нм и 531,4 нм, линий N  IV при 347,9–348,4 нм и 405,8 нм, а также Линии N  V при 460,3 нм, 461,9 нм и 493,3–494,4 нм. Эти линии хорошо отделены от областей сильного и переменного излучения He, а сила линий хорошо коррелирует с температурой. Звезды со спектром, промежуточным между WN и Ofpe, были классифицированы как WN10 и WN11, хотя эта номенклатура не является общепринятой.

Тип WN1 был предложен для звезд без линий N  IV и N  V , чтобы учесть Брей 1 и Брей 66, которые оказались промежуточными между WN2 и WN2.5. Относительная сила и ширина линий для каждого подкласса WN были позже определены количественно, и соотношение между линиями He  II 541,1 нм и 587,5 м He  I было введено в качестве основного индикатора уровня ионизации и, следовательно, спектрального подкласса. . Потребность в WN1 исчезла, и Brey 1 и Brey 66 теперь классифицируются как WN3b. Несколько малоизвестные классы WN2.5 и WN4.5 были исключены.

Спектральная последовательность WC была расширена за счет включения WC4 – WC11, хотя в некоторых более старых работах также использовались WC1 – WC3. Первичные эмиссионные линии, используемые для различения подтипов WC: C  II 426,7 нм, C  III при 569,6 нм, C  III / IV 465,0 нм, C  IV при 580,1–581,2 нм и смесь O  V (и O  III ) при 557,2–559,8 нм. Последовательность была расширена, чтобы включить WC10 и WC11, а критерии подкласса были количественно определены на основе, прежде всего, относительной силы углеродных линий, чтобы полагаться на факторы ионизации, даже если были различия в содержании углерода и кислорода.

Для звезд типа WO используются основные линии: C  IV при 580,1 нм, O  IV при 340,0 нм, смесь O  V (и O  III ) при 557,2–559,8 нм, O  VI при 381,1–383,4 нм, O  VII при 567,0 нм, и O  VIII при 606,8 нм. Последовательность была расширена за счет включения WO5 и количественно на основе относительных сильные стороны вывода  VI / C  IV и О  VI / вывода  V линий. Более поздняя схема, разработанная для согласованности между классическими звездами WR и CSPNe, вернулась к последовательности от WO1 к WO4 и скорректировала деления.

Детальные современные исследования звезд Вольфа – Райе позволяют выявить дополнительные спектральные особенности, обозначенные суффиксами к основной спектральной классификации:

• ч для выделения водорода;
• га для выделения и поглощения водорода;
• o отсутствие выделения водорода;
• w для слабых линий;
• s для сильных линий;
• б для широких сильных линий;
• d для пыли (иногда vd, pd или ed для переменной, периодической или эпизодической пыли).

Классификация спектров Вольфа – Райе осложняется тем, что звезды часто ассоциируются с плотной туманностью, пылевыми облаками или двойными спутниками. Суффикс «+ OB» используется для обозначения присутствия линий поглощения в спектре, которые могут быть связаны с более нормальной звездой-компаньоном, или «+ abs» для линий поглощения с неизвестным происхождением.

Более горячие спектральные подклассы WR описываются как ранние, а более холодные - как поздние, что согласуется с другими спектральными типами. WNE и WCE относятся к спектрам раннего типа, в то время как WNL и WCL относятся к спектрам позднего типа с разделительной линией примерно на подклассе шесть или семь. Звезды позднего типа WO не существует. Звезды WNE имеют сильную тенденцию к обеднению водородом, в то время как спектры звезд WNL часто включают линии водорода.

Спектральные типы центральных звезд планетарных туманностей квалифицируются путем заключения их в квадратные скобки (например, [WC4]). Почти все они представляют собой последовательность WC с известными звездами [WO], представляющими горячее продолжение углеродной последовательности. Есть также небольшое количество типов [WN] и [WC / WN], обнаруженных совсем недавно. Механизм их образования пока неясен.

Температуры центральных звезд планетарной туманности имеют тенденцию к экстремальным значениям по сравнению со звездами популяции I WR, поэтому [WC2] и [WC3] являются общими, а последовательность была расширена до [WC12]. Типы [WC11] и [WC12] имеют отличительные спектры с узкими эмиссионными линиями и без линий He  II и C  IV .

GK Persei (Nova Persei 1901), который обнаружил в своем спектре особенности Вольфа – Райе.

Некоторые сверхновые, наблюдаемые до их максимальной яркости, демонстрируют спектры WR. Это связано с природой сверхновой в этой точке: быстро расширяющийся выброс, богатый гелием, похожий на сильный ветер Вольфа – Райе. Спектральные характеристики WR длятся всего несколько часов, элементы с высокой ионизацией затухают на максимум, оставляя только слабое излучение нейтрального водорода и гелия, прежде чем они будут заменены традиционным спектром сверхновых. Было предложено обозначить эти спектральные типы знаком «X», например XWN5 (h). Точно так же классические новые развивают спектры, состоящие из широких полос излучения, подобные звезде Вольфа – Райе. Это вызвано тем же физическим механизмом: быстрое расширение плотных газов вокруг чрезвычайно горячего центрального источника.

Косая черта звезд

Отделение звезд Вольфа – Райе от звезд спектрального класса O с аналогичной температурой зависит от существования сильных эмиссионных линий ионизированного гелия, азота, углерода и кислорода, но есть ряд звезд с промежуточными или запутанными спектральными характеристиками. Например, O-звезды с высокой светимостью могут иметь гелий и азот в своих спектрах с некоторыми линиями излучения, в то время как некоторые звезды WR имеют линии водорода, слабое излучение и даже компоненты поглощения. Этим звездам были присвоены спектральные классы, такие как O3If ^∗ / WN6, и они называются косыми звездами.

Сверхгиганты класса O могут образовывать эмиссионные линии гелия и азота или эмиссионные компоненты некоторых линий поглощения. На это указывают суффикс-коды спектральных особенностей, характерные для этого типа звезд:

• f для выбросов N  iii и He  ii
• f ^* для излучения N и He с N  iv сильнее, чем N  iii
• f ⁺ для эмиссии в Si  iv в дополнение к N и He
• круглые скобки, обозначающие линии поглощения He  ii вместо эмиссии, например (f)
• двойные скобки указывают на сильное поглощение He  ii и разбавленное выделение N  iii , например ((f ⁺ ))

Эти коды также могут быть объединены с более общими квалификаторами спектрального типа, такими как p или a. Общие комбинации включают OIafpe и OIf ^* и Ofpe. В 1970-х годах было признано, что существует континуум спектров от чистого класса поглощения O до однозначных типов WR, и было неясно, следует ли некоторым промежуточным звездам присваивать спектральный класс, такой как O8Iafpe или WN8-a. Для таких ситуаций была предложена косая черта, а звезде Sk − 67 ° 22 был присвоен спектральный класс O3If ^* / WN6-A. Критерии выделения звезд OIf ^* , OIf ^* / WN и WN были уточнены для единообразия. Классификация со звездообразной _косой чертой используется, когда линия H _β имеет профиль P Лебедя; это линия поглощения у сверхгигантов O и линия излучения у звезд WN. Приведены критерии для следующих спектральных типов звезд с косой чертой с использованием линий излучения азота при 463,4–464,1 нм, 405,8 нм и 460,3–462,0 нм вместе со стандартной звездой для каждого типа:

Другой набор спектральных классов звезд с косой чертой используется для звезд Ofpe / WN. Эти звезды имеют спектры O сверхгигантов плюс эмиссию азота и гелия и профили P Лебедя. В качестве альтернативы их можно рассматривать как звезды WN с необычно низким уровнем ионизации и водорода. Обозначение косой черты для этих звезд было спорным, и альтернативой было расширение азотной последовательности WR до WN10 и WN11. Другие авторы предпочли использовать обозначение WNha, например WN9ha для WR 108 . Недавняя рекомендация - использовать спектральный тип O, такой как O8Iaf, если линия He  i 447,1 нм находится в поглощении, и класс WR WN9h или WN9ha, если линия имеет профиль P Cygni. Однако по-прежнему широко используются обозначения косой черты Ofpe / WN, а также классификации WN10 и WN11.

Выявлена ​​третья группа звезд со спектрами, содержащими особенности как звезд класса O, так и звезд WR. Девять звезд в Большом Магеллановом Облаке имеют спектры, которые содержат как WN3, так и O3V, но не являются двойными. Многие из звезд WR в Малом Магеллановом Облаке также имеют очень ранние спектры WN плюс особенности поглощения возбуждения. Было высказано предположение, что это могло быть недостающее звено, ведущее к классическим звездам WN, или результат приливного разрыва маломассивного компаньона.

Номенклатура

WR 22 в туманности Киля

Первые три идентифицированные звезды Вольфа – Райе, по совпадению все с горячими О-компаньонами, уже были пронумерованы в каталоге HD . Эти и другие звезды назывались звездами Вольфа – Райе с момента их первоначального открытия, но конкретные соглашения об именах для них не были созданы до 1962 г. в «четвертом» каталоге галактических звезд Вольфа – Райе. Первые три каталога не были конкретно списками звезд Вольфа – Райе и использовали только существующую номенклатуру. В четвертом каталоге звезды Вольфа – Райе пронумерованы последовательно в порядке прямого восхождения . В пятом каталоге использовались те же номера с префиксом MR после автора четвертого каталога, а также дополнительная последовательность номеров с префиксом LS для новых открытий. Ни одна из этих схем нумерации не используется широко.

Шестой Каталог галактических звезд Вольфа – Райе был первым, кто действительно носил это имя, а также описывал под этим именем предыдущие пять каталогов. Он также ввел числа WR, широко используемые с тех пор для галактических звезд WR. Это снова числовая последовательность от WR 1 до WR 158 в порядке прямого восхождения. Седьмой каталог и приложение к нему используют ту же схему нумерации и вставляют новые звезды в последовательность, используя суффиксы строчных букв, например WR 102ka для одной из многочисленных звезд WR, обнаруженных в центре Галактики. В современных крупных идентификационных исследованиях используются собственные схемы нумерации для большого количества новых открытий. IAU рабочая группа приняла рекомендации расширить систему нумерации из каталога звезд Galactic Вольфа-Райе , так что дополнительные открытия дают ближайший существующий номер WR плюс числовой суффикс в порядке открытия. Это относится ко всем открытиям, сделанным после приложения 2006 г., хотя некоторые из них уже были названы в соответствии с предыдущей номенклатурой; таким образом, WR 42e теперь имеет номер WR 42-1.

Звезды Вольфа – Райе во внешних галактиках нумеруются по разным схемам. В Большом Магеллановом Облаке наиболее распространенная и полная номенклатура звезд WR взята из "Четвертого каталога звезд населения I Вольфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке" с префиксом BAT-99 , например BAT-99 105 . Многие из этих звезд также имеют третий каталожный номер, например, Brey 77 . По состоянию на 2018 год в LMC каталогизировано 154 звезды WR, в основном WN, но включая около двадцати трех WC, а также три из чрезвычайно редких классов WO. Многие из этих звезд часто обозначаются номерами RMC (Магелланово Облако обсерватории Рэдклиффа), которые часто обозначают просто R, например R136a1 .

В Малом Магеллановом Облаке используются номера SMC WR, обычно называемые номерами AB, например AB7 . В SMC всего двенадцать известных звезд WR, и считается, что это очень небольшое число из-за низкой металличности этой галактики.

Характеристики

Звезды Вольфа – Райе - нормальная стадия эволюции очень массивных звезд, на которой сильные широкие линии излучения гелия и азота (последовательность "WN"), углерода (последовательность "WC") и кислорода (последовательность "WO") видны. Благодаря сильным эмиссионным линиям их можно идентифицировать в близлежащих галактиках. В нашей Галактике Млечный Путь внесено в каталог около 500 Вольф-Райе . Это число резко изменилось за последние несколько лет в результате фотометрических и спектроскопических обзоров в ближнем инфракрасном диапазоне, посвященных обнаружению такого типа объектов в плоскости Галактики . Ожидается, что в остальных галактиках Местной группы менее 1000 звезд WR , из которых около 166 известны в Магеллановых облаках , 206 - в M33 и 154 - в M31 . За пределами местной группы обследования всей галактики обнаружили еще тысячи звезд и кандидатов в WR. Например, в M101 было обнаружено более тысячи звезд WR с величиной от 21 до 25. Ожидается, что звезды WR будут особенно распространены в галактиках со вспышками звездообразования и особенно в галактиках Вольфа – Райе .

Характерные эмиссионные линии образуются в протяженной и плотной области высокоскоростного ветра, охватывающей очень горячую звездную фотосферу , которая создает поток УФ- излучения, вызывающий флуоресценцию в области формирующего линии ветра. Этот процесс выброса последовательно обнаруживает сначала богатые азотом продукты горения водорода в цикле CNO (звезды WN), а затем богатый углеродом слой из-за горения He (звезды типа WC и WO).

Видно, что звезды WNh полностью отличаются от звезд WN без водорода. Несмотря на схожие спектры, они намного массивнее, крупнее и являются одними из самых ярких известных звезд. Они были обнаружены еще в WN5h в Магеллановых облаках . Азот, наблюдаемый в спектре звезд WNh, по-прежнему является продуктом слияния цикла CNO в ядре, но он появляется на поверхности самых массивных звезд из-за вращательного и конвективного перемешивания, пока все еще находится в фазе горения водорода ядра, а не после внешняя оболочка теряется во время термоядерного синтеза гелия в ядре.

Некоторые звезды Вольфа – Райе углеродной последовательности («WC»), особенно принадлежащие к последним типам, заметны благодаря образованию пыли . Обычно это происходит в двойных системах в результате столкновения звездных ветров, образующих пару, как в случае знаменитой двойной системы WR 104 ; однако этот процесс происходит и с одиночными.

Некоторые (примерно 10%) центральных звезд планетарных туманностей , несмотря на их гораздо меньшую (обычно ~ 0,6 солнечной) массы, также наблюдаются типа WR; т.е. они показывают спектры линий излучения с широкими линиями гелия, углерода и кислорода. Обозначенные [WR], это гораздо более старые объекты, произошедшие от эволюционировавших маломассивных звезд и тесно связанные с белыми карликами , а не с очень молодыми, очень массивными звездами популяции I , составляющими основную часть класса WR. В настоящее время они обычно исключены из класса, обозначаемого как звезды Вольфа – Райе или называемого звездами типа Вольфа – Райе.

Металличность

Число и свойства звезд Вольфа – Райе меняются в зависимости от химического состава их звезд-прародителей. Основной причиной этой разницы является скорость потери массы при разных уровнях металличности. Более высокая металличность приводит к большой потере массы, что влияет на эволюцию массивных звезд, а также на свойства звезд Вольфа – Райе. Более высокие уровни потери массы заставляют звезды терять свои внешние слои до того, как железное ядро ​​развивается и коллапсирует, так что более массивные красные сверхгиганты эволюционируют до более высоких температур, прежде чем взорваться как сверхновая, а самые массивные звезды никогда не становятся красными сверхгигантами. На стадии Вольфа – Райе более высокая потеря массы приводит к более сильному истощению слоев вне конвективного ядра, более низкому содержанию водорода на поверхности и более быстрому удалению гелия с образованием спектра WC.

Эти тенденции можно наблюдать в различных галактиках местной группы, где металличность варьируется от околосолнечных уровней в Млечном Пути, несколько ниже в M31, еще ниже в Большом Магеллановом Облаке и намного ниже в Малом Магеллановом Облаке. Сильные вариации металличности наблюдаются в отдельных галактиках: M33 и Млечный Путь показывают более высокую металличность ближе к центру, а M31 показывает более высокую металличность в диске, чем в гало. Таким образом, видно, что SMC имеет мало звезд WR по сравнению с его скоростью звездообразования и совсем не имеет звезд WC (одна звезда имеет спектральный класс WO), Млечный Путь имеет примерно равное количество звезд WN и WC и большое общее количество звезд. Звезды WR и другие главные галактики имеют несколько меньше звезд WR и больше WN, чем типы WC. LMC и особенно SMC, Wolf – Rayets имеют более слабую эмиссию и тенденцию к более высоким фракциям атмосферного водорода. Звезды SMC WR почти всегда показывают некоторые линии водорода и даже линии поглощения даже на самых ранних спектральных классах из-за более слабых ветров, не полностью маскирующих фотосферу.

Максимальная масса звезды главной последовательности , которая может развиваться через красный сверхгигант фазу и обратно к звезде WNL рассчитывается как около 20  М _☉ в Млечном Пути, 32  М _☉ в LMC, и более 50  М _☉ в SMC. Более развитые стадии WNE и WC достигаются только звездами с начальной массой более 25  M _☉ при околосолнечной металличности и более 60  M _☉ в LMC. Ожидается, что нормальная эволюция одиночных звезд не приведет к образованию звезд WNE или WC с металличностью SMC.

Вращение

Художественная иллюстрация газового диска вокруг массивного богатого водородом WR 122

На потерю массы влияет скорость вращения звезды, особенно сильно при низкой металличности. Быстрое вращение способствует перемешиванию ядер продуктов ядерного синтеза через остальную часть звезды, увеличивая поверхностное содержание тяжелых элементов и вызывая потерю массы. Вращение заставляет звезды оставаться на главной последовательности дольше, чем невращающиеся звезды, быстрее эволюционировать от фазы красного сверхгиганта или даже эволюционировать непосредственно от главной последовательности к более высоким температурам для очень больших масс, высокой металличности или очень быстрого вращения.

Потеря звездной массы приводит к потере углового момента, что быстро тормозит вращение массивных звезд. Очень массивные звезды с металличностью, близкой к солнечной, должны тормозиться почти до полной остановки, все еще находясь на главной последовательности, в то время как при металличности SMC они могут продолжать быстро вращаться даже при самых высоких наблюдаемых массах. Быстрое вращение массивных звезд может объяснить неожиданные свойства и количество звезд SMC WR, например, их относительно высокие температуры и светимости.

Двоичные файлы

Массивные звезды в двойных системах могут развиваться в звезды Вольфа-Райе из-за разрыва спутником, а не врожденной потери массы из-за звездного ветра. Этот процесс относительно нечувствителен к металличности или вращению отдельных звезд и, как ожидается, приведет к появлению последовательного набора звезд WR во всех галактиках местной группы. В результате доля звезд WR, образующихся через двойной канал, и, следовательно, количество звезд WR, наблюдаемых в двойных системах, должно быть выше в средах с низкой металличностью. Расчеты показывают, что двойная доля звезд WR, наблюдаемых в SMC, должна достигать 98%, хотя на самом деле наблюдается менее половины с массивным компаньоном. В соответствии с теоретическими расчетами двойная доля в Млечном Пути составляет около 20%.

Туманности

AB7 создает одну из самых высоких возбуждающих туманностей в Магеллановых Облаках .

Значительная часть звезд WR окружена туманностью, связанной непосредственно со звездой, а не просто нормальной фоновой туманностью, связанной с любой массивной областью звездообразования, и не планетарной туманностью, образованной звездой post- AGB . Эта туманность представляет собой множество форм, и ее классификация была затруднена. Многие из них изначально были каталогизированы как планетарные туманности, и иногда только тщательное исследование с использованием нескольких длин волн может отличить планетарную туманность вокруг маломассивной звезды post-AGB от туманности аналогичной формы вокруг более массивной звезды, горящей гелием.

Галактики Вольфа – Райе

Галактика Вольфа – Райе - это тип галактики со вспышкой звездообразования, в которой существует достаточное количество звезд WR, так что их характерные спектры линий излучения становятся видимыми в общем спектре галактики. В частности, определяющей характеристикой галактики Вольфа – Райе является широкая эмиссионная характеристика He  ii 468,6 нм и близлежащих спектральных линий. Относительно короткое время жизни звезд WR означает, что вспышки звездообразования в таких галактиках должны были длиться менее миллиона лет и происходить в течение последних нескольких миллионов лет, в противном случае излучение WR было бы поглощено большим количеством других светящихся звезд.

Эволюция

Теории о том, как звезды WR образуются, развиваются и умирают, формировались медленно по сравнению с объяснением менее экстремальной звездной эволюции . Они редки, далеки и часто скрыты, и даже в 21 веке многие аспекты их жизни остаются неясными.

История

Хотя звезды Вольфа – Райе были четко определены как необычный и особый класс звезд с 19 века, природа этих звезд была неопределенной до конца 20 века. До 1960-х годов даже классификация звезд WR была крайне неопределенной, а их природа и эволюция были практически неизвестны. Очень похожий внешний вид центральных звезд планетарных туманностей (CSPNe) и гораздо более ярких классических звезд WR способствовал неопределенности.

Примерно к 1960 году различие между CSPNe и массивными светящимися классическими звездами WR стало более четким. Исследования показали, что это маленькие плотные звезды, окруженные обширным околозвездным материалом, но пока неясно, был ли материал вытеснен из звезды или сжимался на ней. Было признано необычное содержание азота, углерода и кислорода, а также недостаток водорода, но причины оставались неясными. Было признано, что звезды WR были очень молодыми и очень редкими, но все еще оставалось открытым вопрос о том, эволюционируют ли они в сторону главной последовательности или от нее.

К 1980-м годам звезды WR были признаны потомками массивных звезд OB, хотя их точное эволюционное состояние по отношению к главной последовательности и другим развитым массивным звездам все еще оставалось неизвестным. Теории о том, что преобладание звезд WR в массивных двойных системах и отсутствие в них водорода может быть вызвано гравитационным разрывом, в значительной степени игнорировались или отвергались. Звезды WR были предложены в качестве возможных предков сверхновых, и особенно недавно открытых сверхновых типа Ib, лишенных водорода, но, очевидно, связанных с молодыми массивными звездами.

К началу 21-го века звезды WR в основном считались массивными звездами, которые исчерпали свой водород в ядре, покинули главную последовательность и выбросили большую часть своей атмосферы, оставив после себя небольшое горячее ядро ​​из гелия и более тяжелых продуктов термоядерного синтеза.

Текущие модели

WR 31a окружен голубой пузырчатой ​​туманностью, созданной мощным звездным ветром, ударившим по материалу, выброшенному на более ранних этапах жизни звезды (Благодарность ЕКА / Хаббла и НАСА: Джуди Шмидт)

Большинство звезд WR, классическое население I типа, теперь понимается как естественная стадия в эволюции самых массивных звезд (не считая менее распространенных центральных звезд планетарных туманностей), либо после периода в качестве красного сверхгиганта, либо после периода в виде голубого сверхгиганта или непосредственно от самых массивных звезд главной последовательности. Ожидается, что на этой стадии только красные сверхгиганты с меньшей массой взорвутся как сверхновые, в то время как более массивные красные сверхгиганты вернутся к более высоким температурам по мере того, как они испускают свои атмосферы. Некоторые из них взрываются, находясь на стадии желтого гипергиганта или LBV, но многие становятся звездами Вольфа – Райе. Они потеряли или сожгли почти весь свой водород и теперь синтезируют гелий в своих ядрах или более тяжелые элементы на очень короткий период в конце своей жизни.

Массивные звезды главной последовательности создают очень горячее ядро, которое очень быстро сплавляет водород посредством процесса CNO и приводит к сильной конвекции по всей звезде. Это вызывает перемешивание гелия с поверхностью, процесс, который усиливается вращением, возможно, дифференциальным вращением, когда ядро ​​раскручивается до более быстрого вращения, чем поверхность. Такие звезды также показывают увеличение содержания азота на поверхности в очень молодом возрасте, вызванное изменениями в пропорциях углерода и азота из-за цикла CNO. Увеличение содержания тяжелых элементов в атмосфере, а также увеличение светимости создают сильные звездные ветры, которые являются источником спектров линий излучения. Эти звезды развивают спектр Of *, если они достаточно горячие, который переходит в спектр WNh по мере дальнейшего увеличения звездных ветров. Это объясняет высокую массу и яркость звезд WNh, которые все еще сжигают водород в ядре и немного потеряли свою первоначальную массу. В конечном итоге они будут расширяться до голубых сверхгигантов (LBV?) По мере того, как водород в ядре истощается, или, если перемешивание достаточно эффективно (например, за счет быстрого вращения), они могут перейти непосредственно к звездам WN без водорода.

Звезды WR скорее всего закончат свою жизнь насильственно, чем превратятся в белого карлика. Таким образом, каждая звезда с начальной массой, более чем примерно в 9 раз превышающей Солнце, неизбежно приведет к взрыву сверхновой, многие из которых произошли на стадии WR.

Простая эволюция звезд WR от низких до высоких температур, приводящая в конечном итоге к звездам типа WO, не подтверждается наблюдениями. Звезды типа WO чрезвычайно редки, и все известные примеры более ярки и массивны, чем относительно обычные звезды WC. Альтернативные теории предполагают, что либо звезды типа WO образованы только из наиболее массивных звезд главной последовательности, либо что они образуют чрезвычайно короткоживущую конечную стадию всего за несколько тысяч лет до взрыва, причем фаза WC соответствует от фазы сжигания гелия в активной зоне и фазы WO до последующих стадий ядерного сжигания. До сих пор неясно, является ли спектр WO исключительно результатом эффектов ионизации при очень высокой температуре, отражает ли фактическую разницу в химическом содержании, или оба эффекта проявляются в разной степени.

Ключ:

• O: звезда главной последовательности O-типа
• Of: эволюционировавший O-тип, показывающий выбросы N и He
• BSG: синий сверхгигант
• RSG: красный сверхгигант
• YHG: желтый гипергигант
• LBV: светящийся синий переменный
• WNh: WN плюс водородные линии
• WNL: "поздняя" звезда Вольфа – Райе WN-класса (примерно от WN6 до WN11).
• WNE: "ранняя" звезда Вольфа – Райе WN-класса (примерно от WN2 до WN6).
• WN / WC: переходная (переход от WN к WC) звезда Вольфа – Райе (может быть WN # / WCE или WC # / WN)
• WC: звезда WC-класса Вольфа – Райе.
• WO: звезда Вольфа – Райе класса WO.

Звезды Вольфа – Райе формируются из массивных звезд, хотя эволюционировавшие звезды популяции I потеряли половину или более своих первоначальных масс к тому времени, когда они проявляют вид WR. Например, γ ² Velorum A в настоящее время имеет массу, примерно в 9 раз превышающую массу Солнца, но в начале его масса, по крайней мере, в 40 раз превышала массу Солнца. Звезды с большой массой очень редки как потому, что они реже образуются, так и потому, что у них короткая жизнь. Это означает, что сами звезды Вольфа – Райе чрезвычайно редки, потому что они образуются только из самых массивных звезд главной последовательности и потому, что они являются относительно короткоживущей фазой в жизни этих звезд. Это также объясняет, почему сверхновые типа Ibc менее распространены, чем сверхновые типа II, поскольку они возникают из-за более массивных звезд.

Звезды WNh, спектроскопически похожие, но на самом деле гораздо менее развитая звезда, которая только начала вытеснять свою атмосферу, являются исключением и все еще сохраняют большую часть своей начальной массы. В самых массивных звездах в настоящее время известно весь WNH звезды , а не звезды главной последовательности O-типа, ожидаемую ситуации , потому что такие звезды показывают , гелий и азот на поверхности лишь несколько тысяч лет после того, как они образуют, возможно , прежде чем они становятся видимыми через окружающую газовое облако. Альтернативное объяснение состоит в том, что эти звезды настолько массивны, что не могут образоваться как обычные звезды главной последовательности, а являются результатом слияния менее экстремальных звезд.

Трудности моделирования наблюдаемых чисел и типов звезд Вольфа – Райе посредством эволюции одиночных звезд привели к теориям, что они формируются посредством двойных взаимодействий, которые могут ускорить потерю внешних слоев звезды за счет массообмена. WR 122 является потенциальным примером, у которого есть плоский газовый диск, окружающий звезду, шириной почти 2 триллиона миль, и может иметь звезду-компаньон, которая лишена своей внешней оболочки.

Сверхновые

Существует широко распространенное подозрение, что многие предки сверхновых типа Ib и типа Ic являются звездами WR, хотя окончательной идентификации такого предка сделано не было.

В спектрах сверхновых типа Ib отсутствуют линии водорода. В спектрах более распространенных сверхновых типа Ic отсутствуют линии водорода и гелия. Ожидаемые предшественники таких сверхновых - массивные звезды, у которых, соответственно, отсутствуют водород во внешних слоях или отсутствуют водород и гелий. Звезды WR - как раз такие объекты. Во всех звездах WR отсутствует водород, а в некоторых звездах WR, особенно в группе WO, гелий также сильно обеднен. Ожидается, что звезды WR испытают коллапс ядра, когда они образуют железное ядро, и в результате взрывы сверхновых будут типа Ib или Ic. В некоторых случаях возможно, что прямой коллапс ядра в черную дыру не вызовет видимого взрыва.

Звезды WR очень светятся из-за их высоких температур, но визуально не ярки, особенно самые горячие образцы, которые, как ожидается, составят большинство прародителей сверхновых. Теория предполагает, что предшественники сверхновых типа Ibc, наблюдаемые на сегодняшний день, не будут достаточно яркими, чтобы их можно было обнаружить, хотя они накладывают ограничения на свойства этих предшественников. Возможная звезда-прародитель, которая исчезла в месте нахождения сверхновой iPTF13bvn, может быть одиночной звездой WR, хотя другие анализы отдают предпочтение менее массивной двойной системе с лишенной звездой или гелиевым гигантом. Единственный другой возможный предок сверхновой WR - это SN 2017ein , и снова неясно, является ли предок одиночной массивной звездой WR или двойной системой.

Примеры

Безусловно, наиболее заметным примером звезды Вольфа-Райе является γ ² Velorum (WR 11), яркая звезда невооруженным глазом для тех, кто расположен к югу от 40 градусов северной широты , хотя большая часть света исходит от гиганта O7.5. товарищ. Из-за экзотической природы его спектра (яркие эмиссионные линии вместо темных линий поглощения ) его называют «Спектральной жемчужиной южного неба». Единственная другая звезда Вольфа – Райе ярче 6 звездной величины - это θ Muscae (WR 48), тройная звезда с двумя спутниками класса O. Оба звезды WC. "Бывшая" звезда WR WR 79a ( HR 6272 ) ярче 6 звездной величины, но теперь считается своеобразным сверхгигантом O8 с сильным излучением. Следующей по яркости с величиной 6.4 является массивная двойная звезда WR 22 с первичной звездой WN7h.

Самая массивная и самая яркая из известных в настоящее время звезд, R136a1 , также является звездой Вольфа – Райе типа WNh, которая все еще синтезирует водород в своем ядре. Этот тип звезд, который включает в себя многие из самых ярких и самых массивных звезд, очень молодой и обычно находится только в центре самых плотных звездных скоплений. Иногда вне таких скоплений обнаруживается убегающая звезда WNh, такая как VFTS 682 , вероятно, выброшенная из кратной системы или из-за взаимодействия с другими звездами.

Примером тройной звездной системы, содержащей двойную Вольф – Райе, является Апеп . Он выделяет огромное количество углеродной пыли, вызванной их сильными звездными ветрами. Когда две звезды вращаются вокруг друг друга, пыль окутывается светящимся черным хвостом.

Все самые горячие невырожденные звезды (несколько самых горячих) - это звезды Вольфа-Райе, самая горячая из которых - WR 102 , температура которой, кажется, достигает 210 000 К, за ней следует WR 142 с температурой около 200 000 К. LMC195-1 , расположенный в Большом Магеллановом Облаке , должен иметь аналогичную температуру, но на данный момент она неизвестна.

HD 184738 , также известная как звезда Кэмпбелла. На самом деле это планетарная туманность, а центральная звезда - старая маломассивная звезда, в отличие от основного класса массивных звезд Вольфа – Райе.

Лишь небольшая часть планетарных туманностей имеет центральные звезды типа WR, но у значительного числа хорошо известных планетарных туманностей они есть.

Смотрите также

• Маркарян 50

использованная литература

дальнейшее чтение

• Тутхилл, Питер Дж .; Монье, Джон Д .; Danchi, William C .; Тернер, Нильс Х. (2003). «Визуализация сред WCd (+ OB) с высоким разрешением в ближнем ИК-диапазоне: Вертушки». Материалы 212-го симпозиума Международного союза астрономии . 212 . п. 121. Bibcode : 2003IAUS..212..121T .
• Monnier, JD; Tuthill, PG; Данчи, WC (1999). "Туманность Вертушка вокруг WR 98 [CLC] a [/ CLC]". Астрофизический журнал . 525 (2): L97 – L100. arXiv : astro-ph / 9909282 . Bibcode : 1999ApJ ... 525L..97M . DOI : 10.1086 / 312352 . PMID  10525463 . S2CID  2811347 .
• Догерти, СМ; Бисли, AJ; Клауссен, MJ; Zauderer, BA; Болингброк, штат Нью-Джерси (2005). "Радионаблюдения высокого разрешения двойного встречного ветра WR 140". Астрофизический журнал . 623 (1): 447–459. arXiv : astro-ph / 0501391 . Bibcode : 2005ApJ ... 623..447D . DOI : 10.1086 / 428494 . S2CID  17035675 .

внешние ссылки

• Закрученная история Вольфа – Райе 104
• Страница Перри Берлинда о спектральных классификациях Вольфа – Райе
• Интернет-каталог галактических звезд Вольфа – Райе
• Старые звезды не умирают в одиночку (НАСА)
• Хаббл наблюдает за Nasty 1