Wolf's Star - Rayet

Wolf-Rayet-stjärnor  är en typ av stjärnor som kännetecknas av mycket höga temperaturer och ljusstyrkor, samt närvaron av ljusa emissionslinjer för olika element i spektrumet. Dessa stjärnor är massiva och tenderar att vara i det sena stadiet av sin utveckling, innehåller lite väte men är rika på helium och avger starka stjärnvindar . De är ganska sällsynta, koncentrerar sig mot det galaktiska planet och förekommer ofta i nära binära system . Dessutom uppvisar dessa stjärnor variation .

Denna klass av stjärnor är uppkallad efter astronomerna Charles Wolf och Georges Rayet , som först uppmärksammade egenskaperna hos sådana stjärnors spektra 1867.

Egenskaper

Nyckelfunktioner

Wolf-Rayet-stjärnor är mestadels massiva stjärnor i evolutionens sena stadier , som har förlorat nästan hela sitt väteskal , men rika på helium och bränner det i sin kärna [1] [2] . Vissa mycket massiva huvudsekvensstjärnor som innehåller tillräckligt med väte och bränner det i kärnan har liknande egenskaper och klassificeras även som Wolf-Rayet-stjärnor (se nedan ) [3] [4] .

Wolf-Rayet-stjärnor kännetecknas av mycket höga effektiva temperaturer  - från 25 till 200 tusen K [5] [6] [7] och, följaktligen, mycket höga ljusstyrkor - den absoluta magnituden för sådana stjärnor kan nå −7 m . Massorna av Wolf-Rayet-stjärnor sträcker sig från 5  M ⊙ , med ett genomsnitt på 10  M ⊙ . Samtidigt har de en stark stjärnvind , materiens hastighet överstiger 1000–2000 km/s, vilket leder till en massförlust på 10 −6 —10 −4 M ⊙ per år av stjärnan och anrikning av interstellär materia med tunga element [1] [2] [5] [8] .  

Ungefär hälften av Wolf-Rayet-stjärnorna tillhör nära binära system , där den andra komponenten oftast är en stjärna av spektraltyp O eller B med en massa som är större än Wolf-Rayet-stjärnans, vilket beror på vilken massan av komponenter kan ofta mätas direkt [6] . Wolf-Rayet-stjärnorna är huvudsakligen koncentrerade i galaxens skivaplan  - det genomsnittliga avståndet för sådana stjärnor från galaxens plan är cirka 85  parsecs . Dessutom är de ganska sällsynta: enligt teoretiska uppskattningar finns det 1-2 tusen av dem i Vintergatan , och bara några hundra av dem har upptäckts. På grund av sin ljusstyrka kan de observeras på stora avstånd: till exempel är 30 sådana stjärnor kända i Andromedagalaxen [9] [10] .

Konceptet med Wolf-Rayet-galaxer är förknippat med Wolf-Rayet-stjärnor - dessa är galaxer där det inte är möjligt att lösa upp enskilda stjärnor, men deras spektrum indikerar närvaron av ett stort antal - hundratals eller tusentals - Wolf-Rayet-stjärnor i vissa områden. Sådana galaxer i sig är galaxer med en explosion av stjärnbildning [8] .

Spektrala egenskaper

Huvudsärdraget hos Wolf-Rayet-stjärnornas spektra är närvaron av starka emissionslinjer av olika element: H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, medan vanliga stjärnor uppvisar linjer övertaganden . Intensiteten av strålningen i linjerna kan vara 10-20 gånger högre än intensiteten i närliggande områden av det kontinuerliga spektrumet, och linjernas bredd är 50-100 ångström , vilket indikerar en stark stjärnvind . Liknande spektra observeras i vissa kärnor av planetariska nebulosor , men deras massor och ljusstyrka är mycket lägre än Wolf-Rayet-stjärnornas [2] [9] .

Även om den effektiva temperaturen för Wolf-Rayet-stjärnor är mycket hög, har den kontinuerliga delen av emissionsspektrumet en inte så hög temperatur: dess färgtemperatur i det synliga området är bara 10-20 tusen K . I detta fall har ämnet, vars emissionslinjer observeras i spektrumet, en joniseringspotential på upp till 100 eV , vilket motsvarar en temperatur på 100 tusen K [9] .

I Wolf-Rayet-stjärnornas spektra visar emissionslinjerna en minskning av emissionsintensiteten under kontinuumet i deras blå del, det vill säga absorption i kortare våglängder än de som emissionen sker på. Sådana särdrag indikerar tydligt stjärnans massaförlust och de kallas  " P Cygni-profiler " efter namnet på stjärnan P Cygni , där linjerna har samma form [8] [12] [13] .

Variabilitet

Wolf-Rayet stjärnor är eruptiva variabla stjärnor . Deras ljusstyrkaförändringar är oregelbundna, och amplituden för dessa förändringar i V-bandet är upp till 0,1 m . Man tror att deras variabilitet orsakas av inkonsekvensen av deras stjärnvind [14] [15] .

Klassificering

I spektralklassificeringen separeras Wolf-Rayet-stjärnor i en separat klass W [16] eller WR. Denna klass är i sin tur indelad i tre sekvenser (eller tre typer) beroende på typen av spektrum: kväve (WN), kol (WC) och syre (WO) - i spektra av stjärnor i dessa sekvenser, kväve , kol och syrelinjer dominerar, respektive . Dessutom finns svaga vätelinjer i spektra av WN- och WC-stjärnor [1] .

Sekvensen av dessa typer WN-WC-WO anses vara evolutionär (se nedan ) [1] : en stjärna tillhör en eller annan sekvens bestäms av andelen av den förlorade materien, som ökar med tiden. Syresekvensstjärnor är de sällsynta — endast 9 sådana stjärnor är kända [8] [17] [18] .

Var och en av dessa sekvenser är dessutom uppdelad i underklasser enligt förhållandet mellan linjeintensiteterna för samma ämne i olika grader av jonisering. Kvävesekvensen är indelad i 8 underklasser från WN2 till WN9 (ibland läggs WN10 och WN11 till), kolsekvensen är indelad i 6 underklasser från WC4 till WC9, och syresekvensen är indelad i underklasserna WO1-WO4. Vissa stjärnor har en mellanform av spektra mellan kväve- och kolsekvenserna och är tilldelade en separat WN/C-klass. Liksom i spektralklassificeringen av vanliga stjärnor kallas underklasserna som indikeras med ett mindre antal tidigt, och de större kallas sena, stjärnor av tidigare underklasser har en högre temperatur [8] .

Klass O-stjärnor och Wolf-Rayet-stjärnor visar sig ibland vara svåra att särskilja i termer av egenskaper. Stjärnor i båda klasserna har mycket höga temperaturer, medan spektra för vissa klass O-stjärnor har emissionslinjer, och spektra av Wolf-Rayet-stjärnor kan ha vätelinjer . Detta leder till att några av de mest massiva huvudsekvensstjärnorna som bränner väte snarare än helium i sina kärnor klassificeras som Wolf-Rayet-kvävesekvensstjärnor och betecknas WNh snarare än WN. Denna typ inkluderar till exempel den mest massiva kända stjärnan, R136a1 [19] [20] . Dessutom tilldelas vissa stjärnor med mellanliggande parametrar till två klasser samtidigt: till exempel O3 If*/WN6. Dessa stjärnor är kända på engelska som "slash stars", och i de flesta fall är de stjärnor som fortfarande bränner väte i sina kärnor [3] [4] .

Evolution

De flesta Wolf-Rayet-stjärnor är stjärnor i sent skede som har förlorat nästan allt väte och bränner helium i sina kärnor. I detta tillstånd tillbringar stjärnan mycket kort tid med astronomiska mått: mindre än 3⋅10 5 år. Åldern på sådana stjärnor är också liten och överstiger inte flera miljoner år [8] . För att bli en Wolf-Rayet-stjärna måste den förlora det mesta av sitt väteskal, som sedan kan observeras som en Wolf-Rayet-nebulosa runt stjärnan [21] . Under bildandet är massan av sådana stjärnor i genomsnitt 30–40 M ⊙ , men under evolutionens gång förlorar de en betydande del av sin materia, och på Wolf–Rayet-stjärnstadiet är deras medelmassa cirka 10 M ⊙ [1] [ 9] . Detta kan hända av två skäl [22] [23] :

• När det gäller en enskild stjärna, om den har en massa på mer än 25 M ⊙ , efter att ha lämnat huvudsekvensen och förvandlats till en superjätte , kan den börja ett kraftigt utflöde av materia från de yttre lagren - främst väte - till omgivningen rymden på grund av dess höga ljusstyrka, och stjärnan förvandlas först till en ljusblå variabel och sedan till en Wolf-Rayet-stjärna [8] [9] .

• I ett nära binärt system med komponenter med tillräckligt stora massor, avslutar den mer massiva stjärnan huvudsekvensen tidigare och börjar öka i storlek. Vid något tillfälle fyller den sin Roche-lob och substansen i dess yttre lager börjar flyta till en annan stjärna. Således återstår en heliumkärna från en mer massiv stjärna, i vilken helium brinner , och stjärnan blir en Wolf-Rayet-stjärna. Som ett resultat blir ett kompakt föremål kvar från det , och när den andra stjärnan lämnar huvudsekvensen, börjar massan från den att flöda till ett kompakt föremål, och en initialt mindre massiv stjärna kan också bli en Wolf-Rayet-stjärna [9 ] [22] [23] .

Wolf-Rayet-stjärnor tappar massa med tiden, vilket leder till en förändring i deras sammansättning på ytan och med det spektrumet. Således tillhör samma stjärna vid olika tidpunkter olika sekvenser (se ovan ): först är det WN, sedan WC. Stjärnor av WO-typ är mycket sällsynta och dåligt förstådda, och förmodligen, i detta skede, slutar stjärnan antingen syntetisera kol från helium , eller så brinner redan element tyngre än helium i den. Av dessa skäl bör WO-stadiet pågå en mycket kort tid, 103–104 år , och man tror också att endast stjärnor med en initial massa på 40–60 M ⊙ [ 8] [17] [18] passerar genom det .

I slutändan avslutar Wolf-Rayet-stjärnorna sina liv med en supernovaexplosion och omvandling till en neutronstjärna eller ett svart hål . Typen av supernova beror på stjärnans initiala massa: om den överstiger 40 M ⊙ , så har supernovan typ Ib, om den inte överstiger - Ic. Explosionen av en Wolf-Rayet-stjärna som en supernova kan generera gammastrålningsskurar [8] [9] .

Stjärnor av WNh-typ

Stjärnor av WNh-typ, trots att deras yttre egenskaper liknar de hos andra Wolf-Rayet-stjärnor, befinner sig i det inledande skedet av sin utveckling och bränner väte, inte helium, i kärnan. Sådana stjärnor har mycket större massa: mer än 75 M ⊙ . Efter detta stadium förlorar sådana stjärnor en del av sin massa, blir klarblå variabler och blir sedan igen Wolf-Rayet-stjärnor, men redan fattiga på väte [3] [8] .

Studiens historia

År 1867 upptäckte astronomerna Charles Wolf och Georges Rayet , som arbetade vid Paris Observatory , tre stjärnor i stjärnbilden Cygnus med starka emissionslinjer i sina spektra . Genom dessa astronomers namn fick den nya typen av stjärnor sitt namn [1] [8] [24] .

År 1930 föreslog Carlisle Beals att det fanns två sekvenser av Wolf-Rayet-stjärnor: kväve och kol, och 1933 bekräftades hans antagande [25] . 1938 antog International Astronomical Union för dem beteckningarna WN respektive WC [26] . WO-syresekvensen identifierades mycket senare, på 1970-talet, och innan dess ansågs stjärnorna som tillhörde den vara stjärnor av tidiga underklasser av kolsekvensen [8] [17] .

1943 lade Georgy Gamow fram en hypotes som förklarade den onormala kemiska sammansättningen av Wolf-Rayet-stjärnor: enligt hans hypotes finns det ämne som produceras i termonukleära reaktioner i kärnan på ytan i dessa stjärnor, men denna idé var inte allmänt accepterad fram till slutet av 1900-talet [8] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Cherepashchuk A. M. Wolf - Raye stjärnor // Great Russian Encyclopedia . - BRE Publishing House , 2006. - V. 5. - S. 692. - 786 sid. — ISBN 5-85270-334-6 .
2. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 407.
3. ↑ 1 2 3 Heydari-Malayeri, M. WNh Typ . En etymologisk ordbok för astronomi och astrofysik . Paris: Paris observatorium . Hämtad 26 november 2020. Arkiverad från originalet 4 mars 2021. (obestämd)
4. ↑ 1 2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Spektralklassificering av O2–3,5 If*  / WN5–7 stjärnor  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - 1 september ( vol. 416 ). — S. 1311–1323 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . Arkiverad från originalet den 13 juli 2019.
5. ↑ 12 Darling , David. Wolf–Rayet-stjärnan  (engelska) . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 25 november 2020. Arkiverad från originalet 14 november 2020.
6. ↑ 1 2 Wolf– Rayet Star  . Astronomi . Melbourne: Swinburne University of Technology . Hämtad 25 november 2020. Arkiverad från originalet 20 oktober 2020.
7. ↑ Ethan Siegel. De hetaste stjärnorna i universum saknar alla en  nyckelingrediens . Forbes . The Forbes, Inc. Hämtad 26 november 2020. Arkiverad från originalet 17 januari 2021.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. Fysiska egenskaper hos Wolf-Rayet Stars  (engelska)  // Årlig översyn av astronomi och astrofysik. - Pato Alto: Annual Reviews , 2007. - 1 september ( vol. 45 ). — S. 177–219 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arkiverad från originalet den 11 oktober 2019.
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet stjärnor . Astronet . Hämtad 25 november 2020. Arkiverad från originalet 12 december 2012. (obestämd)
10. ↑ Wolf–Rayet  stjärna . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica, Inc. Hämtad 25 november 2020. Arkiverad från originalet 10 augusti 2020.
11. ↑ Den romerska siffran efter elementets beteckning anger graden av jonisering. I är en neutral atom, II är enkeljoniserat, III är dubbeljoniserat och så vidare.
12. ↑ Keith Robinson. P Cygni-profilen och vänner  //  Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra / redigerad av Keith Robinson. - N. Y .: Springer , 2007. - P. 119–125 . - ISBN 978-0-387-68288-4 . - doi : 10.1007/978-0-387-68288-4_10 .
13. ↑ P Cygni linjeprofil  //  En ordbok för astronomi / redigerad av Ian Ridpath. — Oxf. : Oxford University Press , 2012. - ISBN 978-0-191-73943-9 . Arkiverad 11 december 2020.
14. ↑ GCVS-inledning . GAISH MSU . Hämtad 28 november 2020. Arkiverad från originalet 18 februari 2022. (obestämd)
15. ↑ LW Ross. Variabilitet i Wolf-Rayet Stars  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 1961. - 1 oktober ( vol. 73 ). - S. 354 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127710 .
16. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 209.
17. ↑ 1 2 3 F. Tramper, SM Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter. Massiva stjärnor på gränsen till att explodera: egenskaperna hos syresekvens Wolf-Rayet-stjärnor  // Astronomy and Astrophysics  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1 september ( vol. 581 ). — P. A110 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201425390 . Arkiverad från originalet den 22 juli 2019.
18. ↑ 1 2 Kathryn Neugent, Philip Massey. Wolf-Rayet innehållet i galaxerna i den lokala gruppen och bortom   // Galaxer . - Basel: MDPI , 2019. - 1 augusti ( vol. 7 ). — S. 74 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies7030074 .
19. ↑ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J., Moffat, AFJ; St-Louis, N. VLT/SINFONI tidsupplöst spektroskopi av de centrala, lysande, H-rika WN-stjärnorna av R136  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2009. - 1 augusti ( vol. 397 ). — S. 2049–2056 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x .
20. ↑ Nola Taylor Redd. Vilken är den mest massiva stjärnan?  (engelska) . space.com . Future plc (28 juli 2018). Hämtad 28 november 2020. Arkiverad från originalet 11 januari 2019.
21. ↑ Röntgenögon på en Wolf-Rayet-nebulosa  . AAS Nova . Hämtad 27 november 2020. Arkiverad från originalet 24 november 2020.
22. ↑ 1 2 A. V. Tutukov. Utvecklingen av nära binära stjärnor . Astronet . Hämtad 27 november 2020. Arkiverad från originalet 28 september 2013. (obestämd)
23. ↑ 1 2 Cherepashchuk A. M. Stänga dubbelstjärnor i evolutionens sena stadier . Astronet . Hämtad 27 november 2020. Arkiverad från originalet 20 oktober 2015. (obestämd)
24. ↑ IV. På Wolf och Rayets ljusa stjärnor i Cygnus  (engelska)  // Proceedings of the Royal Society of London . - L .: Royal Society , 1891. - 31 december ( vol. 49 , iss. 296-301 ). — S. 33–46 . — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126 . - doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . Arkiverad 14 november 2020.
25. ↑ CS Beals. Klassificering och temperaturer för Wolf-Rayet-stjärnor  (engelska)  // Observatoriet. - L .: Självutgiven , 1933. - 1 juni ( vol. 56 ). — S. 196–197 . — ISSN 0029-7704 . Arkiverad från originalet den 10 mars 2017.
26. ↑ Swings, P. Spektra av Wolf-Rayet-stjärnor och relaterade objekt  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1942. - 1 januari ( vol. 95 ). — S. 112 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/144379 . Arkiverad från originalet den 5 oktober 2018.

Litteratur

• E.V. Kononovich; Moroz V. I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. — M .: URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5:e upplagan. — B. ; Heideberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Astronomi: XXI århundradet. - 3:e uppl. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 sid. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

Ordböcker och uppslagsverk	Stor ryss Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4190236-1 J9U : 987007558559005171 LCCN : sh85147219