stringtranslate.com

Звезда Вольфа – Райе

Изображение звезды Вольфа – Райе WR 124 и окружающей ее туманности M1–67, полученное космическим телескопом Джеймса Уэбба . Композит NIRCam и MIRI .

Звезды Вольфа-Райе , часто сокращенно называемые звездами WR , представляют собой редкий гетерогенный набор звезд с необычными спектрами , демонстрирующими заметные широкие линии излучения ионизированного гелия и сильно ионизированного азота или углерода . Спектры указывают на очень сильное увеличение поверхности тяжелых элементов , истощение запасов водорода и сильные звездные ветры . Температура поверхности известных звезд Вольфа-Райе колеблется от 20 000  К до примерно 210 000  К , что выше, чем почти у всех других типов звезд. Ранее их называли звездами W-типа в соответствии с их спектральной классификацией .

Классические (или популяция I ) звезды Вольфа-Райе — это развитые массивные звезды, которые полностью потеряли внешний водород и синтезируют гелий или более тяжелые элементы в ядре. Подмножество звезд I WR демонстрирует в своих спектрах линии водорода и известно как звезды WNh; это молодые чрезвычайно массивные звезды, которые все еще синтезируют водород в ядре, а гелий и азот выходят на поверхность в результате сильного перемешивания и потери массы из-за радиации. Отдельную группу звезд со спектрами WR составляют центральные звезды планетарных туманностей (CSPNe), звезды постасимптотической гигантской ветви , которые были подобны Солнцу на главной последовательности, но теперь прекратили слияние и сбросили свои атмосферы, обнажая голую углеродно-кислородное ядро.

Все звезды Вольфа – Райе являются очень яркими объектами из-за их высоких температур - в тысячи раз превышающих болометрическую светимость Солнца ( L ☉ ) для CSPNe, от сотен тысяч  L ☉ для популяции звезд I WR до более миллиона  L ☉ для звезд WNh — хотя визуально они не являются исключительно яркими, поскольку большая часть их излучения приходится на ультрафиолет .

Звездные системы γ Velorum и θ Muscae, наблюдаемые невооруженным глазом , содержат звезды Вольфа-Райе, а одна из самых массивных известных звезд , R136a1 в 30 Дораду , также является звездой Вольфа-Райе.

История наблюдений

Туманность Полумесяц
WR 136 , звезда WN6, атмосфера которой потеряла во время фазы красного сверхгиганта, была потрясена горячими быстрыми ветрами WR, образовав видимую туманность-пузырь.

В 1867 году с помощью 40-см телескопа Фуко Парижской обсерватории астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе [1] открыли в созвездии Лебедя три звезды (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, ныне обозначаемые как WR 134 , WR 135 и WR 137 соответственно), которые демонстрировали широкие полосы излучения в обычном непрерывном спектре. [2] Большинство звезд имеют в своих спектрах только линии или полосы поглощения из-за того, что вышележащие элементы поглощают световую энергию на определенных частотах, поэтому это были явно необычные объекты.

Природа эмиссионных полос в спектрах звезды Вольфа–Райе оставалась загадкой в ​​течение нескольких десятилетий. Э. Пикеринг предположил, что линии вызваны необычным состоянием водорода , и было обнаружено, что эта «серия Пикеринга» линий следовала образцу, подобному ряду Бальмера , когда были заменены полуцелые квантовые числа. Позже было показано, что эти линии возникли в результате присутствия гелия , химического элемента, только что открытого в 1868 году. [3] Пикеринг отметил сходство между спектрами Вольфа-Райе и небулярными спектрами, и это сходство привело к выводу, что некоторые или все Звезды Вольфа-Райе были центральными звездами планетарных туманностей . [4]

К 1929 году ширину эмиссионных полос стали объяснять доплеровским уширением , 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 туманного газа. Сила, выталкивающая газ с наблюдаемыми высокими скоростями, представляет собой давление излучения . [5] Было хорошо известно, что многие звезды со спектрами типа Вольфа-Райе были центральными звездами планетарных туманностей, но также и то, что многие из них вообще не были связаны с очевидной планетарной туманностью или какой-либо видимой туманностью. [6]

Помимо гелия, Карлайл Смит Билс идентифицировал эмиссионные линии углерода, кислорода и азота в спектрах звезд Вольфа – Райе. [7] [8] В 1938 году Международный астрономический союз классифицировал спектры звезд Вольфа-Райе на типы WN и WC, в зависимости от того, преобладают ли в спектре линии азота или углерода-кислорода соответственно. [9]

В 1969 году несколько линий CSPN с сильными выбросами кислорода  VI (O  VI ) были сгруппированы в новую «последовательность O  VI » или просто тип OVI. [10] Вскоре после этого были описаны подобные звезды, не связанные с планетарными туманностями, и для них была принята классификация WO. [11] [12] Звезды OVI впоследствии были классифицированы как звезды [WO] в соответствии с популяцией звезд I WR. [13]

Понимание того, что некоторые поздние, а иногда и не очень поздние звезды WN с водородными линиями в спектре находятся на другой стадии эволюции по сравнению с безводородными звездами WR, привело к введению термина WNh , чтобы отличать эти звезды в целом от другие звезды WN. Ранее их называли звездами WNL, хотя существуют звезды WN позднего типа без водорода, а также звезды WR с водородом уже в WN5. [14]

Классификация

Спектр WR 137
Спектр WR 137 , звезды WC7 [15] и одной из трех первоначальных 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 , которые обычно слабы или отсутствуют. Первоначально их просто называли звездами класса W или W-типа, [16] [17] затем классификация была разделена на звезды с доминирующими линиями ионизированного азота (N  III , N  IV и N  V ) и звезды с доминирующими линиями ионизированного азота. углерод (C  III и C  IV ) и иногда кислород (O  III – O  VI ), называемые WN и WC соответственно. [18] Два класса WN и WC были далее разделены на температурные последовательности WN5–WN8 и WC6–WC8 на основе относительной силы линий He II 541,1 нм и He I 587,5 нм . Эмиссионные линии Вольфа-Райе часто имеют расширенное абсорбционное крыло ( профиль P Лебедя ), что указывает на околозвездное вещество. Последовательность WO также была отделена от последовательности WC для еще более горячих звезд, где выброс ионизированного кислорода доминирует над выбросом ионизированного углерода, хотя фактические пропорции этих элементов в звездах, вероятно, будут сопоставимы. [6] Спектры WC и WO формально различаются по наличию или отсутствию эмиссии C III . [19] В спектрах WC также обычно отсутствуют линии O VI , которые сильны в спектрах WO. [20]    

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, 461,9 и 493,3–494,4 нм. [21] Эти линии хорошо отделены от областей сильной и переменной эмиссии гелия, а интенсивность линий хорошо коррелирует с температурой. Звезды со спектрами, промежуточными между WN и Ofpe, были классифицированы как WN10 и WN11, хотя эта номенклатура не является общепринятой. [22]

Тип WN1 был предложен для звезд, не имеющих ни линий N  IV , ни N  V , для размещения звезд Brey 1 и Brey 66, которые оказались промежуточными между WN2 и WN2.5. [23] Относительная сила и ширина линий для каждого подкласса WN была позже определена количественно, а соотношение между линиями He  II с длиной волны 541,1 нм и линиями He  I с длиной волны 587,5 нм было введено в качестве основного индикатора уровня ионизации и, следовательно, спектрального спектра. подкласс. Потребность в WN1 отпала, и Brey 1 и Brey 66 теперь классифицируются как WN3b. Несколько малоизвестные классы WN2.5 и WN4.5 были исключены. [24]

Спектральная последовательность WC была расширена за счет включения WC4–WC11, хотя в некоторых более старых работах также использовались WC1–WC3. Первичными эмиссионными линиями, используемыми для различения подтипов WC, являются 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. [19] Последовательность была расширена за счет включения WC10 и WC11, а критерии подкласса были определены количественно, главным образом, на основе относительной силы углеродных линий, чтобы полагаться на факторы ионизации, даже если существовали различия в содержании углерода и кислорода. [20]

Для звезд типа WO основными используемыми линиями являются 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 оценена на основе относительной силы линий O  VI /C  IV и O  VI /O  V. [25] Более поздняя схема, разработанная для обеспечения единообразия между классическими звездами WR и CSPN, вернулась к последовательности от WO1 до WO4 и скорректировала подразделения. [20]

Детальные современные исследования звезд Вольфа–Райе позволяют выявить дополнительные спектральные особенности, обозначаемые суффиксами к основной спектральной классификации: [24]

Классификация спектров Вольфа – Райе осложняется частой ассоциацией звезд с плотными туманностями, пылевыми облаками или двойными компаньонами. Суффикс «+OB» используется для обозначения присутствия линий поглощения в спектре, которые, вероятно, связаны с более нормальной звездой-компаньоном, или «+abs» для линий поглощения неизвестного происхождения. [24]

Более горячие спектральные подклассы WR описываются как ранние, а более холодные - как поздние, что согласуется с другими спектральными классами. WNE и WCE относятся к спектрам раннего типа, тогда как WNL и WCL относятся к спектрам позднего типа, с разделительной линией примерно на шестом или седьмом подклассе. Не существует такой вещи, как поздняя звезда типа WO. Звезды WNE имеют сильную тенденцию быть бедными водородом, в то время как спектры звезд WNL часто включают линии водорода. [19] [27]

Спектральные типы центральных звезд планетарных туманностей определяются путем заключения их в квадратные скобки (например, [WC4]). [19] [28] Почти все они принадлежат к последовательности WC, а известные звезды [WO] представляют собой горячее продолжение углеродной последовательности. Существует также небольшое количество типов [WN] и [WC/WN], обнаруженных совсем недавно. [29] [30] [31] [32] 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, и последовательность была расширена до [WC12]. Типы [WC11] и [WC12] имеют характерные спектры с узкими эмиссионными линиями и отсутствием линий He  II и C  IV . [33] [28]

Нова ГК Персей
ГК Персей (Nova Persei 1901), показавший в своем спектре особенности Вольфа–Райе [5]

Некоторые сверхновые, наблюдаемые до достижения пика яркости, демонстрируют спектры WR. [34] Это связано с природой сверхновой в этот момент: быстро расширяющийся выброс, богатый гелием, похожий на экстремальный ветер Вольфа-Райе. Спектральные характеристики WR сохраняются всего несколько часов, а характеристики высокой ионизации максимально исчезают, оставляя лишь слабое нейтральное излучение водорода и гелия, а затем заменяются традиционным спектром сверхновой. Было предложено обозначить эти спектральные типы буквой «X», например XWN5(h). [35] Точно так же у классических новых появляются спектры, состоящие из широких полос излучения, подобные звезде Вольфа-Райе. Это вызвано тем же физическим механизмом: быстрым расширением плотных газов вокруг чрезвычайно горячего центрального источника. [6]

Слэш звезды

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 существует ряд звезд с промежуточными или запутанными спектральными характеристиками. Например, звезды O высокой светимости могут иметь в своих спектрах гелий и азот с некоторыми эмиссионными линиями, в то время как некоторые звезды WR имеют линии водорода, слабое излучение и даже абсорбционные компоненты. Этим звездам присвоены спектральные классы, такие как O3If ∗ /WN6, и они называются косыми звездами. [36]

Сверхгиганты класса O могут образовывать эмиссионные линии гелия и азота или эмиссионные компоненты некоторых линий поглощения. Они обозначаются суффиксными кодами спектральных особенностей, специфичными для этого типа звезд:

Эти коды также можно комбинировать 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 класса чистого поглощения O до однозначных типов WR, и было неясно, следует ли присвоить некоторым промежуточным звездам спектральный класс, такой как O8Iafpe или WN8-a. Для решения таких ситуаций было предложено использовать косую черту, а звезде Sk−67°22 был присвоен спектральный класс O3If * /WN6-A. [37] Критерии различения звезд OIf * , OIf * /WN и WN были уточнены для обеспечения единообразия. Классификация косых звезд используется, когда линия H β имеет профиль P Лебедя; это линия поглощения у O-сверхгигантов и линия излучения у звезд WN. Приведены критерии для следующих спектральных классов косых звезд с использованием линий излучения азота 463,4–464,1 нм, 405,8 и 460,3–462,0 нм вместе со стандартной звездой для каждого типа: [36]

Другой набор спектральных классов косых звезд используется для звезд Ofpe/WN. Эти звезды имеют спектры O-сверхгигантов, а также эмиссию азота и гелия, а также профили P Лебедя. Альтернативно их можно рассматривать как звезды WN с необычно низким уровнем ионизации и водорода. [38] Обозначение косой чертой для этих звезд было спорным, и альтернативой было расширение последовательности азота WR до WN10 и WN11. [39] Другие авторы предпочитали использовать обозначение WNha, например WN9ha для WR 108 . [40] Недавно была рекомендация использовать спектральный класс O, такой как O8Iaf, если линия He i с длиной волны 447,1 нм находится в состоянии поглощения, и класс WR WN9h или WN9ha, если линия имеет профиль P Лебедя. [36] Однако косая черта Ofpe/WN, а также классификации WN10 и WN11 продолжают широко использоваться. [41] 

Идентифицирована третья группа звезд, спектры которых содержат черты как звезд класса O, так и звезд WR. Девять звезд в Большом Магеллановом Облаке имеют спектры, которые содержат элементы WN3 и O3V, но не кажутся двойными. Многие звезды WR в Малом Магеллановом Облаке также имеют очень ранние спектры WN и высокие характеристики поглощения возбуждения. Было высказано предположение, что это могло быть недостающим звеном, ведущим к классическим звездам WN, или результатом приливного отрыва спутником с малой массой. [42]

Номенклатура

Туманность Киля вокруг звезды Вольфа-Райе WR 22
WR 22 в туманности Киля

Первые три звезды Вольфа-Райе, которые были идентифицированы, по совпадению все с горячими компаньонами О-класса, уже были пронумерованы в каталоге Генри Дрейпера . Эти и другие звезды с момента их первоначального открытия назывались звездами Вольфа-Райе, но конкретные соглашения об именах для них не были созданы до 1962 года в «четвертом» каталоге галактических звезд Вольфа-Райе. [43] Первые три каталога не представляли собой конкретные списки звезд Вольфа-Райе и использовали только существующую номенклатуру. [44] [45] [46]

В четвертом каталоге звезд Вольфа-Райе они 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. [21] Ни одна из этих схем нумерации не используется широко.

Современные каталоги WR

Шестой Каталог галактических звезд Вольфа-Райе был первым, который действительно носил это название, а также описывал под этим названием предыдущие пять каталогов. Он также представил числа WR, широко используемые с тех пор для галактических звезд WR. Это снова числовая последовательность от WR 1 до WR 158 в порядке прямого возрастания. [47]

В седьмом каталоге и приложении к нему, составленном в 2001 году, использовалась та же схема нумерации, а новые звезды вставлялись в последовательность с использованием суффиксов строчных букв, например WR 102ka для одной из многочисленных звезд WR, открытых в центре галактики. [19] [48] Современные большие объемы идентификационных исследований используют свои собственные схемы нумерации для большого количества новых открытий. [49] В седьмой каталог было добавлено Приложение 2006 года.

В 2011 году на базе Университета Шеффилда был создан онлайн-каталог Галактического Вольфа Райе . По состоянию на 2023 год в него входит 669 звезд. [50]

Другие схемы нумерации

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 населения I звезд Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке» [51] с префиксом BAT-99 , например BAT-99 105 . Многие из этих звезд также обозначаются третьим каталожным номером, например Брей 77 . [52] По состоянию на 2018 год в БМО каталогизировано 154 звезды WR, в основном WN, но включая около двадцати трех звезд WC, а также три чрезвычайно редкого класса WO. [42] [53] Многие из этих звезд часто обозначаются по номерам RMC (Магелланово Облако обсерватории Рэдклиффа), которые часто сокращаются до R, например R136a1 .

В Малом Магеллановом Облаке используются номера SMC WR, обычно называемые числами AB, например AB7 . [54] В SMC известно только двенадцать звезд WR, и это очень небольшое количество, предположительно, связано с низкой металличностью этой галактики [55] [56] [57]

В 2012 году рабочая группа МАС расширила систему нумерации из Каталога галактических звезд Вольфа-Райе, так что дополнительным открытиям присваивается ближайший существующий номер WR плюс цифровой суффикс в порядке открытия. Это относится ко всем открытиям после Приложения 2006 года, хотя некоторые из них уже были названы по предыдущей номенклатуре; таким образом, WR 42e теперь имеет номер WR 42-1. [58]

Характеристики

Звезды Вольфа – Райе — это нормальная стадия эволюции очень массивных звезд, в которой сильные и широкие эмиссионные линии 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 занесено в каталог около 500 звезд Вольфа-Райца . [19] [48] [49] Это число резко изменилось за последние несколько лет в результате фотометрических и спектроскопических исследований в ближнем инфракрасном диапазоне, посвященных обнаружению такого рода объектов в плоскости Галактики . [59] Ожидается, что в остальных галактиках Местной группы имеется менее 1000 звезд WR , из них около 166 известны в Магеллановых Облаках , [42] 206 в Галактике Треугольника , [60] и 154 в Галактике Андромеды. . [61]

За пределами местной группы исследования всей галактики обнаружили еще тысячи звезд и кандидатов WR. Например, в группе M101 было обнаружено более тысячи потенциальных звезд WR от 21 до 25 звездной величины [62] , и астрономы надеются в конечном итоге каталогизировать более десяти тысяч. [63] Ожидается, что эти звезды будут особенно распространены в галактиках Вольфа-Райе, названных в их честь, а также в галактиках со звездообразованием . [64]

Их характерные эмиссионные линии формируются в протяженной и плотной области высокоскоростного ветра, охватывающей очень горячую звездную фотосферу , которая производит поток УФ- излучения, вызывающий флуоресценцию в области ветра, образующей линии. [15] Этот процесс выброса последовательно обнажает сначала богатые азотом продукты горения водорода в цикле CNO (звезды WN), а затем слой, богатый углеродом, образовавшийся в результате сгорания гелия (звезды типа WC и WO). [12]

Видно, что звезды WNh совершенно отличаются от звезд WN без водорода. Несмотря на схожие спектры, они гораздо массивнее, крупнее и являются одними из самых ярких известных звезд. Они были обнаружены еще в WN5h в Магеллановых облаках. Азот, видимый в спектре звезд WNh, по-прежнему является продуктом синтеза цикла CNO в ядре, но он появляется на поверхности наиболее массивных звезд из-за вращательного и конвекционного смешивания еще в фазе горения водорода в ядре, а не после внешняя оболочка теряется при синтезе ядра гелия. [14]

Некоторые звезды Вольфа-Райе углеродной последовательности («WC»), особенно принадлежащие к новейшим типам, заметны благодаря производству пыли . Обычно это происходит на тех, кто принадлежит к двойным системам, в результате столкновения звездных ветров , образующих пару, [19] как в случае со знаменитой двойной WR 104 ; однако этот процесс происходит и у одиночных. [15]

Некоторые - примерно 10% - центральных звезд планетарных туманностей , несмотря на их гораздо меньшие массы - обычно ~ 0,6 M ☉ - также по наблюдениям относятся к типу WR; т.е. они показывают спектры линий излучения с широкими линиями гелия, углерода и кислорода. Обозначенные [WR], они представляют собой гораздо более старые объекты, произошедшие от эволюционировавших звезд малой массы и тесно связанные с белыми карликами , а не с очень молодыми и очень массивными звездами популяции I , которые составляют основную часть класса WR. [68] В настоящее время их обычно исключают из класса, обозначаемого как звезды Вольфа-Райе или называемого звездами типа Вольфа-Райе. [27]

Металличность

Число и свойства звезд Вольфа – Райе меняются в зависимости от химического состава их звезд-прародителей. Основной причиной этого различия является скорость потери массы на 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 ​​разовьется и разрушится, так что более массивные красные сверхгиганты эволюционируют обратно до более высоких температур, прежде чем взорваться как сверхновая, а самые массивные звезды никогда не станут красными сверхгигантами. На стадии Вольфа-Райе более высокая потеря массы приводит к более сильному истощению слоев за пределами конвективного ядра, меньшему 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 М31, еще ниже в Большом Магеллановом Облаке и значительно ниже в Малом Магеллановом Облаке. Сильные вариации металличности наблюдаются в отдельных галактиках: M33 и Млечный Путь демонстрируют более высокую металличность ближе к центру, а M31 демонстрирует более высокую металличность в диске, чем в гало. Таким образом, видно, что в SMC мало звезд WR по сравнению с темпом звездообразования, и вообще нет звезд WC (одна звезда имеет спектральный класс WO), Млечный Путь имеет примерно равное количество звезд WN и WC и большое общее количество Звезды WR и другие главные галактики имеют несколько меньше звезд WR и больше WN, чем звезды типов WC. LMC, и особенно SMC, Вольфа-Райца имеют более слабую эмиссию и склонность к более высоким содержаниям водорода в атмосфере. Звезды SMC WR почти всегда демонстрируют некоторые линии водорода и даже линии поглощения даже в самых ранних спектральных классах из-за более слабых ветров, которые не полностью маскируют фотосферу. [69]

Максимальная масса звезды главной последовательности, которая может пройти фазу красного сверхгиганта и вернуться в звезду WNL, составляет около 20  M ☉ в Млечном Пути, 32  M ☉ в БМО и более 50  M ☉ в СМК. Более развитые стадии WNE и WC достигают только звезды с начальной массой более 25  M ☉ при околосолнечной металличности и более 60  M ☉ в БМО. Ожидается, что обычная эволюция одиночных звезд не приведет к образованию звезд WNE или WC с металличностью SMC. [70]

Вращение

Хаббл обнаружил огромный газовый диск вокруг уникальной массивной звезды
Иллюстрация художника: газовый диск вокруг массивного богатого водородом WR 122.

На потерю массы влияет скорость вращения звезды, особенно сильно при низкой металличности. Быстрое вращение способствует смешиванию продуктов термоядерного синтеза с остальной частью звезды, увеличению поверхностного содержания тяжелых элементов и потере 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 массы звезды приводит к потере углового момента, что быстро тормозит вращение массивных звезд. Очень массивные звезды с околосолнечной металличностью должны тормозиться почти до полной остановки, находясь на главной последовательности, тогда как с металличностью 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. [69]

Бинарные файлы

Массивные звезды в двойных системах могут превратиться в звезды Вольфа – Райе из-за отрыва компаньона, а не из-за собственной потери массы из-за звездного ветра. Этот процесс относительно нечувствителен к металличности или вращению отдельных звезд и, как ожидается, приведет к образованию последовательного набора звезд WR во всех галактиках местной группы. В результате доля звезд WR, образующихся через двойной канал, и, следовательно, количество наблюдаемых звезд WR, находящихся в двойных системах, должны 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 звезд, имеющих массивного компаньона. Двойная доля в Млечном Пути составляет около 20%, что соответствует теоретическим расчетам. [71]

Туманности

LHA 115 - N76A
AB7 производит одну из самых высоких туманностей возбуждения в Магеллановых облаках .

Значительная часть звезд WR окружена туманностью, связанной непосредственно со звездой, а не только обычной фоновой туманностью, связанной с какой-либо массивной областью звездообразования, и не планетарной туманностью, образованной звездой post- AGB . Туманность имеет множество форм, и ее классификация затруднена. Многие из них изначально были внесены в каталог как планетарные туманности, и иногда только тщательное многоволновое исследование может отличить планетарную туманность вокруг звезды post-AGB с малой массой от туманности аналогичной формы вокруг более массивной звезды, горящей гелием. [70] [72]

Галактики Вольфа – Райе

Галактика Вольфа-Райе - это тип галактики со звездообразованием , в которой существует достаточное количество звезд WR, чтобы их характерные спектры эмиссионных линий стали видны в общем спектре галактики. [73] В частности , определяющей характеристикой галактики Вольфа-Райе является широкая эмиссионная особенность, обусловленная спектральными линиями He ii с длиной волны 468,6 нм и близлежащими спектральными линиями. Относительно короткое время жизни звезд WR означает, что вспышки звезд в таких галактиках должны были произойти в течение последних нескольких миллионов лет и длиться менее миллиона лет, иначе излучение WR было бы заглушено большим количеством других светящихся звезд. [74] 

Эволюция

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

История

Хотя звезды Вольфа-Райе были четко идентифицированы как необычный и самобытный класс звезд еще с 19-го века, [75] природа этих звезд была неясной вплоть до конца 20-го века. До 1960-х годов даже классификация звезд WR была весьма 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 внес свой вклад в неопределенность. [76]

Примерно к 1960 году различие между CSPNe и массивными светящимися классическими звездами WR стало более ясным. Исследования показали, что это были маленькие плотные звезды, окруженные обширным околозвездным материалом, но пока неясно, было ли это вещество выброшено из звезды или сжалось на нее. [77] [78] Было обнаружено необычное содержание азота, углерода и кислорода, а также недостаток водорода, но причины остались неясными. [79] Было признано, что звезды WR были очень молодыми и очень редкими, но все еще оставался открытым спор о том, эволюционировали ли они в сторону главной последовательности или от нее. [80] [81]

К 1980-м годам звезды WR считались потомками массивных OB-звезд, хотя их точное эволюционное состояние по отношению к главной последовательности и другим эволюционировавшим массивным звездам все еще было неизвестно. [82] Теории о том, что преобладание звезд WR в массивных двойных системах и недостаток у них водорода могут быть следствием гравитационного удаления, в значительной степени игнорировались или отвергались. [83] Звезды WR предлагались как возможные прародители сверхновых, и особенно недавно открытых сверхновых типа Ib, лишенных водорода, но, по-видимому, связанных с молодыми массивными звездами. [82]

К началу XXI века звезды WR в основном воспринимались как массивные звезды, которые исчерпали водород своего ядра, покинули главную последовательность и выбросили большую часть своей атмосферы, оставив после себя небольшое горячее ядро ​​из гелия и более тяжелых продуктов термоядерного синтеза. [84] [85]

Текущие модели

Голубой пузырь в Карине
WR 31a окружена синим пузырем, созданным мощным звездным ветром , воздействующим на материал, выброшенный на ранних стадиях жизни звезды (признание ЕКА/Хаббла и НАСА: Джуди Шмидт)

Большинство звезд WR, классическое население I типа, теперь понимаются как естественная стадия эволюции наиболее массивных звезд (не считая менее распространенных центральных звезд планетарных туманностей), либо после периода в качестве красного сверхгиганта, либо после периода как синий сверхгигант или непосредственно из самых массивных звезд главной последовательности. Ожидается, что на этом этапе только красные сверхгиганты с меньшей массой взорвутся как сверхновые, в то время как более массивные красные сверхгиганты возвращаются к более высоким температурам, выбрасывая свои атмосферы. Некоторые взрываются на стадии желтого гипергиганта или LBV, но многие становятся звездами Вольфа – Райе. [86] Они потеряли или сожгли почти весь свой водород и теперь в конце своей жизни в течение очень короткого периода времени синтезируют в своих ядрах гелий или более тяжелые элементы. [86]

Массивные звезды главной последовательности создают очень горячее ядро, которое очень быстро плавит водород посредством процесса CNO и приводит к сильной конвекции по всей звезде. Это вызывает смешивание гелия с поверхностью, процесс, который усиливается за счет вращения, возможно, за счет дифференциального вращения, при котором ядро ​​раскручивается до более быстрого вращения, чем поверхность. Такие звезды также демонстрируют увеличение содержания азота на поверхности в очень молодом возрасте, вызванное изменениями в пропорциях углерода и азота из-за цикла CNO. Увеличение количества тяжелых элементов в атмосфере, а также увеличение светимости создают сильные звездные ветры, которые являются источником спектров эмиссионных линий. Эти звезды имеют спектр Of, Of*, если они достаточно горячие, который развивается в спектр WNh по мере дальнейшего усиления звездных ветров. Это объясняет высокую массу и светимость звезд WNh, которые все еще сжигают водород в ядре и мало потеряли своей первоначальной массы. В конечном итоге они расширятся в голубые сверхгиганты (LBV?), когда водород в ядре истощится, или, если смешивание будет достаточно эффективным (например, за счет быстрого вращения), они могут перейти непосредственно к звездам WN без водорода.

Звезды WR, скорее всего, насильственно закончат свою жизнь, а не превратятся в белых карликов. Таким образом, каждая звезда с начальной массой более чем в 9 раз превышающей солнечную, неизбежно приведет к взрыву сверхновой (за исключением прямого коллапса [87] ), многие из которых находятся на стадии WR. [27] [86] [88]

Простое развитие звезд WR от низких температур к горячим, приводящее в конечном итоге к звездам типа WO, не подтверждается наблюдениями. Звезды типа WO чрезвычайно редки, и все известные примеры ярче и массивнее, чем относительно распространенные звезды WC. Альтернативные теории предполагают, что либо звезды типа WO образуются только из самых массивных звезд главной последовательности [15] , либо что они образуют чрезвычайно кратковременную конечную стадию, всего за несколько тысяч лет до взрыва, когда WC фаза, соответствующая фазе горения гелия в активной зоне , а фаза WO - стадиям ядерного горения за ней. До сих пор неясно, является ли спектр WO чисто результатом эффектов ионизации при очень высокой температуре, отражает фактическую разницу в химическом составе или оба эффекта происходят в разной степени. [86] [89] [90] [91]

Ключ:

Звезды Вольфа-Райе образуются из массивных звезд, хотя развитые звезды популяции I потеряли половину или более своей первоначальной массы к тому времени, когда они начали проявлять вид WR. Например, γ 2 Velorum A в настоящее время имеет массу, примерно в 9 раз превышающую солнечную, но изначально ее масса была как минимум в 40 раз больше солнечной. [92] Звезды большой массы очень редки как потому, что они формируются реже, 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 представляют собой относительно недолговечную фазу в жизни этих звезд. Это также объясняет, почему сверхновые типа Ib/c встречаются реже, чем типа II, поскольку они возникают в результате звезд с большей массой.

Звезды WNh, спектроскопически подобные, но на самом деле гораздо менее развитые звезды, которые только что начали выбрасывать свою атмосферу, являются исключением и все еще сохраняют большую часть своей первоначальной массы. Самыми массивными звездами , известными в настоящее время, являются все звезды WNh, а не звезды главной последовательности O-типа, что является ожидаемой ситуацией, поскольку такие звезды обнаруживают гелий и азот на поверхности только через несколько тысяч лет после своего образования, возможно, до того, как они станут видимыми сквозь окружающее пространство. 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 крайних звезд. [93]

Трудности моделирования наблюдаемого количества и типов звезд Вольфа-Райе посредством эволюции одиночных звезд привели к появлению теорий, согласно которым они формируются в результате двойных взаимодействий, которые могут ускорить потерю внешних слоев звезды в результате массообмена. WR 122 является потенциальным примером, который имеет плоский газовый диск, окружающий звезду, шириной почти 2 триллиона миль и может иметь звезду-компаньона, которая лишила ее внешней оболочки. [94]

Сверхновые

Широко распространено подозрение, что многие прародители сверхновых типов Ib и Ic являются звездами WR, хотя окончательная идентификация такого прародителя не была сделана.

В спектрах сверхновых типа Ib отсутствуют линии водорода. У более распространенных сверхновых типа Ic в спектрах отсутствуют линии как водорода, так и гелия. Ожидаемыми прародителями таких сверхновых будут массивные звезды, у которых либо отсутствует водород во внешних слоях, либо отсутствуют как водород, так и гелий. Звезды WR являются именно такими объектами. 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 образовали железное ядро, и в результате произойдет взрыв сверхновой типа Ib или Ic. В некоторых случаях возможно, что прямой коллапс ядра черной дыры не приведет к видимому взрыву. [95]

Звезды WR очень яркие из-за своей высокой температуры, но не яркие визуально, особенно самые горячие образцы, которые, как ожидается, составят большинство прародителей сверхновых. Теория предполагает, что наблюдаемые до сих пор прародители сверхновых типа Ibc не будут достаточно яркими, чтобы их можно было обнаружить, хотя они накладывают ограничения на свойства этих прародителей. [90] Возможная звезда-прародитель, исчезнувшая на месте сверхновой iPTF13bvn, может быть одиночной звездой WR, [96] хотя другие анализы отдают предпочтение менее массивной двойной системе с полосатой звездой или гелиевым гигантом. [97] [98] Единственным другим возможным прародителем сверхновой WR является SN 2017ein , и снова неясно, является ли прародитель одиночной массивной звездой WR или двойной системой. [99]

В 2022 году астрономы Gran Telescopio Canarias сообщили о первом взрыве сверхновой звезды Вольфа-Райе. SN 2019hgp была сверхновой типа Icn, а также первой, в которой был обнаружен элемент неон . [100] [101] [102]

Примеры

Безусловно, наиболее заметным примером звезды Вольфа-Райе является γ 2 Velorum (WR 11), яркая звезда для невооруженного глаза для тех, кто расположен к югу от 40 градусов северной широты , хотя большая часть света исходит от гиганта O7,5. компаньон. Из-за экзотической природы его спектра (яркие линии излучения вместо темных линий поглощения ) его прозвали «Спектральной жемчужиной южного неба». Единственная другая звезда Вольфа-Райе ярче 6-й звездной величины - это θ Muscae (WR 48), тройная звезда с двумя компаньонами класса O. Оба являются звездами чемпионата мира. «Бывшая» звезда WR WR 79a (HR 6272) ярче 6-й звездной величины, но теперь считается пекулярным сверхгигантом O8 с сильным излучением. Следующей по яркости звездной величиной 6,4 является WR 22 , массивная двойная система с главной звездой WN7h. [19]

Самая массивная и самая яркая звезда, известная в настоящее время, R136a1 , также является звездой Вольфа-Райе типа WNh, которая все еще синтезирует водород в своем ядре. Этот тип звезд, включающий в себя множество самых ярких и массивных звезд, очень молод и обычно встречается только в центре самых плотных звездных скоплений. Иногда за пределами таких скоплений обнаруживают сбежавшую звезду WNh, такую ​​как VFTS 682 , вероятно, выброшенную из кратной системы или в результате взаимодействия с другими звездами.

Примером тройной звездной системы, содержащей двойную систему Вольфа-Райе, является Апеп . Он выбрасывает огромное количество углеродной пыли, приносимой сильными звездными ветрами. Когда две звезды вращаются вокруг друг друга, пыль сворачивается в светящийся дымный хвост.

Все самые горячие невырожденные звезды (самые горячие) — это звезды Вольфа-Райе, самой горячей из которых является WR 102 , температура которой, по-видимому, достигает 210 000 К, за ней следует WR 142 , температура которой составляет около 200 000 К. LMC195-1 , находящаяся в Большом Магеллановом Облаке , должна иметь аналогичную температуру, но на данный момент эта температура неизвестна.

гигантская тлеющая звезда
HD 184738, также известная как Звезда Кэмпбелла. На самом деле это планетарная туманность, а центральная звезда — старая звезда малой массы, в отличие от основного класса массивных звезд Вольфа-Райе. [103]

HD 45166 была описана как самая массивная из известных магнитных звезд и как первая известная магнитная звезда Вольфа-Райе. [104]

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

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Мурдин, П. (2001). «Вольф, Чарльз Дж. Э. (1827–1918)». Энциклопедия астрономии и астрофизики . п. 4101. Бибкод : 2000eaa..bookE4101.. ISBN 978-0333750889.
  2. ^ Хаггинс, В.; Хаггинс, миссис (1890). «О звездах яркой линии Вольфа и Райе в Лебеде». Труды Лондонского королевского общества . 49 (296–301): 33–46. дои : 10.1098/rspl.1890.0063. S2CID  120014472.
  3. ^ Фаулер, А. (декабрь 1912 г.). «Наблюдения основной и других серий линий в спектре водорода (таблички 2–4)». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 73 (2): 62–63. Бибкод : 1912MNRAS..73...62F. дои : 10.1093/mnras/73.2.62 .
  4. ^ Райт, WH (1914). «Связь между звездами Вольфа – Райе и планетарными туманностями». Астрофизический журнал . 40 : 466. Бибкод : 1914ApJ....40..466W. дои : 10.1086/142138 .
  5. ^ аб Билс, CS (1929). «О природе излучения Вольфа – Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 90 (2): 202–212. Бибкод : 1929MNRAS..90..202B. дои : 10.1093/mnras/90.2.202 .
  6. ^ abc Билс, CS (1940). «О физических характеристиках звезд Вольфа – Райе и их отношении к другим объектам раннего типа (с пластинами VIII, IX)». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 34 : 169. Бибкод : 1940JRASC..34..169B.
  7. ^ Билз, CS (1930). «Звезды Вольфа – Райе». Публикации Доминионской астрофизической обсерватории . 4 : 271–301. Бибкод : 1930PDAO....4..271B.
  8. ^ Билз, CS (1933). «Классификация и температуры звезд Вольфа – Райе». Обсерватория . 56 : 196–197. Бибкод : 1933Obs....56..196B.
  9. ^ Качели, П. (1942). «Спектры звезд Вольфа – Райе и родственных им объектов». Астрофизический журнал . 95 : 112. Бибкод :1942ApJ....95..112S. дои : 10.1086/144379. hdl : 2268/72172 .
  10. ^ Старрфилд, С .; Кокс, АН; Кидман, РБ; Пенснелл, В.Д. (1985). «Анализ нерадиальных пульсаций центральной звезды планетарной туманности К1-16». Астрофизический журнал . 293 : Л23. Бибкод : 1985ApJ...293L..23S. дои : 10.1086/184484.
  11. ^ Сандулек, Н. (1971). «О звездах, имеющих сильное излучение OVI». Астрофизический журнал . 164 : Л71. Бибкод : 1971ApJ...164L..71S. дои : 10.1086/180694 .
  12. ^ Аб Барлоу, MJ; Хаммер, Д.Г. (1982). Звезды WO Вольфа-Райе . Звезды Вольфа – Райе: наблюдения, физика, эволюция. Том. 99. Косумель, Мексика: Международный астрономический союз . стр. 387–392. Бибкод : 1982IAUS...99..387B. дои : 10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN 978-90-277-1470-1.
  13. ^ Акер, А.; Найнер, К. (2003). «Количественная классификация ядер WR планетарных туманностей». Астрономия и астрофизика . 403 (2): 659. Бибкод : 2003A&A...403..659A. дои : 10.1051/0004-6361:20030391 .
  14. ^ Аб Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с помощью обратной связи». Астрофизический журнал . 679 (2): 1467–1477. arXiv : 0802.1742 . Бибкод : 2008ApJ...679.1467S. дои : 10.1086/586885. S2CID  15529810.
  15. ^ abcd Сандер, А.; Хаманн, В.-Р.; Тодт, Х. (2012). «Звезды Галактического Мира». Астрономия и астрофизика . 540 : А144. arXiv : 1201.6354 . Бибкод : 2012A&A...540A.144S. дои : 10.1051/0004-6361/201117830. S2CID  119182468.
  16. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P.
  17. ^ Хайнц, Вульф Д. (1978). «Бинарные компоненты типа Вольфа-Райе». Двойные звезды . стр. 144–145. дои : 10.1007/978-94-009-9836-0_52. ISBN 978-90-277-0886-1.
  18. ^ Билз, CS (1933). «Классификация и температуры звезд Вольфа – Райе». Обсерватория . 56 : 196. Бибкод :1933Обс....56..196Б.
  19. ^ abcdefghijk ван дер Хухт, Карел А. (2001). «Седьмой каталог галактических звезд Вольфа – Райе». Новые обзоры астрономии . 45 (3): 135–232. Бибкод : 2001НовыйAR..45..135В. дои : 10.1016/S1387-6473(00)00112-3.
  20. ^ abcde Кроутер, Пенсильвания; де Марко, О.; Барлоу, MJ (1998). «Количественная классификация звезд WC и WO». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 296 (2): 367–378. Бибкод : 1998MNRAS.296..367C. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x . ISSN  0035-8711.
  21. ^ Аб Смит, Линдси Ф. (1968). «Пересмотренная система спектральной классификации и новый каталог галактических звезд Вольфа – Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 138 : 109–121. Бибкод : 1968MNRAS.138..109S. дои : 10.1093/mnras/138.1.109 .
  22. ^ Кроутер, Пенсильвания; Смит, ЖЖ (1997). «Фундаментальные параметры звезд Вольфа – Райе. VI. Звезды WNL Большого Магелланова Облака». Астрономия и астрофизика . 320 : 500. Бибкод : 1997A&A...320..500C.
  23. ^ Конти, Питер С.; Мэсси, Филип (1989). «Спектроскопические исследования звезд Вольфа – Райе. IV – Оптическая спектрофотометрия эмиссионных линий галактических и крупных звезд Магелланова Облака». Астрофизический журнал . 337 : 251. Бибкод : 1989ApJ...337..251C. дои : 10.1086/167101 .
  24. ^ abcd Смит, LF; Майкл, С.М.; Моффат, AFJ (1996). «Трехмерная классификация звезд WN». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (1): 163–191. Бибкод : 1996MNRAS.281..163S. дои : 10.1093/mnras/281.1.163 .
  25. ^ Кингсбург, РЛ; Барлоу, MJ; Стори, Пи Джей (1995). «Свойства звезд Вольфа – Райе WO». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Бибкод : 1995A&A...295...75K. ISSN  0004-6361.
  26. ^ Смит, JDT; Хоук, младший (2001). «Спектральный обзор галактических звезд Вольфа – Райе в средней неинфракрасной области спектра». Астрономический журнал . 121 (4): 2115–2123. Бибкод : 2001AJ....121.2115S. дои : 10.1086/319968 . S2CID  122617193.
  27. ^ abcd Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа – Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Бибкод : 2007ARA&A..45..177C. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  28. ^ аб Хаманн, Вольф-Райнер (1996). «Спектральный анализ и модели атмосфер центральных звезд WR». Приглашенный документ. Астрофизика и космическая наука . 238 (1): 31. Бибкод : 1996Ap&SS.238...31H. дои : 10.1007/BF00645489. S2CID  118326865.
  29. ^ Тодт, Х.; и другие. (2010). «Центральная звезда планетарной туманности PB 8: ветер типа Вольфа – Райе необычного химического состава WN/WC». Астрономия и астрофизика . 515 : А83. arXiv : 1003.3419 . Бибкод : 2010A&A...515A..83T. дои : 10.1051/0004-6361/200912183. S2CID  118684886.
  30. ^ Мишальски, Б.; и другие. (2012). «IC 4663: первая однозначная [WN] центральная звезда Вольфа – Райе планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Бибкод : 2012MNRAS.423..934M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID  10264296.
  31. ^ Тодт, Х.; и другие. (2013). «Абель 48 - редкая центральная звезда планетарной туманности типа WN». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 430 (3): 2301–2312. arXiv : 1301.1944 . Бибкод : 2013MNRAS.430.2302T. дои : 10.1093/mnras/stt056 . S2CID  118527324.
  32. ^ Фрю, Дэвид Дж.; и другие. (2014). «Планетарная туманность Абелл 48 и ее ядро ​​​​[WN]». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (2): 1345–1364. arXiv : 1301.3994 . Бибкод : 2014MNRAS.440.1345F. дои : 10.1093/mnras/stu198 . S2CID  118489305.
  33. ^ Хаманн, В.-Р. (1997). Спектры центральных звезд типа Вольфа–Райе и их анализ . Приглашенный обзор. 180-й симпозиум Международного астрономического союза . Академическое издательство Клувер. п. 91. Бибкод : 1997IAUS..180...91H.
  34. ^ Лю, Q.-Z.; Ху, Ж.-Ю.; Ханг, Х.-Р.; Цю, Ю.-Л.; Чжу, З.-Х.; Цяо, Q.-Y. (2000). «Сверхновая 1998S в NGC 3877: еще одна сверхновая со звездой Вольфа – Райе в предмаксимальном спектре» (PDF) . Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 144 (2): 219–225. Бибкод : 2000A&AS..144..219L. дои : 10.1051/аас: 2000208. S2CID  8496705.
  35. ^ Гро, Хосе Х. (2014). «Ранние спектры сверхновых и их ветров-предвестников». Астрономия и астрофизика . 572 : Л11. arXiv : 1408.5397 . Бибкод : 2014A&A...572L..11G. дои : 10.1051/0004-6361/201424852. S2CID  118935040.
  36. ^ abc Кроутер, Пол А.; Уолборн, Нолан Р. (2011). «Спектральная классификация звезд O2–3,5 If*/WN5-7». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311. arXiv : 1105.4757 . Бибкод : 2011MNRAS.416.1311C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID  118455138.
  37. ^ Уолборн, Северная Каролина (1982). «Звезды О3». Астрофизический журнал . 254 : Л15. Бибкод : 1982ApJ...254L..15W. дои : 10.1086/183747 .
  38. ^ Уолборн, Северная Каролина (1982). «Околозвездные оболочки Ofpe/WN9 в Большом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 256 : 452. Бибкод : 1982ApJ...256..452W. дои : 10.1086/159922.
  39. ^ Смит, LJ; Кроутер, Пенсильвания; Принья, РК (1994). «Исследование светящегося синего кандидата в переменную He 3-519 и окружающей его туманности». Астрономия и астрофизика . 281 : 833. Бибкод : 1994A&A...281..833S.
  40. ^ Кроутер, Пенсильвания; Боханнан, Б. (1997). «Различие между звездами OIafpe и WNLha. Спектральный анализ HD 151804, HD 152408 и HDE 313846». Астрономия и астрофизика . 317 : 532. Бибкод : 1997A&A...317..532C.
  41. ^ Вамватира-Наку, К.; Хуцемекерс, Д.; Ройер, П.; Кокс, Нью-Джерси; Назе, Ю.; Рау, Г.; Велкенс, К.; Гроеневеген, MAT (2015). «Вид Гершеля на туманность вокруг светящейся синей переменной звезды AG Киля». Астрономия и астрофизика . 578 : А108. arXiv : 1504.03204 . Бибкод : 2015A&A...578A.108V. дои : 10.1051/0004-6361/201425090. S2CID  119160088.
  42. ^ abc Ньюджент, Кэтрин Ф; Мэсси, Филип; Моррелл, Нидия (2018). «Современный поиск звезд Вольфа – Райе в Магеллановых облаках. IV. Окончательная перепись». Астрофизический журнал . 863 (2): 181. arXiv : 1807.01209 . Бибкод : 2018ApJ...863..181N. дои : 10.3847/1538-4357/aad17d . S2CID  118988083.
  43. ^ Робертс, MS (1962). «Галактическое распределение звезд Вольфа – Райе». Астрономический журнал . 67 : 79. Бибкод :1962AJ.....67...79R. дои : 10.1086/108603.
  44. ^ Кэмпбелл, WW (1895). «Звезды, спектры которых содержат как яркие, так и темные линии водорода». Астрофизический журнал . 2 : 177. Бибкод : 1895ApJ.....2..177C. дои : 10.1086/140127 .
  45. ^ Гапошкин, Сесилия Пейн (1930). Звезды высокой светимости . Монографии Гарвардской обсерватории. Том. 3. п. 1. Бибкод : 1930ХарМо...3....1П.
  46. ^ Флеминг, Уильямина Пэтон Стивенс; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Звезды, имеющие своеобразные спектры». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (6): 165. Бибкод : 1912АнХар..56..165F.
  47. ^ Ван дер Хухт, Карел А .; Конти, Питер С.; Лундстрем, Ингемар; Стенхольм, Бьёрн (1981). «Шестой каталог галактических звезд Вольфа – Райе, их прошлое и настоящее». Обзоры космической науки . 28 (3): 227–306. Бибкод :1981ССРв...28..227В. дои : 10.1007/BF00173260. S2CID  121477300.
  48. ^ аб Ван дер Хухт, Калифорния (2006). «Новые галактические звезды Вольфа – Райе и кандидаты». Астрономия и астрофизика . 458 (2): 453–459. arXiv : astro-ph/0609008 . Бибкод : 2006A&A...458..453В. дои : 10.1051/0004-6361: 20065819. S2CID  119104786.
  49. ^ Аб Шара, Майкл М.; Фаэрти, Жаклин К .; Зурек, Дэвид; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Герке, Джилл; Дойон, Рене; Артиго, Этьен; Дриссен, Лоран (2012). «Обзор внутренней галактической плоскости в ближнем инфракрасном диапазоне для звезд Вольфа – Райе. II. Тускнеет: еще 71 новая звезда WR». Астрономический журнал . 143 (6): 149. arXiv : 1106.2196 . Бибкод : 2012AJ....143..149S. дои : 10.1088/0004-6256/143/6/149. S2CID  119186111.
  50. ^ "Звездный каталог Вольфа-Райе" . pacrowther.staff.shef.ac.uk . Проверено 6 января 2024 г.
  51. ^ Брейзахер, Дж.; Аззопарди, М.; Тестор, Г. (1999). «Четвертый каталог звезд Вольфа – Райе населения I в Большом Магеллановом Облаке». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 137 : 117–145. Бибкод : 1999A&AS..137..117B. дои : 10.1051/aas:1999240 .
  52. ^ Брейзахер, Дж. (1981). «Спектральная классификация звезд Вольфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке». Приложение по астрономии и астрофизике . 43 : 203. Бибкод : 1981A&AS...43..203B.
  53. ^ Хайнич, Р.; Рюлинг, У.; Тодт, Х.; Оскинова, Л.М.; Лирманн, А.; Грефенер, Г.; Фоэллми, К.; Шнурр, О.; Хаманн, В.-Р. (2014). «Звезды Вольфа-Райе в Большом Магеллановом Облаке. Комплексный анализ класса WN». Астрономия и астрофизика . 565 : А27. arXiv : 1401.5474 . Бибкод : 2014A&A...565A..27H. дои : 10.1051/0004-6361/201322696. S2CID  55123954.
  54. ^ Аззопарди, М.; Брейзахер, Дж. (1979). «Поиск новых звезд Вольфа – Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 75 : 120. Бибкод : 1979A&A....75..120A.
  55. ^ Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Паркер, Дж. Вм. (2003). «Открытие 12-й звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (813): 1265–1268. arXiv : astro-ph/0308237 . Бибкод : 2003PASP..115.1265M. дои : 10.1086/379024. S2CID  15609362.
  56. ^ Мэсси, Филип; Даффи, Ален С. (2001). «Поиски звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 550 (2): 713–723. arXiv : astro-ph/0010420 . Бибкод : 2001ApJ...550..713M. дои : 10.1086/319818. S2CID  1579181.
  57. ^ Бонанос, Аризона; Леннон, диджей; Келингер, Ф.; Ван Лун, Дж. Т.; Масса, ДЛ; Севило, М.; Эванс, CJ; Панагия, Н.; Баблер, БЛ; Блок, М.; Брэкер, С.; Энгельбрахт, CW; Гордон, К.Д.; Хора, Дж.Л.; Индебетау, Р.; Мид, MR; Мейкснер, М.; Миссельт, Калифорния; Робитайл, TP; Шиао, Б.; Уитни, бакалавр (2010). «Инфракрасная фотометрия массивных звезд в Малом Магеллановом Облаке Spitzersage-Smc». Астрономический журнал . 140 (2): 416–429. arXiv : 1004.0949 . Бибкод : 2010AJ....140..416B. дои : 10.1088/0004-6256/140/2/416. S2CID  119290443.
  58. ^ Росслоу, CK; Кроутер, Пенсильвания (2015). «Пространственное распределение галактических звезд Вольфа – Райе и последствия для населения мира». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2322–2347. arXiv : 1412.0699 . Бибкод : 2015MNRAS.447.2322R. дои : 10.1093/mnras/stu2525 . S2CID  28747394.
  59. ^ Шара, Майкл М.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Герке, Джилл; Зурек, Дэвид; Станоник, Кэтрин; Дойон, Рене; Артиго, Этьен; Дриссен, Лоран; Вильяр-Сбаффи, Альфредо (2009). «Обзор внутренней галактической плоскости в ближнем инфракрасном диапазоне для звезд Вольфа – Райе. I. Методы и первые результаты: 41 новая звезда Wr». Астрономический журнал . 138 (2): 402–420. arXiv : 0905.1967 . Бибкод : 2009AJ....138..402S. дои : 10.1088/0004-6256/138/2/402. S2CID  118370109.
  60. ^ Ньюджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филип (2011). «Содержимое Вольфа-Райе M33». Астрофизический журнал . 733 (2): 123. arXiv : 1103.5549 . Бибкод : 2011ApJ...733..123N. дои : 10.1088/0004-637X/733/2/123. S2CID  118507918.
  61. ^ Ньюджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филип; Георгий, Кирилл (2012). «Содержимое Вольфа-Райе M31». Астрофизический журнал . 759 (1): 11. arXiv : 1209.1177 . Бибкод : 2012ApJ...759...11N. дои : 10.1088/0004-637X/759/1/11. S2CID  118620069.
  62. ^ Бибби, Джоан; Шара, М. (2012). «Исследование популяции Вольфа-Райе M101 с использованием космического телескопа Хаббл». Американское астрономическое общество . 219 : #242.13. Бибкод : 2012AAS...21924213B.
  63. ^ Шара, Майкл М.; Бибби, Джоан Л.; Зурек, Дэвид; Кроутер, Пол А.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Дриссен, Лоран (1 декабря 2013 г.). «Огромное население звезд Вольфа-Райе и красных сверхгигантов в M101. I. Мотивация и первые результаты». Астрономический журнал . 146 (6): 162. arXiv : 1302.6631 . Бибкод : 2013AJ....146..162S. дои : 10.1088/0004-6256/146/6/162. ISSN  0004-6256.
  64. ^ Шерер, Дэниел; Вакка, Уильям Д. (1998). «Новые модели популяций звезд Вольфа-Райе и О в молодых звездообразованиях». Астрофизический журнал . 497 (2): 618–644. arXiv : astro-ph/9711140 . Бибкод : 1998ApJ...497..618S. дои : 10.1086/305487. S2CID  10201971.
  65. ^ Хаманн, W.-R.; Грефенер, Г.; Лирманн, А. (2006). «Галактические звезды WN». Астрономия и астрофизика . 457 (3): 1015–1031. arXiv : astro-ph/0608078 . Бибкод : 2006A&A...457.1015H. дои : 10.1051/0004-6361:20065052. S2CID  18714731.
  66. ^ Барниске, А.; Хаманн, В.-Р.; Грефенер, Г. (2006). «Звезды Вольфа – Райе углеродной последовательности». Серия конференций ASP . 353 . Тихоокеанское астрономическое общество : 243. Бибкод : 2006ASPC..353..243B.
  67. ^ abcde Сандер, AAC; Хаманн, В.-Р.; Тодт, Х.; Хайнич, Р.; Шенар, Т.; Рамачандран, В.; Оскинова, Л.М. (2019). «Галактические звезды WC и WO. Влияние пересмотренных расстояний от Gaia DR2 и их роль как прародителей массивных черных дыр». Астрономия и астрофизика . 621 : А92. arXiv : 1807.04293 . Бибкод : 2019A&A...621A..92S. дои : 10.1051/0004-6361/201833712. S2CID  67754788.
  68. ^ Тайленда, Р.; Акер, А.; Стенхольм, Б. (1993). «Ядра Вольфа-Райе планетарных туманностей - наблюдения и классификация». Приложение по астрономии и астрофизике . 102 : 595. Бибкод : 1993A&AS..102..595T.
  69. ^ Аб Хайнич, Р.; Пасеманн, Д.; Тодт, Х.; Шенар, Т.; Сандер, А.; Хаманн, В.-Р. (2015). «Звезды Вольфа – Райе в Малом Магеллановом Облаке. I. Анализ одиночных звезд WN». Астрономия и астрофизика . 581 : А21. arXiv : 1507.04000 . Бибкод : 2015A&A...581A..21H. дои : 10.1051/0004-6361/201526241. ISSN  0004-6361. S2CID  56230998.
  70. ^ аб Тоала, JA; Герреро, Массачусетс; Рамос-Лариос, Г.; Гусман, В. (2015). «Морфологическое исследование WISE туманностей Вольфа – Райе». Астрономия и астрофизика . 578 : А66. arXiv : 1503.06878 . Бибкод : 2015A&A...578A..66T. дои : 10.1051/0004-6361/201525706. S2CID  55776698.
  71. ^ Фоэллми, К.; Моффат, AFJ; Герреро, Массачусетс (2003). «Двойные системы Вольфа-Райе в Магеллановых облаках и последствия для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (2): 360–388. Бибкод : 2003MNRAS.338..360F. дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x . S2CID  124628247.
  72. ^ Фрю, Дэвид Дж.; Паркер, Квентин А. (2010). «Планетарные туманности: наблюдательные свойства, имитация и диагностика». Публикации Астрономического общества Австралии . 27 (2): 129–148. arXiv : 1002.1525 . Бибкод : 2010PASA...27..129F. дои : 10.1071/AS09040. S2CID  59429975.
  73. ^ Конти, Питер С.; Вакка, Уильям Д. (1994). «УФ-изображения HST областей звездообразования в галактике Вольфа – Райе He 2-10: недавно сформированные шаровые скопления?». Письма астрофизического журнала . 423 : Л97. Бибкод : 1994ApJ...423L..97C. дои : 10.1086/187245 .
  74. ^ Лейтерер, Клаус; Вакка, Уильям Д.; Конти, Питер С.; Филиппенко Алексей Владимирович; Роберт, Кармель ; Сарджент, Уоллес LW (1996). «Ультрафиолетовое изображение и спектроскопия яркой звездной вспышки в галактике Вольфа-Райе NGC 4214, полученное космическим телескопом Хаббла». Астрофизический журнал . 465 : 717. Бибкод : 1996ApJ...465..717L. дои : 10.1086/177456 .
  75. ^ Кэмпбелл, WW (1894). «Звезды Вольфа – Райе». Астрономия и астрофизика . 13 : 448. Бибкод : 1894AstAp..13..448C.
  76. ^ Занстра, Х.; Винен, Дж. (1950). «О физических процессах в звездах Вольфа – Райе. Статья 1: Звезды Вольфа – Райе и гипотеза Билса о чистой рекомбинации (Ошибки: 11 357)». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 11 : 165. Бибкод : 1950BAN....11..165Z.
  77. ^ Лимбер, Д. Нельсон (1964). «Феномен Вольфа-Райе». Астрофизический журнал . 139 : 1251. Бибкод : 1964ApJ...139.1251L. дои : 10.1086/147863.
  78. ^ Андерхилл, Энн Б. (1968). «Звезды Вольфа – Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 6 : 39–78. Бибкод : 1968ARA&A...6...39U. doi : 10.1146/annurev.aa.06.090168.000351.
  79. ^ Андерхилл, Энн Б. (1960). «Исследование звезд Вольфа – Райе HD 192103 и HD 192163». Публикации Доминионской астрофизической обсерватории Виктория . 11 : 209. Бибкод : 1960PDAO...11..209U.
  80. ^ Сахаде, Дж. (1958). «О природе звезд Вольфа – Райе». Обсерватория . 78 : 79. Бибкод :1958Обс....78...79С.
  81. ^ Вестерлунд, Бельгия; Смит, Л. Ф. (1964). «Звезды Ворльфа – Райе в Большом Магеллановом Облаке». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 128 (4): 311–325. Бибкод : 1964MNRAS.128..311W. дои : 10.1093/mnras/128.4.311 .
  82. ^ аб Эбботт, Дэвид К.; Конти, Питер С. (1987). «Звезды Вольфа – Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 25 : 113–150. Бибкод : 1987ARA&A..25..113A. doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000553.
  83. ^ Пачиньски, Б. (1967). «Эволюция тесных двойных систем. V. Эволюция массивных двойных систем и образование звезд Вольфа – Райе». Акта Астрономика . 17 : 355. Бибкод : 1967AcA....17..355P.
  84. ^ Нугис, Т.; Ламерс, HJGLM (2000). «Скорость потери массы звезд Вольфа – Райе в зависимости от звездных параметров». Астрономия и астрофизика . 360 : 227. Бибкод : 2000A&A...360..227N.
  85. ^ Хамфрис, RM (1991). Связь Вольфа–Райе – светящиеся синие переменные и эволюционировавшие сверхгиганты (обзор) . 143-й симпозиум Международного астрономического союза . Том. 143. с. 485. Бибкод : 1991IAUS..143..485H.
  86. ^ abcd Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G. дои : 10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  87. ^ Аб Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H. дои : 10.1086/375341. ISSN  0004-637X. S2CID  15539500.
  88. ^ Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Медер; Фил Мэсси; Норберт Пшибилла; М-Фернанда Ниева (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа – Райе: перспектива одной массивной звезды». Бюллетень Королевского общества наук Льежа . в1. 80 (39): 266–278. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M.
  89. ^ Трампер, Фрэнк (2013). «Природа звезд WO: спектроскопия VLT/X-Shooter DR1». Массивные звезды: от альфы до омеги : 187. arXiv : 1312.1555 . Бибкод : 2013msao.confE.187T.
  90. ^ аб Элдридж, Джон Дж.; Фрейзер, Морган; Смартт, Стивен Дж.; Маунд, Джастин Р.; Крокетт, Р. Марк (2013). «Гибель массивных звезд - II. Ограничения наблюдения за прародителями сверхновых типа Ibc». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (1): 774–795. arXiv : 1301.1975 . Бибкод : 2013MNRAS.436..774E. дои : 10.1093/mnras/stt1612 . S2CID  118535155.
  91. ^ Гро, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Msun от главной последовательности нулевого возраста до стадии перед сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : А30. arXiv : 1401.7322 . Бибкод : 2014A&A...564A..30G. дои : 10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  92. ^ Оберлак, Ю.; Вессоловский, У.; Диль, Р.; Беннетт, К.; Блумен, Х.; Хермсен, В.; Кнёдлседер, Дж.; Моррис, Д.; Шенфельдер, В.; фон Балмос, П. (2000). «COMPTEL ограничивает линейную эмиссию 26Al 1,809 МэВ от гамма2 Velorum». Астрономия и астрофизика . 353 : 715. arXiv : astro-ph/9910555 . Бибкод : 2000A&A...353..715O.
  93. ^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынкён (2012). «Появление суперканонических звезд в звездных скоплениях типа R136». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. arXiv : 1208.0826 . Бибкод : 2012MNRAS.426.1416B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID  119202197.
  94. ^ Мауэрхан, Джон С.; Смит, Натан; Ван Дайк, Шайлер Д.; Морзински, Кэти М.; Клоуз, Лэрд М.; Хинц, Филип М.; Мужчины, Джаред Р.; Родигас, Тимоти Дж. (2015). «Многоволновые наблюдения NaSt1 (WR 122): экваториальная потеря массы и рентгеновские лучи взаимодействующей двойной системы Вольфа – Райе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 1502 (3): 1794. arXiv : 1502.01794 . Бибкод : 2015MNRAS.450.2551M. дои : 10.1093/mnras/stv257 . S2CID  40573971.
  95. ^ Дессар, Люк; Хиллер, Д. Джон; Ливне, Эли; Юн, Сон Чул; Вусли, Стэн; Уолдман, Рони; Лангер, Норберт (2011). «Взрывы коллапса ядра звезд Вольфа – Райе и связь со сверхновыми типа IIb / Ib / Ic». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 414 (4): 2985. arXiv : 1102.5160 . Бибкод : 2011MNRAS.414.2985D. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x . S2CID  119257348.
  96. ^ Гро, Хосе Х.; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Прародители сверхновой Ibc: одиночная звезда Вольфа – Райе как возможный прародитель сверхновой Ib iPTF13bvn». Астрономия и астрофизика . 558 : Л1. arXiv : 1307.8434 . Бибкод : 2013A&A...558L...1G. дои : 10.1051/0004-6361/201322369. S2CID  58911704.
  97. ^ Серда-Дюран, Пабло; Элиас-Роза, Нэнси (2018). «Формирование нейтронных звезд и коллапс ядра сверхновых». Физика и астрофизика нейтронных звезд . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 457. стр. 1–56. arXiv : 1806.07267 . дои : 10.1007/978-3-319-97616-7_1. ISBN 978-3-319-97615-0. S2CID  119340817.
  98. ^ Милисавлевич, Д. (2013). «Системы-прародители и механизмы взрыва сверхновых». Новые горизонты в астрономии (Bash 2013) : 9. Bibcode : 2013nha..confE...9M. дои : 10.22323/1.206.0009 .
  99. ^ Килпатрик, Чарльз Д.; Такаро, Тайлер; Фоли, Райан Дж.; Лейблер, Камилла Н.; Пан, Йен-Чен; Кэмпбелл, Рэндалл Д.; Джейкобсон-Галан, Винн В.; Льюис, Хилтон А.; Лайк, Джеймс Э.; Макс, Клэр Э.; Медальон, София А.; Отдых, Армин (2018). «Потенциальный прародитель сверхновой типа Ic 2017ein». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 2072–2084. arXiv : 1808.02989 . Бибкод : 2018MNRAS.480.2072K. дои : 10.1093/mnras/sty2022 . S2CID  73695137.
  100. ^ Гал-Ям, А.; Брух, Р.; Шульце, С.; Ян, Ю.; Перли, Д.А.; Ирани, И.; Соллерман, Дж.; Кул, ЕС; Суманьяк, Монтана; Ярон, О.; Стротьоханн, Нидерланды (13 января 2022 г.). «Звезда WC/WO, взрывающаяся внутри расширяющейся углеродно-кислородно-неоновой туманности». Природа . 601 (7892): 201–204. arXiv : 2111.12435 . Бибкод : 2022Natur.601..201G. дои : 10.1038/s41586-021-04155-1. ISSN  0028-0836. PMID  35022591. S2CID  244527654.
  101. ^ «Астрономы обнаруживают первый взрыв сверхновой звезды Вольфа-Райе» . Канарский институт астрофизики • IAC . 12 января 2022 г. Проверено 9 февраля 2022 г.
  102. ^ "SN2019hgp - Открытый каталог сверхновых" . Архивировано из оригинала 9 февраля 2022 г. Проверено 9 февраля 2022 г.
  103. ^ Акер, А.; Найнер, К. (2003). «Количественная классификация ядер WR планетарных туманностей». Астрономия и астрофизика . 403 (2): 659–673. Бибкод : 2003A&A...403..659A. дои : 10.1051/0004-6361:20030391 .
  104. ^ Шенар, Томер (15 ноября 2022 г.). HD 45166: первая магнитная звезда Вольфа-Райе. дои : 10.5281/ZENODO.7326750.
  105. ^ Пенья, М .; Речи-Гарсия, Дж.С.; Гарсиа-Рохас, Х. (2013). «Галактическая кинематика планетарных туманностей с центральной звездой [WC]». Мексиканская версия астрономии и астрофизики . 49 : 87. arXiv : 1301.3657 . Бибкод : 2013RMxAA..49...87P.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные со звездами Вольфа-Райе .