stringtranslate.com

Звезда Вольфа–Райе

Изображение звезды Вольфа–Райе WR 124 и окружающей ее туманности M1–67, полученное космическим телескопом имени Джеймса Уэбба. Составной снимок 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 высокоионизированного азота или углерода . Спектры указывают на очень высокое поверхностное усиление тяжелых элементов , истощение водорода и сильные звездные ветры . Поверхностные температуры известных звезд Вольфа-Райе колеблются от 20 000  К до примерно 210 000  К , что выше, чем почти у всех других типов звезд. Ранее их называли звездами W-типа, ссылаясь на их спектральную классификацию .

Классические (или популяции I ) звезды Вольфа-Райе — это эволюционировавшие , массивные звезды, которые полностью потеряли свой внешний водород и синтезируют гелий или более тяжелые элементы в ядре. Подгруппа звезд популяции I WR показывает линии водорода в своих спектрах и известна как звезды WNh; это молодые чрезвычайно массивные звезды, все еще синтезирующие водород в ядре, с гелием и азотом, обнаженными на поверхности из-за сильного перемешивания и потери массы под действием излучения. Отдельная группа звезд со спектрами WR — это центральные звезды планетарных туманностей (CSPNe), постасимптотические звезды гигантской ветви , которые были похожи на Солнце , находясь на главной последовательности, но теперь прекратили синтез и сбросили свои атмосферы, обнажив голое углеродно-кислородное ядро.

Все звезды Вольфа-Райе являются очень яркими объектами из-за их высоких температур — в тысячи раз больше болометрической светимости Солнца ( L ☉ ) для CSPN, в сотни тысяч  L ☉ для звезд популяции I WR и более миллиона  L ☉ для звезд WNh — хотя визуально они не очень яркие, поскольку большая часть их излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне .

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

История наблюдения

Туманность Полумесяц
WR 136 , звезда WN6, где атмосфера, сброшенная во время фазы красного сверхгиганта, была потрясена горячими, быстрыми ветрами WR, в результате чего образовалась видимая пузырчатая туманность.

В 1867 году, используя 40-сантиметровый телескоп Фуко в Парижской обсерватории , астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе [1] открыли три звезды в созвездии Лебедя (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, теперь обозначенные как WR 134 , WR 135 и WR 137 соответственно), которые демонстрировали широкие полосы излучения в остальном непрерывном спектре. [2] Большинство звезд демонстрируют только линии или полосы поглощения в своих спектрах в результате того, что вышележащие элементы поглощают световую энергию на определенных частотах, поэтому это были явно необычные объекты.

Природа полос излучения в спектрах звезд Вольфа-Райе оставалась загадкой в ​​течение нескольких десятилетий. EC Pickering предположил, что линии были вызваны необычным состоянием водорода , и было обнаружено, что эта «серия Пикеринга» линий следовала образцу, похожему на серию Бальмера, когда были заменены полуцелые квантовые числа. Позже было показано, что эти линии были результатом присутствия гелия , химического элемента, который был только что открыт 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 ширина полос излучения была приписана 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 непрерывно выбрасывает газ в космос, создавая расширяющуюся оболочку туманного газа. Сила, выбрасывающая газ на наблюдаемых высоких скоростях, — это 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 не были связаны с очевидной планетарной туманностью или какой-либо видимой туманностью вообще. [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 по типам WN и WC, в зависимости от того, преобладали ли в спектре линии азота или углерода-кислорода соответственно. [9]

В 1969 году несколько CSPN с сильными линиями эмиссии кислорода  VI (O  VI ) были сгруппированы в новую «последовательность O  VI » или просто тип OVI. [10] Вскоре после этого были описаны похожие звезды, не связанные с планетарными туманностями, и для них была принята классификация WO. [11] [12] Впоследствии звезды OVI были классифицированы как звезды [WO], что соответствует популяционным звездам I WR. [13]

Понимание того, что некоторые поздние, а иногда и не очень поздние, звезды WN с водородными линиями в спектрах находятся на другой стадии эволюции, чем звезды WR без водорода, привело к введению термина WNh , чтобы отличать эти звезды от других звезд 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 исходных звезд WR (горизонтальная ось: длина волны в Å)

Звезды Вольфа–Райе были названы на основе сильных широких линий излучения в их спектрах, идентифицированных с гелием , азотом , углеродом , кремнием и кислородом , но с линиями водорода, обычно слабыми или отсутствующими. Первоначально просто называемые звездами класса W или W-типа, [16] [17] классификация затем была разделена 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 ), 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 541,1 нм He  II и 587,5 нм He  I. Эмиссионные линии Вольфа–Райе часто имеют расширенное крыло поглощения ( профиль P Cygni ), предполагающее околозвездный материал. Последовательность WO также была отделена от последовательности WC для еще более горячих звезд, где эмиссия ионизированного кислорода доминирует над эмиссиями ионизированного углерода, хотя фактические пропорции этих элементов в звездах, вероятно, будут сопоставимы. [6] Спектры WC и WO формально различаются на основе наличия или отсутствия эмиссии C  III . [19] В спектрах WC также обычно отсутствуют линии O  VI , которые сильны в спектрах WO. [20]

Спектральная последовательность WN была расширена, чтобы включить WN2–WN9, и 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 и линий N  V при 460,3 нм, 461,9 нм и 493,3–494,4 нм. [21] Эти линии хорошо отделены от областей сильного и переменного излучения He, а сила 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 линий N  IV и N  V , чтобы включить Brey 1 и Brey 66, которые оказались промежуточными между WN2 и WN2.5. [23] Относительные силы и ширины линий для каждого подкласса WN были позже количественно определены, и соотношение между линиями He  II 541,1 нм и He  I 587,5 нм было введено в качестве основного индикатора уровня ионизации и, следовательно, спектрального подкласса. Необходимость в WN1 исчезла, и Brey 1 и Brey 66 теперь классифицируются как WN3b. Несколько неясные классы WN2.5 и WN4.5 были исключены. [24]

Спектральная последовательность WC была расширена, чтобы включить WC4–WC11, хотя некоторые более старые работы также использовали WC1–WC3. Первичные линии излучения, используемые для различения подтипов WC, это 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, чтобы включить WC10 и WC11, и критерии подкласса были количественно определены, в первую очередь, на основе относительной силы линий углерода, чтобы полагаться на факторы ионизации, даже если были 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, O  V (и O  III ) смесь 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 для включения WO5 и количественно определена на основе относительной силы линий O VI  / C  IV и O  VI /O  V. [25] Более поздняя схема, разработанная для обеспечения согласованности между классическими звездами WR и CSPNe, вернулась к последовательности от WO1 до WO4 и скорректировала деления. [20]

Подробные современные исследования звезд Вольфа-Райе позволяют выявить дополнительные спектральные особенности, обозначенные суффиксами к основной спектральной классификации: [24]

Классификация спектров Вольфа–Райе осложняется частой ассоциацией звезд с плотной туманностью, пылевыми облаками или двойными компаньонами. Суффикс «+OB» используется для указания на наличие 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 типами. WNE и WCE относятся к спектрам раннего типа, тогда как WNL и WCL относятся к спектрам позднего типа, с разделительной линией примерно на подклассе шесть или семь. Не существует такого понятия, как поздние звезды типа WO. Существует сильная тенденция к тому, что звезды WNE бедны 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 с известными звездами [WO], представляющими горячее расширение углеродной последовательности. Существует также небольшое количество типов [WN] и [WC/WN], открытых совсем недавно. [29] [30] [31] [32] Механизм их образования пока неясен. Температуры центральных звезд планетарных туманностей стремятся к экстремальным значениям по сравнению со звездами WR популяции I, поэтому [WC2] и [WC3] являются обычными, и последовательность была расширена до [WC12]. Типы [WC11] и [WC12] имеют отличительные спектры с узкими линиями излучения и без линий He  II и C  IV . [33] [28]

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

Некоторые сверхновые, наблюдаемые до пика яркости, демонстрируют спектры WR. [34] Это связано с природой сверхновой в этой точке: быстро расширяющийся богатый гелием выброс, похожий на экстремальный ветер Вольфа-Райе. Спектральные особенности WR сохраняются всего несколько часов, особенности высокой ионизации затухают к максимуму, оставляя только слабое излучение нейтрального водорода и гелия, прежде чем смениться традиционным спектром сверхновой. Было предложено обозначить эти спектральные типы буквой «X», например XWN5(h). [35] Аналогично, классические новые развивают спектры, состоящие из широких полос излучения, похожих на спектры звезды Вольфа-Райе. Это вызвано тем же физическим механизмом: быстрым расширением плотных газов вокруг чрезвычайно горячего центрального источника. [6]

Слэш-звезды

Разделение звезд Вольфа–Райе от звезд спектрального класса O с похожей температурой зависит от существования сильных линий излучения ионизированного гелия, азота, углерода и кислорода, но есть ряд звезд с промежуточными или запутанными спектральными характеристиками. Например, звезды O высокой светимости могут вырабатывать гелий и азот в своих спектрах с некоторыми линиями излучения, в то время как некоторые звезды WR имеют линии водорода, слабую эмиссию и даже компоненты поглощения. Этим звездам были даны спектральные типы, такие как O3If ∗ /WN6, и они называются звездами косой черты. [36]

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

Эти коды также могут быть объединены с более общими квалификаторами спектрального типа, такими как p или a. Распространенные 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 давать некоторым промежуточным звездам спектральный тип, такой как O8Iafpe или WN8-a. Для решения этих ситуаций была предложена нотация с косой чертой, и звезде Sk−67°22 был присвоен спектральный тип O3If * /WN6-A. [37] Критерии различения звезд OIf * , OIf * /WN и WN были уточнены для обеспечения согласованности. Классификации звезд с косой чертой используются, когда линия H β имеет профиль P Cygni; это линия поглощения у сверхгигантов O и линия излучения у звезд WN. Приведены критерии для следующих спектральных типов звезд с косой чертой, использующие линии эмиссии азота при 463,4–464,1 нм, 405,8 нм и 460,3–462,0 нм, а также стандартную звезду для каждого типа: [36]

Другой набор спектральных типов звезд с косой чертой используется для звезд Ofpe/WN. Эти звезды имеют спектры сверхгигантов O, а также азотную и гелиевую эмиссию и профили P Cygni. В качестве альтернативы их можно считать звездами WN с необычно низкими уровнями ионизации и водородом. [38] Обозначение с косой чертой для этих звезд было спорным, и альтернативой было расширение азотной последовательности WR до WN10 и WN11 [39] Другие авторы предпочитали использовать обозначение WNha, например WN9ha для WR 108. [ 40] Недавно была выдвинута 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. [36] Однако обозначение с косой чертой Ofpe/WN, а также классификации WN10 и WN11 продолжают широко использоваться. [41] 

Была идентифицирована третья группа звезд со спектрами, содержащими черты как звезд класса O, так и звезд WR. Девять звезд в Большом Магеллановом Облаке имеют спектры, которые содержат черты как WN3, так и O3V, но, по-видимому, не являются двойными. Многие звезды WR в Малом Магеллановом Облаке также имеют очень ранние спектры WN плюс черты поглощения возбуждения. Было высказано предположение, что они могут быть недостающим звеном, ведущим к классическим звездам WN, или результатом приливного зачистки маломассивным компаньоном. [42]

Номенклатура

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

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

Четвертый каталог звезд Вольфа-Райе нумеровал их последовательно в порядке прямого восхождения . Пятый каталог использовал те же номера с префиксом MR после имени автора четвертого каталога, плюс дополнительную последовательность номеров с префиксом LS для новых открытий. [21] Ни одна из этих схем нумерации не осталась в общем использовании.

Современные каталоги WR

Шестой Каталог галактических звезд Вольфа-Райе был первым, кто действительно носил это имя, а также описал предыдущие пять каталогов под этим именем. Он также ввел номера WR, широко используемые с тех пор для галактических звезд WR. Это снова числовая последовательность от WR 1 до WR 158 в порядке прямого восхождения. [47]

Составленные в 2001 году, седьмой каталог и его приложение использовали ту же схему нумерации и вставляли новые звезды в последовательность, используя суффиксы из строчных букв, например, WR 102ka для одной из многочисленных звезд WR, обнаруженных в галактическом центре. [19] [48] Современные крупномасштабные идентификационные обзоры используют свои собственные схемы нумерации для большого количества новых открытий. [49] В седьмой каталог было добавлено приложение 2006 года.

В 2011 году был создан онлайн-каталог Галактического Вольфа Райе, размещенный в Университете Шеффилда . По состоянию на 2023 год он включает 669 звезд. [50]

Другие схемы нумерации

Звезды Вольфа–Райе во внешних галактиках нумеруются с использованием различных схем. В Большом Магеллановом Облаке наиболее распространенная и полная номенклатура для звезд WR взята из «Четвертого каталога звезд населения I Вольфа–Райе в Большом Магеллановом Облаке» [51] с префиксом BAT-99 , например BAT-99 105 . Многие из этих звезд также упоминаются по их третьему каталожному номеру, например Brey 77 . [52] По состоянию на 2018 год в БМО каталогизировано 154 звезды WR, в основном WN, но включая около двадцати трех WC, а также три чрезвычайно редкого класса WO. [42] [53] Многие из этих звезд часто упоминаются по их номерам RMC (обсерватория Рэдклиффа Магелланово Облако), часто сокращенным до просто R, например R136a1 .

В Малом Магеллановом Облаке используются числа WR SMC, обычно называемые числами AB, например AB7 . [54] В SMC известно всего двенадцать звезд WR, что, как полагают, обусловлено 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 числовой суффикс в порядке открытия. Это относится ко всем открытиям с момента добавления 2006 года, хотя некоторые из них уже были названы в соответствии с предыдущей номенклатурой; таким образом, WR 42e теперь имеет номер WR 42-1. [58]

Характеристики

Звезды Вольфа-Райе являются нормальной стадией в эволюции очень массивных звезд, в которых видны сильные, широкие линии излучения гелия и азота (последовательность «WN»), углерода (последовательность «WC») и кислорода (последовательность «WO»). Благодаря своим сильным линиям излучения их можно идентифицировать в близлежащих галактиках. Около 600 звезд Вольфа-Райе были каталогизированы в нашей собственной Галактике Млечный Путь . [19] [48] [49] [50] Это число резко изменилось за последние несколько лет в результате фотометрических и спектроскопических исследований в ближнем инфракрасном диапазоне, посвященных обнаружению такого рода объектов в галактической плоскости . [59] Ожидается, что в остальных галактиках Местной группы насчитывается менее 1000 звезд WR , из которых около 166 известны в Магеллановых Облаках , [42] 206 в Галактике Треугольника , [60] и 154 в Галактике Андромеды . [61]

За пределами местной группы, обзоры всей галактики обнаружили еще тысячи звезд WR и кандидатов. Например, в группе M101 было обнаружено более тысячи потенциальных звезд WR, от 21 до 25 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, и в галактиках со вспышкой звездообразования . [64]

Их характерные эмиссионные линии формируются в протяженной и плотной высокоскоростной области ветра, охватывающей очень горячую звездную фотосферу , которая производит поток ультрафиолетового излучения, вызывающий флуоресценцию в области ветра, формирующей линии. [15] Этот процесс выброса последовательно обнажает 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). [12]

Видно, что звезды WNh — это совершенно другие объекты, нежели звезды WN без водорода. Несмотря на схожие спектры, они гораздо массивнее, гораздо больше 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 цикла синтеза CNO в ядре, но он появляется на поверхности самых массивных звезд из-за вращательного и конвекционного смешивания, пока еще находится в фазе горения водорода в ядре, а не после того, как внешняя оболочка теряется во время синтеза гелия в ядре. [14]

Некоторые звезды Вольфа-Райе углеродной последовательности («WC»), особенно те, которые принадлежат к последним типам, заметны из-за производства ими пыли . Обычно это происходит у тех, которые принадлежат к двойным системам , как продукт столкновения звездных ветров, образующих пару, [19] как в случае знаменитой двойной WR 104 ; однако этот процесс происходит и у одиночных. [15]

Несколько — примерно 10% — центральных звезд планетарных туманностей , несмотря на их гораздо меньшие массы — обычно ~0,6 M ☉ — также наблюдаются в спектрах WR; то есть они показывают спектры эмиссионных линий с широкими линиями от гелия, углерода и кислорода. Обозначаемые [WR], они являются гораздо более старыми объектами, произошедшими от эволюционировавших звезд малой массы и тесно связаны с белыми карликами , а не с очень молодыми, очень массивными звездами популяции I , которые составляют большую часть класса WR. [68] В настоящее время они, как правило, исключены из класса, обозначаемого как звезды Вольфа–Райе или называемые звездами типа Вольфа–Райе. [27]

Металличность

Количество и свойства звезд Вольфа-Райе различаются в зависимости от химического состава их звезд-предшественников. Основной движущей силой этого различия является скорость потери массы на разных уровнях металличности. Более высокая металличность приводит к высокой 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 разовьется и коллапсирует железное ядро, так что более массивные красные сверхгиганты эволюционируют обратно к более высоким температурам, прежде чем взорваться как сверхновая, и самые массивные звезды никогда не становятся красными сверхгигантами. На стадии Вольфа-Райе более высокая потеря массы приводит к более сильному истощению слоев за пределами конвективного ядра, более низкому содержанию водорода на поверхности и более быстрому удалению гелия для получения 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 изменения металличности наблюдаются в отдельных галактиках, при этом 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 его скоростью звездообразования и совсем нет звезд WC (одна звезда имеет спектральный тип WO), в Млечном Пути примерно равное количество звезд WN и WC и большое общее количество звезд WR, а другие основные галактики имеют несколько меньше звезд WR и больше звезд типа WN, чем WC. LMC, и особенно SMC, Вольфа-Райе имеют более слабую эмиссию и тенденцию к более высоким фракциям водорода в атмосфере. Звезды SMC WR почти всегда демонстрируют некоторые линии водорода и даже линии поглощения даже в самых ранних спектральных типах из-за более слабых ветров, не полностью скрывающих фотосферу. [69]

Максимальная масса звезды главной последовательности, которая может эволюционировать через фазу красного сверхгиганта и обратно к звезде WNL, по расчетам составляет около 20  M ☉ в Млечном Пути, 32  M ☉ в БМО и более 50  M ☉ в ММО. Более развитые стадии WNE и WC достигаются только звездами с начальной массой более 25  M ☉ при металличности, близкой к солнечной, и более 60  M ☉ в БМО. Ожидается, что нормальная эволюция одиночной звезды не приведет к образованию звезд WNE или WC при металличности ММО. [70]

Вращение

Хаббл обнаружил огромный газовый диск вокруг уникальной массивной звезды
Художественная иллюстрация газового диска вокруг массивной, богатой водородом звезды WR 122.

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

Потеря звездной массы приводит к потере углового момента, и это быстро тормозит вращение массивных звезд. Очень массивные звезды с металличностью, близкой к солнечной, должны тормозиться почти до полной остановки, пока они находятся 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 объяснять неожиданные свойства и количество звезд SMC WR, например, их относительно высокие температуры и светимости. [69]

Двоичные файлы

Массивные звезды в двойных системах могут превратиться в звезды Вольфа-Райе из-за вырывания компаньоном, а не из-за потери массы из-за звездного ветра. Этот процесс относительно нечувствителен к металличности или вращению отдельных звезд и, как ожидается, создаст постоянный набор звезд WR во всех галактиках местной группы. В результате доля звезд WR, произведенных через двойной канал, и, следовательно, количество звезд WR, наблюдаемых 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 с массивным компаньоном. Двойная доля в Млечном Пути составляет около 20%, что соответствует теоретическим расчетам. [71]

Туманности

ЛХА 115 - N76A
AB7 создает одну из самых высоковозбужденных туманностей в Магеллановых Облаках .

Значительная часть звезд WR окружена туманностью, связанной непосредственно со звездой, а не просто обычной фоновой туманностью, связанной с любой массивной областью звездообразования, и не планетарной туманностью, образованной звездой post- AGB . Туманность имеет множество форм, и классификация была сложной. Многие из них изначально были каталогизированы как планетарные туманности, и иногда только тщательное многоволновое исследование может отличить планетарную туманность вокруг маломассивной звезды post-AGB от туманности похожей формы вокруг более массивной звезды, сжигающей гелий в ядре. [70] [72]

Галактики Вольфа–Райе

Галактика Вольфа-Райе — это тип галактики со вспышкой звездообразования , где существует достаточное количество звезд WR, чтобы их характерные спектры эмиссионных линий стали видны в общем спектре галактики. [73] В частности, широкая эмиссионная особенность из-за 468,6 нм He ii и близлежащих спектральных линий является определяющей характеристикой галактики Вольфа-Райе. Относительно короткое время жизни звезд WR означает, что вспышки звездообразования в таких галактиках должны были произойти в течение последних нескольких миллионов лет и должны были длиться менее миллиона лет, иначе эмиссия WR была бы затоплена большим количеством других ярких звезд. [74] 

Эволюция

Теории о том, как формируются, развиваются и умирают звезды WR, формировались медленнее 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 отличительный класс звезд с 19-го века, [75] природа этих звезд была неопределенной до конца 20-го века. До 1960-х годов даже классификация звезд WR была крайне неопределенной, а их природа и эволюция были по существу неизвестны. Очень похожий внешний вид центральных звезд планетарных туманностей (CSPNe) и гораздо более ярких классических звезд WR способствовал неопределенности. [76]

Примерно к 1960 году различие между CSPNe и массивными яркими классическими звездами WR стало более четким. Исследования показали, что это были небольшие плотные звезды, окруженные обширным околозвездным материалом, но пока не было ясно, был ли материал выброшен из звезды или сжат на нее. [77] [78] Были признаны необычные обилия азота, углерода и кислорода, а также недостаток водорода, но причины оставались неясными. [79] Было признано, что звезды WR были очень молодыми и очень редкими, но все еще оставались открытыми дебаты о том, эволюционировали ли они в направлении или от главной последовательности. [80] [81]

К 1980-м годам звезды WR были признаны потомками массивных звезд OB, 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 отсутствие у них водорода может быть следствием гравитационного отрыва, в значительной степени игнорировались или были отвергнуты. [83] Звезды WR предлагались в качестве возможных прародителей сверхновых, и в частности недавно открытых сверхновых типа Ib, лишенных водорода, но, по-видимому, связанных с молодыми массивными звездами. [82]

К началу XXI века звезды WR в основном считались массивными звездами, которые исчерпали свой водородный сердечник, покинули главную последовательность и сбросили большую часть своей атмосферы, оставив после себя небольшое горячее ядро ​​из гелия и более тяжелых продуктов термоядерного синтеза. [84] [85]

Текущие модели

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

Большинство звезд WR, классического типа популяции I, теперь понимаются как естественная стадия в эволюции самых массивных звезд (не считая менее распространенных центральных звезд планетарных туманностей), либо после периода как красного сверхгиганта, либо после периода как голубого сверхгиганта, либо непосредственно из самых массивных звезд главной последовательности. Только красные сверхгиганты с меньшей массой, как ожидается, взорвутся как сверхновые на этой стадии, в то время как более массивные красные сверхгиганты переходят обратно к более высоким температурам, выбрасывая свои атмосферы. Некоторые взрываются, находясь на стадии желтого гипергиганта или LBV, но многие становятся звездами Вольфа-Райе. [86] Они потеряли или сожгли почти весь свой водород и теперь синтезируют гелий в своих ядрах или более тяжелые элементы в течение очень короткого периода в конце своей жизни. [86]

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

Звезды WR, скорее всего, закончат свою жизнь бурно, а не превратятся в белого карлика. Таким образом, каждая звезда с начальной массой более чем в 9 раз больше массы Солнца неизбежно приведет к взрыву сверхновой (за исключением прямого коллапса [87] ), многие из них из стадии WR. [27] [86] [88]

Простая прогрессия 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 яркие и массивные, чем относительно распространенные звезды WC. Альтернативные теории предполагают, что звезды типа WO образуются только из самых массивных звезд главной последовательности [15] и/или что они образуют чрезвычайно кратковременную конечную стадию всего за несколько тысяч лет до взрыва, при этом фаза WC соответствует фазе горения гелия в ядре , а фаза WO — стадиям ядерного горения за ее пределами. До сих пор неясно, является ли спектр WO исключительно результатом эффектов ионизации при очень высокой температуре, отражает ли он фактическую разницу в химическом составе или оба эффекта проявляются в разной степени. [86] [89] [90] [91]

Ключ:

Звезды Вольфа-Райе образуются из массивных звезд, хотя эволюционировавшие звезды популяции I теряют половину или более своих начальных масс к тому времени, когда они показывают появление WR. Например, γ 2 Velorum A в настоящее время имеет массу около 9 масс Солнца, но начиналась с массы по крайней мере в 40 масс Солнца. [92] Звезды большой массы очень редки, как потому, что они образуются 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 являются относительно короткоживущей фазой в жизни этих звезд. Это также объясняет, почему сверхновые типа Ib/c встречаются реже, чем типа II, поскольку они являются результатом звезд с большей массой.

Звезды WNh, спектроскопически похожие, но на самом деле гораздо менее развитые звезды, которые только что начали сбрасывать свою атмосферу, являются исключением и все еще сохраняют большую часть своей первоначальной массы. Самые массивные звезды, известные в настоящее время, все являются звездами WNh, а не звездами главной последовательности O-типа, ожидаемая ситуация, поскольку такие звезды показывают гелий и азот на поверхности всего через несколько тысяч лет после своего формирования, возможно, до того, как они становятся видимыми через окружающее газовое облако. Альтернативное объяснение состоит в том, что эти звезды настолько массивны, что они не могли сформироваться как обычные звезды главной последовательности, а вместо этого являются результатом слияния менее экстремальных звезд. [93]

Трудности моделирования наблюдаемых чисел и типов звезд Вольфа-Райе через эволюцию одиночной звезды привели к теориям, что они образуются посредством бинарных взаимодействий, которые могут ускорить потерю внешних слоев звезды посредством обмена массой. WR 122 является потенциальным примером, который имеет плоский газовый диск, окружающий звезду, шириной почти 2 триллиона миль, и может иметь сопутствующую звезду, которая лишилась своей внешней оболочки. [94]

Сверхновые

Широко распространено предположение, что многие прародители сверхновых типов Ib и Ic являются звездами WR, хотя окончательной идентификации такого прародителя не проводилось.

Сверхновые типа Ib не имеют водородных линий в своих спектрах. Более распространенные сверхновые типа Ic не имеют как водородных, так и гелиевых линий в своих спектрах. Ожидаемые предшественники таких сверхновых — это массивные звезды, у которых соответственно отсутствует водород во внешних слоях или отсутствуют как водород, так и гелий. Звезды WR — именно такие объекты. У всех звезд WR отсутствует водород, а у некоторых звезд WR, особенно группы WO, гелий также сильно обеднен. Ожидается, что звезды WR испытают коллапс ядра, когда они сгенерируют железное ядро, и полученные взрывы сверхновых будут типа Ib или Ic. В некоторых случаях возможно, что прямой коллапс ядра в черную дыру не приведет к видимому взрыву. [95]

Звезды WR очень яркие из-за своих высоких температур, но не визуально яркие, особенно самые горячие образцы, которые, как ожидается, составляют большинство предшественников сверхновых. Теория предполагает, что предшественники сверхновых типа Ibc, наблюдаемые на сегодняшний день, не были бы достаточно яркими, чтобы их можно было обнаружить, хотя они накладывают ограничения на свойства этих предшественников. [90] Возможная звезда-предшественница, которая исчезла в месте сверхновой iPTF13bvn , может быть одиночной звездой WR, [96] хотя другие анализы склоняются в пользу менее массивной двойной системы с раздетой звездой или гелиевым гигантом. [97] [98] Единственным другим возможным предшественником сверхновой WR является SN 2017ein , и снова неясно, является ли предшественник одиночной массивной звездой WR или двойной системой. [99]

В 2022 году астрономы из 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), которая является яркой звездой, видимой невооруженным глазом для тех, кто расположен южнее 40 градусов северной широты , хотя большая часть света исходит от гигантского компаньона O7.5. Из-за экзотической природы ее спектра (яркие эмиссионные линии вместо темных линий поглощения ) ее называют «Спектральной жемчужиной южного неба». Единственная другая звезда Вольфа-Райе ярче 6-й звездной величины — θ Muscae (WR 48), тройная звезда с двумя компаньонами класса O. Обе являются звездами WC. «Бывшая» звезда WR WR 79a ( HR 6272 ) ярче 6-й звездной величины, но теперь считается своеобразным сверхгигантом O8 с сильной эмиссией. Следующая по яркости с величиной 6.4 — WR 22 , массивная двойная звезда с главным элементом 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, который включает в себя многие из самых ярких и самых массивных звезд, очень молод и обычно встречается только в центре самых плотных звездных скоплений. Иногда убегающая звезда WNh, такая как VFTS 682, обнаруживается за пределами таких скоплений, вероятно, выброшенная из множественной системы или в результате взаимодействия с другими звездами.

Примером тройной звездной системы, содержащей двойную звезду Вольфа-Райе, является Апеп . Она выбрасывает огромное количество углеродной пыли, которую гонят их экстремальные звездные ветры. Поскольку две звезды вращаются друг вокруг друга, пыль окутывается светящимся сажевым хвостом.

Все самые горячие невырожденные звезды (самые горячие из них) являются звездами Вольфа-Райе, самая горячая из которых — WR 102 , температура которой, по-видимому, достигает 210 000 К, за ней следует WR 142 , температура которой составляет около 200 000 К. LMC195-1 , расположенная в Большом Магеллановом Облаке , должна иметь похожую 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 магнитная массивная известная звезда и как первая известная магнитная звезда Вольфа-Райе. [104]

Лишь немногие планетарные туманности имеют центральные звезды типа WR, но значительное число известных планетарных туманностей их имеют.

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Murdin, P. (2001). "Wolf, Charles JE (1827–1918)". Энциклопедия астрономии и астрофизики . стр. 4101. Bibcode :2000eaa..bookE4101.. ISBN 978-0333750889.
  2. ^ Хаггинс, У.; Хаггинс, миссис (1890). «О ярких звездах Вольфа и Райе в созвездии Лебедя». Труды Лондонского королевского общества . 49 (296–301): 33–46. doi :10.1098/rspl.1890.0063. S2CID  120014472.
  3. ^ Фаулер, А. (декабрь 1912 г.). «Наблюдения основных и других серий линий в спектре водорода (пластины 2–4)». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 73 (2): 62–63. Bibcode : 1912MNRAS..73...62F. doi : 10.1093/mnras/73.2.62 .
  4. ^ Райт, WH (1914). «Связь между звездами Вольфа–Райе и планетарными туманностями». The Astrophysical Journal . 40 : 466. Bibcode : 1914ApJ....40..466W. doi : 10.1086/142138 .
  5. ^ ab Beals, CS (1929). «О природе излучения Вольфа–Райе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 90 (2): 202–212. Bibcode : 1929MNRAS..90..202B. doi : 10.1093/mnras/90.2.202 .
  6. ^ abc Beals, CS (1940). «О физических характеристиках звезд Вольфа–Райе и их связи с другими объектами раннего типа (с таблицами VIII, IX)». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 34 : 169. Bibcode :1940JRASC..34..169B.
  7. ^ Beals, CS (1930). "Звезды Вольфа–Райе". Публикации Астрофизической обсерватории Доминиона . 4 : 271–301. Bibcode :1930PDAO....4..271B.
  8. ^ Beals, CS (1933). «Классификация и температуры звезд Вольфа–Райе». Обсерватория . 56 : 196–197. Bibcode : 1933Obs....56..196B.
  9. ^ Swings, P. (1942). "Спектры звезд Вольфа–Райе и связанных с ними объектов". The Astrophysical Journal . 95 : 112. Bibcode : 1942ApJ....95..112S. doi : 10.1086/144379. hdl : 2268/72172 .
  10. ^ Starrfield, S. ; Cox, AN; Kidman, RB; Pensnell, WD (1985). "Анализ нерадиальных пульсаций центральной звезды планетарной туманности K1-16". Astrophysical Journal . 293 : L23. Bibcode :1985ApJ...293L..23S. doi :10.1086/184484.
  11. ^ Sanduleak, N. (1971). "О звездах с сильным излучением OVI". The Astrophysical Journal . 164 : L71. Bibcode : 1971ApJ...164L..71S. doi : 10.1086/180694 .
  12. ^ ab Barlow, MJ; Hummer, DG (1982). Звезды Вольфа–Райе WO . Звезды Вольфа–Райе: наблюдения, физика, эволюция. Том 99. Косумель, Мексика: Международный астрономический союз . стр. 387–392. Bibcode : 1982IAUS...99..387B. doi : 10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN 978-90-277-1470-1.
  13. ^ Акер, А.; Нейнер, К. (2003). "Количественная классификация ядер WR планетарных туманностей". Астрономия и астрофизика . 403 (2): 659. Bibcode :2003A&A...403..659A. doi : 10.1051/0004-6361:20030391 .
  14. ^ ab Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с помощью обратной связи». The Astrophysical Journal . 679 (2): 1467–1477. arXiv : 0802.1742 . Bibcode :2008ApJ...679.1467S. doi :10.1086/586885. S2CID  15529810.
  15. ^ abcd Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. (2012). "Звезды Галактического WC". Астрономия и астрофизика . 540 : A144. arXiv : 1201.6354 . Bibcode : 2012A&A...540A.144S. doi : 10.1051/0004-6361/201117830. S2CID  119182468.
  16. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд O». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P.
  17. ^ Хайнц, Вульф Д. (1978). «Двойные компоненты типа Вольфа-Райе». Двойные звезды . стр. 144–145. doi :10.1007/978-94-009-9836-0_52. ISBN 978-90-277-0886-1.
  18. ^ Beals, CS (1933). «Классификация и температуры звезд Вольфа–Райе». Обсерватория . 56 : 196. Bibcode : 1933Obs....56..196B.
  19. ^ abcdefghijk van der Hucht, Karel A. (2001). "VII-й каталог галактических звезд Вольфа–Райе". New Astronomy Reviews . 45 (3): 135–232. Bibcode :2001NewAR..45..135V. doi :10.1016/S1387-6473(00)00112-3.
  20. ^ abcde Crowther, PA; de Marco, O.; Barlow, MJ (1998). «Количественная классификация звезд WC и WO». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 296 (2): 367–378. Bibcode : 1998MNRAS.296..367C. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x . ISSN  0035-8711.
  21. ^ ab Smith, Lindsey F. (1968). «Пересмотренная система спектральной классификации и новый каталог галактических звезд Вольфа–Райе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 138 : 109–121. Bibcode :1968MNRAS.138..109S. doi : 10.1093/mnras/138.1.109 .
  22. ^ Crowther, PA; Smith, LJ (1997). "Фундаментальные параметры звезд Вольфа–Райе. VI. Звезды Большого Магелланова Облака WNL". Астрономия и астрофизика . 320 : 500. Bibcode :1997A&A...320..500C.
  23. ^ Конти, Питер С.; Мэсси, Филипп (1989). «Спектроскопические исследования звезд Вольфа–Райе. IV – Оптическая спектрофотометрия эмиссионных линий в галактических и больших звездах Магелланова Облака». The Astrophysical Journal . 337 : 251. Bibcode :1989ApJ...337..251C. doi : 10.1086/167101 .
  24. ^ abcd Смит, LF; Майкл, SM; Моффат, AFJ (1996). "Трехмерная классификация звезд WN". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 281 (1): 163–191. Bibcode : 1996MNRAS.281..163S. doi : 10.1093/mnras/281.1.163 .
  25. ^ Кингсбург, Р. Л.; Барлоу, М. Дж.; Стори, П. Дж. (1995). «Свойства звезд WO Вольфа–Райе». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Bibcode : 1995A&A...295...75K. ISSN  0004-6361.
  26. ^ Смит, Дж. Д. Т.; Хоук, Дж. Р. (2001). «Спектральный обзор звезд Вольфа–Райе в среднем инфракрасном диапазоне». The Astronomical Journal . 121 (4): 2115–2123. Bibcode : 2001AJ....121.2115S. doi : 10.1086/319968 . S2CID  122617193.
  27. ^ abcd Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа–Райе». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ARA&A..45..177C. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  28. ^ ab Hamann, Wolf-Rainer (1996). "Спектральный анализ и модели атмосфер центральных звезд WR". Приглашенный доклад. Астрофизика и космическая наука . 238 (1): 31. Bibcode :1996Ap&SS.238...31H. doi :10.1007/BF00645489. S2CID  118326865.
  29. ^ Тодт, Х.; и др. (2010). "Центральная звезда планетарной туманности PB 8: ветер типа Вольфа–Райе необычного химического состава WN/WC". Астрономия и астрофизика . 515 : A83. arXiv : 1003.3419 . Bibcode : 2010A&A...515A..83T. doi : 10.1051/0004-6361/200912183. S2CID  118684886.
  30. ^ Miszalski, B.; et al. (2012). «IC 4663: первая недвусмысленная [WN] центральная звезда Вольфа–Райе планетарной туманности». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Bibcode : 2012MNRAS.423..934M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID  10264296.
  31. ^ Тодт, Х.; и др. (2013). «Abell 48 – редкая центральная звезда WN-типа планетарной туманности». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 430 (3): 2301–2312. arXiv : 1301.1944 . Bibcode : 2013MNRAS.430.2302T. doi : 10.1093/mnras/stt056 . S2CID  118527324.
  32. ^ Фрю, Дэвид Дж.; и др. (2014). «Планетарная туманность Эйбелл 48 и ее [WN] ядро». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 440 (2): 1345–1364. arXiv : 1301.3994 . Bibcode : 2014MNRAS.440.1345F. doi : 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 . Kluwer Academic Publishers. стр. 91. Bibcode : 1997IAUS..180...91H.
  34. ^ Liu, Q.-Z.; Hu, J.-Y.; Hang, H.-R.; Qiu, Y.-L.; Zhu, Z.-X.; Qiao, Q.-Y. (2000). "Сверхновая 1998S в NGC 3877: Еще одна сверхновая со звездой Вольфа–Райе в предмаксимальном спектре" (PDF) . Серия приложений к астрономии и астрофизике . 144 (2): 219–225. Bibcode :2000A&AS..144..219L. doi :10.1051/aas:2000208. S2CID  8496705.
  35. ^ Гро, Хосе Х. (2014). «Ранние спектры сверхновых и их ветры-предшественники». Астрономия и астрофизика . 572 : L11. arXiv : 1408.5397 . Bibcode : 2014A&A...572L..11G. doi : 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". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (2): 1311. arXiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011MNRAS.416.1311C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID  118455138.
  37. ^ Walborn, NR (1982). "Звезды O3". Astrophysical Journal . 254 : L15. Bibcode : 1982ApJ...254L..15W. doi : 10.1086/183747 .
  38. ^ Уолборн, НР (1982). «Окружные звездные оболочки Ofpe/WN9 в Большом Магеллановом Облаке». Astrophysical Journal . 256 : 452. Bibcode : 1982ApJ...256..452W. doi : 10.1086/159922.
  39. ^ Смит, Л. Дж.; Кроутер, П. А.; Принья, Р. К. (1994). «Исследование яркого голубого кандидата в переменные звезды He 3-519 и окружающей его туманности». Астрономия и астрофизика . 281 : 833. Bibcode : 1994A&A...281..833S.
  40. ^ Crowther, PA; Bohannan, B. (1997). "Различие между звездами OIafpe и WNLha. Спектральный анализ HD 151804, HD 152408 и HDE 313846". Астрономия и астрофизика . 317 : 532. Bibcode : 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 Neugent, Kathryn F; Massey, Philip; Morrell, Nidia (2018). «Современный поиск звезд Вольфа–Райе в Магеллановых облаках. IV. Окончательная перепись». The Astrophysical Journal . 863 (2): 181. arXiv : 1807.01209 . Bibcode :2018ApJ...863..181N. doi : 10.3847/1538-4357/aad17d . S2CID  118988083.
  43. ^ Робертс, М. С. (1962). «Галактическое распределение звезд Вольфа–Райе». The Astronomical Journal . 67 : 79. Bibcode : 1962AJ.....67...79R. doi : 10.1086/108603.
  44. ^ Кэмпбелл, WW (1895). "Звезды, спектры которых содержат как яркие, так и темные линии водорода". The Astrophysical Journal . 2 : 177. Bibcode :1895ApJ.....2..177C. doi : 10.1086/140127 .
  45. ^ Гапошкин, Сесилия Пейн (1930). Звезды высокой светимости . Монографии Гарвардской обсерватории. Т. 3. С. 1. Bibcode :1930HarMo...3....1P.
  46. ^ Флеминг, Уильямина Патон Стивенс; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Звезды, имеющие странные спектры». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (6): 165. Bibcode : 1912AnHar..56..165F.
  47. ^ Ван дер Хухт, Карел А .; Конти, Питер С.; Лундстрём, Ингемар; Стенхольм, Бьёрн (1981). «Шестой каталог галактических звёзд Вольфа–Райе, их прошлое и настоящее». Space Science Reviews . 28 (3): 227–306. Bibcode : 1981SSRv...28..227V. doi : 10.1007/BF00173260. S2CID  121477300.
  48. ^ ab Van Der Hucht, KA (2006). «Новые галактические звезды Вольфа–Райе и кандидаты». Астрономия и астрофизика . 458 (2): 453–459. arXiv : astro-ph/0609008 . Bibcode : 2006A&A...458..453V. doi : 10.1051/0004-6361:20065819. S2CID  119104786.
  49. ^ ab Shara, Michael M.; Faherty, Jacqueline K .; Zurek, David; Moffat, Anthony FJ; Gerke, Jill; Doyon, René; Artigau, Etienne; Drissen, Laurent (2012). "A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf–Rayet Stars. Ii. Going Fainter: 71 More New WR Stars". The Astronomical Journal . 143 (6): 149. arXiv : 1106.2196 . Bibcode : 2012AJ....143..149S. doi : 10.1088/0004-6256/143/6/149. S2CID  119186111.
  50. ^ ab "Каталог звезд Вольфа-Райе". pacrowther.staff.shef.ac.uk . Получено 06.01.2024 .
  51. ^ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). "Четвертый каталог звезд населения I Вольфа–Райе в Большом Магеллановом Облаке". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 137 : 117–145. Bibcode :1999A&AS..137..117B. doi : 10.1051/aas:1999240 .
  52. ^ Брейсахер, Дж. (1981). «Спектральная классификация звезд Вольфа–Райе в Большом Магеллановом Облаке». Приложение к Astronomy and Astrophysics . 43 : 203. Bibcode : 1981A&AS...43..203B.
  53. ^ Хайних, Р.; Рюлинг, У.; Тодт, Х.; Оскинова, Л.М.; Лиерманн, А.; Грефенер, Г.; Фёлльми, К.; Шнурр, О.; Хаманн, В.-Р. (2014). "Звезды Вольфа–Райе в Большом Магеллановом Облаке. Комплексный анализ класса WN". Астрономия и астрофизика . 565 : A27. arXiv : 1401.5474 . Bibcode : 2014A&A...565A..27H. doi : 10.1051/0004-6361/201322696. S2CID  55123954.
  54. ^ Azzopardi, M.; Breysacher, J. (1979). "Поиск новых звезд Вольфа–Райе в Малом Магеллановом Облаке". Астрономия и астрофизика . 75 : 120. Bibcode :1979A&A....75..120A.
  55. ^ Massey, Philip; Olsen, KAG; Parker, J. Wm. (2003). «Открытие 12-й звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (813): 1265–1268. arXiv : astro-ph/0308237 . Bibcode : 2003PASP..115.1265M. doi : 10.1086/379024. S2CID  15609362.
  56. ^ Мэсси, Филипп; Даффи, Ален С. (2001). «Поиск звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». The Astrophysical Journal . 550 (2): 713–723. arXiv : astro-ph/0010420 . Bibcode : 2001ApJ...550..713M. doi : 10.1086/319818. S2CID  1579181.
  57. ^ Bonanos, AZ; Lennon, DJ; Köhlinger, F.; Van Loon, J. Th.; Massa, DL; Sewilo, M.; Evans, CJ; Panagia, N.; Babler, BL; Block, M.; Bracker, S.; Engelbracht, CW; Gordon, KD; Hora, JL; Indebetouw, R.; Meade, MR; Meixner, M.; Misselt, KA; Robitaille, TP; Shiao, B.; Whitney, BA (2010). "Spitzersage-Smc Infrared Photometry of Massive Stars in the Small Magellanic Cloud". The Astronomical Journal . 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, PA (2015). «Пространственное распределение звезд Вольфа–Райе в Галактике и его влияние на мировое население». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (3): 2322–2347. arXiv : 1412.0699 . Bibcode : 2015MNRAS.447.2322R. doi : 10.1093/mnras/stu2525 . S2CID  28747394.
  59. ^ Shara, Michael M.; Moffat, Anthony FJ; Gerke, Jill; Zurek, David; Stanonik, Kathryn; Doyon, René; Artigau, Etienne; Drissen, Laurent; Villar-Sbaffi, Alfredo (2009). "A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf–Rayet Stars. I. Methods and First Results: 41 New Wr Stars". The Astronomical Journal . 138 (2): 402–420. arXiv : 0905.1967 . Bibcode : 2009AJ....138..402S. doi : 10.1088/0004-6256/138/2/402. S2CID  118370109.
  60. ^ Нейджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филипп (2011). «Содержимое Вольфа–Райе в M33». The Astrophysical Journal . 733 (2): 123. arXiv : 1103.5549 . Bibcode :2011ApJ...733..123N. doi :10.1088/0004-637X/733/2/123. S2CID  118507918.
  61. ^ Нейджент, Кэтрин Ф.; Мэсси, Филипп; Джорджи, Сирил (2012). «Содержимое Вольфа–Райе в M31». The Astrophysical Journal . 759 (1): 11. arXiv : 1209.1177 . Bibcode : 2012ApJ...759...11N. doi : 10.1088/0004-637X/759/1/11. S2CID  118620069.
  62. ^ Бибби, Джоанн; Шара, М. (2012). «Исследование популяции Вольфа–Райе M101 с использованием космического телескопа Хаббл». Американское астрономическое общество . 219 : #242.13. Bibcode : 2012AAS...21924213B.
  63. ^ Shara, Michael M.; Bibby, Joanne L.; Zurek, David; Crowther, Paul A.; Moffat, Anthony FJ; Drissen, Laurent (2013-12-01). "Обширная популяция звезд Вольфа-Райе и красных сверхгигантов в M101. I. Мотивация и первые результаты". The Astronomical Journal . 146 (6): 162. arXiv : 1302.6631 . Bibcode :2013AJ....146..162S. doi :10.1088/0004-6256/146/6/162. ISSN  0004-6256.
  64. ^ Schaerer, Daniel; Vacca, William D. (1998). «Новые модели для популяций звезд Вольфа-Райе и O в молодых вспышках звездообразования». The Astrophysical Journal . 497 (2): 618–644. arXiv : astro-ph/9711140 . Bibcode : 1998ApJ...497..618S. doi : 10.1086/305487. S2CID  10201971.
  65. ^ Хаманн, В.-Р.; Грефенер, Г.; Лиерманн, А. (2006). «Звезды Галактики WN». Астрономия и астрофизика . 457 (3): 1015–1031. arXiv : astro-ph/0608078 . Bibcode : 2006A&A...457.1015H. doi : 10.1051/0004-6361:20065052. S2CID  18714731.
  66. ^ Barniske, A.; Hamann, W.-R.; Gräfener , G. (2006). "Звезды Вольфа–Райе углеродной последовательности". Серия конференций ASP . 353. Астрономическое общество Тихого океана : 243. Bibcode : 2006ASPC..353..243B.
  67. ^ abcde Sander, AAC; Hamann, W. -R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, LM (2019). "Галактические звезды WC и WO. Влияние пересмотренных расстояний от Gaia DR2 и их роль как предшественников массивных черных дыр". Astronomy and Astrophysics . 621 : A92. arXiv : 1807.04293 . Bibcode :2019A&A...621A..92S. doi :10.1051/0004-6361/201833712. S2CID  67754788.
  68. ^ Tylenda, R.; Acker, A.; Stenholm, B. (1993). "Ядра Вольфа–Райе планетарных туманностей – наблюдения и классификация". Приложение к астрономии и астрофизике . 102 : 595. Bibcode : 1993A&AS..102..595T.
  69. ^ ab Hainich, R.; Pasemann, D.; Todt, H.; Shenar, T.; Sander, A.; Hamann, W.-R. (2015). "Звезды Вольфа–Райе в Малом Магеллановом Облаке. I. Анализ одиночных звезд WN". Astronomy & Astrophysics . 581 : A21. arXiv : 1507.04000 . Bibcode :2015A&A...581A..21H. doi :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. ^ Foellmi, C.; Moffat, AFJ; Guerrero, MA (2003). "Двойные системы Вольфа–Райе в Магеллановых Облаках и их влияние на эволюцию массивных звезд – I. Малое Магелланово Облако". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 338 (2): 360–388. Bibcode : 2003MNRAS.338..360F. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x . S2CID  124628247.
  72. ^ Фрю, Дэвид Дж.; Паркер, Квентин А. (2010). «Планетарные туманности: наблюдательные свойства, имитации и диагностика». Публикации Астрономического общества Австралии . 27 (2): 129–148. arXiv : 1002.1525 . Bibcode :2010PASA...27..129F. doi :10.1071/AS09040. S2CID  59429975.
  73. ^ Конти, Питер С.; Вакка, Уильям Д. (1994). "УФ-визуализация областей звездообразования в галактике Вольфа–Райе He 2-10 с помощью телескопа HST: недавно сформированные шаровые скопления?". Astrophysical Journal Letters . 423 : L97. Bibcode :1994ApJ...423L..97C. doi : 10.1086/187245 .
  74. ^ Лейтерер, Клаус; Вакка, Уильям Д.; Конти, Питер С.; Филиппенко, Алексей В.; Роберт, Кармель ; Сарджент, Уоллес Л. В. (1996). "Ультрафиолетовое изображение и спектроскопия яркой вспышки звездообразования в галактике Вольфа–Райе NGC 4214 с помощью космического телескопа Хаббл". Astrophysical Journal . 465 : 717. Bibcode : 1996ApJ...465..717L. doi : 10.1086/177456 .
  75. ^ Кэмпбелл, WW (1894). «Звезды Вольфа–Райе». Астрономия и астрофизика . 13 : 448. Bibcode : 1894AstAp..13..448C.
  76. ^ Занстра, Х.; Венен, Дж. (1950). "О физических процессах в звездах Вольфа–Райе. Статья 1: Звезды Вольфа–Райе и гипотеза Билса о чистой рекомбинации (Errata: 11 357)". Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 11 : 165. Bibcode :1950BAN....11..165Z.
  77. ^ Лимбер, Д. Нельсон (1964). «Феномен Вольфа–Райе». The Astrophysical Journal . 139 : 1251. Bibcode : 1964ApJ...139.1251L. doi : 10.1086/147863.
  78. ^ Андерхилл, Энн Б. (1968). «Звезды Вольфа–Райе». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 6 : 39–78. Bibcode : 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. Bibcode :1960PDAO...11..209U.
  80. ^ Сахаде, Дж. (1958). «О природе звезд Вольфа–Райе». Обсерватория . 78 : 79. Bibcode :1958Obs....78...79S.
  81. ^ Вестерлунд, BE; Смит, LF (1964). «Звезды Ворльфа–Райе в Большом Магеллановом Облаке». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 128 (4): 311–325. Bibcode : 1964MNRAS.128..311W. doi : 10.1093/mnras/128.4.311 .
  82. ^ ab Эбботт, Дэвид К.; Конти, Питер С. (1987). «Звезды Вольфа–Райе». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 25 : 113–150. Bibcode :1987ARA&A..25..113A. doi :10.1146/annurev.aa.25.090187.000553.
  83. ^ Пачинский, Б. (1967). "Эволюция тесных двойных. V. Эволюция нассивных двойных и образование звезд Вольфа–Райе". Acta Astronomica . 17 : 355. Bibcode : 1967AcA....17..355P.
  84. ^ Нугис, Т.; Ламерс, HJGLM (2000). "Скорости потери массы звезд Вольфа–Райе как функция звездных параметров". Астрономия и астрофизика . 360 : 227. Bibcode : 2000A&A...360..227N.
  85. ^ Хамфрис, Р. М. (1991). Связь Вольфа–Райе – яркие голубые переменные и эволюционировавшие сверхгиганты (обзор) . 143-й симпозиум Международного астрономического союза . Т. 143. С. 485. Bibcode : 1991IAUS..143..485H.
  86. ^ abcd Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Сирил; Экстрём, Сильвия (2013). "Фундаментальные свойства коллапсирующих сверхновых и предшественников гамма-всплесков: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью". Астрономия и астрофизика . 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode :2013A&A...558A.131G. doi :10.1051/0004-6361/201321906. S2CID  84177572.
  87. ^ ab Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». The Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H. doi : 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. ^ Tramper, Frank (2013). "Природа звезд WO: спектроскопия DR1 на VLT/X-Shooter". Massive Stars: From Alpha to Omega : 187. arXiv : 1312.1555 . Bibcode :2013msao.confE.187T.
  90. ^ ab Элдридж, Джон Дж.; Фрейзер, Морган; Смартт, Стивен Дж.; Маунд, Джастин Р.; Крокетт, Р. Марк (2013). «Смерть массивных звезд – II. Наблюдательные ограничения на предшественников сверхновых типа Ibc». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (1): 774–795. arXiv : 1301.1975 . Bibcode : 2013MNRAS.436..774E. doi : 10.1093/mnras/stt1612 . S2CID  118535155.
  91. ^ Гро, Хосе; Мейне, Жорж; Экстром, Сильвия; Георгий, Сирил (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Невращающаяся звезда 60 Msun от нулевой главной последовательности до стадии, предшествующей сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Bibcode : 2014A&A...564A..30G. doi : 10.1051/0004-6361/201322573. S2CID  118870118.
  92. ^ Oberlack, U.; Wessolowski, U.; Diehl, R.; Bennett, K.; Bloemen, H.; Hermsen, W.; Knödlseder, J.; Morris, D.; Schönfelder, V.; von Ballmoos, P. (2000). "COMPTEL limits on 26Al 1.809 MeV line emit from gamma2 Velorum". Астрономия и астрофизика . 353 : 715. arXiv : astro-ph/9910555 . Bibcode : 2000A&A...353..715O.
  93. ^ Баннерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Сынгён (2012). «Появление суперканонических звёзд в скоплениях звездообразования типа R136». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 426 (2): 1416–1426. arXiv : 1208.0826 . Bibcode : 2012MNRAS.426.1416B. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID  119202197.
  94. ^ Mauerhan, Jon C.; Smith, Nathan; Van Dyk, Schuyler D.; Morzinski, Katie M.; Close, Laird M.; Hinz, Philip M.; Males, Jared R.; Rodigas, Timothy J. (2015). "Multiwavelength Observations of NaSt1 (WR 122): Equatorial Mass Loss and X-rays from an Interacting Wolf–Rayet Binary". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 1502 (3): 1794. arXiv : 1502.01794 . Bibcode : 2015MNRAS.450.2551M. doi : 10.1093/mnras/stv257 . S2CID  40573971.
  95. ^ Dessart, Luc; Hillier, D. John; Livne, Eli; Yoon, Sung-Chul; Woosley, Stan; Waldman, Roni; Langer, Norbert (2011). "Core-collapse explosions of Wolf–Rayet stars and the connection to Type IIb/Ib/Ic supernovae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (4): 2985. arXiv : 1102.5160 . Bibcode :2011MNRAS.414.2985D. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x . S2CID  119257348.
  96. ^ Гро, Хосе Х.; Георгий, Сирил; Экстрём, Сильвия (2013). «Прародители сверхновой Ibc: одиночная звезда Вольфа–Райе как возможный прародитель SN Ib iPTF13bvn». Астрономия и астрофизика . 558 : L1. arXiv : 1307.8434 . Bibcode : 2013A&A...558L...1G. doi : 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 космической науки. Том 457. С. 1–56. arXiv : 1806.07267 . doi :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. doi : 10.22323/1.206.0009 .
  99. ^ Килпатрик, Чарльз Д.; Такаро, Тайлер; Фоли, Райан Дж.; Лейблер, Камилла Н.; Пан, Йен-Чен; Кэмпбелл, Рэндалл Д.; Якобсон-Галан, Уинн В.; Льюис, Хилтон А.; Лайк, Джеймс Э.; Макс, Клэр Э.; Медальон, София А.; Рест, Армин (2018). "Потенциальный прародитель сверхновой типа Ic 2017ein". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (2): 2072–2084. arXiv : 1808.02989 . Bibcode : 2018MNRAS.480.2072K. doi : 10.1093/mnras/sty2022 . S2CID  73695137.
  100. ^ Гал-Ям, А.; Брух, Р.; Шульце, С.; Янг, И.; Перли, ДА; Ирани, И.; Соллерман, Дж.; Кул, Э.К.; Суманьяк, М.Т.; Ярон, О.; Стротьоханн, Н.Л. (13.01.2022). «Звезда WC/WO взрывается внутри расширяющейся углеродно-кислородно-неоновой туманности». Nature . 601 (7892): 201–204. arXiv : 2111.12435 . Bibcode :2022Natur.601..201G. doi :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 – The Open Supernova Catalog". Архивировано из оригинала 2022-02-09 . Получено 2022-02-09 .
  103. ^ Акер, А.; Нейнер, К. (2003). «Количественная классификация ядер WR планетарных туманностей». Астрономия и астрофизика . 403 (2): 659–673. Bibcode :2003A&A...403..659A. doi : 10.1051/0004-6361:20030391 .
  104. ^ Шенар, Томер (15.11.2022). HD 45166: Первая магнитная звезда Вольфа-Райе. doi :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

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Звезды Вольфа-Райе» .