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.
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]
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]
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]
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]
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.
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]
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]
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]
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]
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]
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]
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]
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]
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.
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]
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]
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]
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.
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.