ВО́ЛЬФА-РАЙЕ́ ЗВЁЗДЫ


ВОЛЬФА-РАЙЕ ЗВЁЗДЫ (WR) — горячие звёзды очень высокой светимости, с яркими и широкими спектральными линиями водорода, нейтрального и ионизованного гелия, а также азота, углерода, кислорода в разных стадиях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Открыты в 1867 г. франц. учёными Ш. Вольфом и Ж. Райе.

Ширины линий в спектрах В.- Р. з. достигают , а интенсивности в центре линий иногда в 10- 20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью В.- Р. з., наряду с огромными ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, явл. одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума (цветовая температура непрерывного излучения в видимой области спектра ~10-20 тыс. К) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации, соответствующих темп-ре до 100 тыс. К. Абс. звёздные величины В.- Р. з. достигают -6,8m.

Спектры, характерные для В.- Р. з., имеют также ядра нек-рых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классич.» В.- Р. з. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя нек-рое время после вспышки.

В нашей Галактике известно ок. 160 В.- Р. з. (всего в Галактике должно существовать ~103 В.- Р. з.). Пространственная плотность их числа быстро растёт с приближением к плоскости Галактики (ср. высота z В.- Р. з. над галактич. плоскостью > 85 пк). В.- Р. з. открыты также и в др. галактиках — известно ~100 В.- Р. з. в Большом Магеллановом Облаке, ~10 — в Малом Магеллановом Облаке и ок. 30 — в Туманности Андромеды.

В.- Р. з. подразделяются на две последовательности: азотную (WN) и углеродную (WC). В спектрах В.- Р. з. первой последовательности в основном содержатся линии азота, а в спектрах второй — линии углерода и кислорода. В спектрах звёзд обеих последовательностей присутствуют линии гелия и водорода, однако линии водорода слабы и оценки относительного хим. состава неизменно показывают, что атомов водорода в атмосферах В.- Р. з. в неск. раз меньше, чем атомов гелия. Пока не ясно, что явл. причиной разделения В.- Р. з. на последовательности WN и WC — реальное различие хим. состава или различие в структуре и темп-ре атмосфер В.- Р. з.

Около половины В.- Р. з. входит в состав тесных двойных систем со спутниками — массивными звёздами спектральных классов О — В. Нек-рые В.- Р. з., расположенные в центрах кольцевых туманностей или имеющие большие z (ранее считавшиеся одиночными), по-видимому, также явл. двойными с маломассивными (~) спутниками.

Из анализа около полутора десятков спектрально-двойных (см. Двойные звёзды) В.- Р. з. со спутниками — звёздами спектр. классов О — В (WR + OВ) — найдено, что массы В.- Р. з. в среднем близки к .У трёх В.- Р. з. азотной последовательности массы оказались равными приблизительно 30, 45 и , a у одной звезды углеродной последовательности . В большинстве известных систем WR + ОВ массы В.- Р. з. меньше масс спутников (известно три случая, когда масса В.- Р. з. превышает массу спутника ОВ).

Спектроскопич. данные свидетельствуют о том, что из В.- Р. з. происходит мощное истечение вещества. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям истечения >1000-2000 км/с, что при ср. характеристиках этих звёзд превышает параболическую скорость (т. е. звезда теряет вещество). Нек-рые эмиссионные линии имеют абсорбционные компоненты с коротковолновой стороны, что свидетельствует в пользу модели радиального истечения вещества. Скорость потери массы В.- Р. з., оцениваемая из анализа спектроскопич. данных, составляет в год. Эта оценка сильно зависит от принятой модели истечения (ускоренное, замедленное) и от локализации областей формирования эмиссионных линий в протяжённой атмосфере. Анализ изменения периода двойной системы V 444 Cyg с В.- Р. з. WN5 (см. Спектральные классы) дал возможность прямо оценить скорость потери массы. Она оказалась равной (1,1 + 0,2) — в год.

Наиболее надёжные сведения о радиусах, темп-pax и болометрич. светимостях В.- Р. з. удаётся получить из анализа излучения затменных двойных систем, для к-рых можно отделить излучение протяжённой атмосферы от излучения собственно звезды («ядра») В.-Р. з. и для к-рых получаемые результаты не зависят от межзвёздного поглощения. Исследования затмений в двойной системе V 444 Cyg в широком диапазоне спектра() показали, что радиус «ядра» WN5 (определяемый по уровню, на к-ром радиальная оптическая толща в УФ-области спектра равна единице) близок к , а его цветовая и яркостная температура >90000 К. Соответствующая болометрич. светимость звезды равна 2.

1039 эрг/с (т. е. в 106 раз превышает светимость Солнца) и близка к критической светимости для гелиевой звезды массой . При этом цветовая темп-pa излучения протяженной атмосферы в видимой области спектра всего >7000 К. Цветовая темп-pa излучения всего диска WN5, определяемая в основном низкотемпературным излучением протяжённой атмосферы (переработанное в атмосфере излучение горячего ядра), >20000 К для УФ-диапазона и >8000К для ИК-диапазона. Т. о., излучение всего диска WN5 представляет собой суперпозицию излучений с сильно различающимися темп-рами (на порядок величины).

Для выяснения механизма возбуждения эмиссионного линейчатого спектра явл. важным определение электронной температуры Те в протяжённых атмосферах В.- Р. з. Поскольку в протяжённой атмосфере отсутствует локальное термодинамическое равновесие, кинетич. темп-pa электронов может сильно отличаться от темп-ры выходящего излучения. Значение электронной темп-ры Те, полученное из анализа затмений в ИК-диапазоне спектра в двойной системе V 444Cyg, оказалось сравнительно низким (Te>50000 К) и убывает с высотой в протяжённой атмосфере В.- Р. з. Это вместе с высокой темп-рой ядра (>9.

104 К) явл. веским аргументом в пользу рекомбинац. механизма возбуждения эмиссионных линий (см. Рекомбинация) — флуоресцентной переработки в протяжённой атмосфере коротковолнового излучения горячего «ядра».

На Герцшпрунга — Ресселла диаграмме В.-Р. з. с наиболее надёжно определёнными характеристиками лежат в области между главной последовательностью и последовательностью однородных гелиевых звёзд. Это свидетельствует о том, что В.-Р. з. находятся на поздней стадии звёздной эволюции и уже прошли стадию главной последовательности (водород в них «выгорел», см. Эволюция звёзд). Тот факт, что менее массивные компоненты двойных систем WR + ОВ находятся на более поздней стадии эволюции, может быть объяснён гипотезой перемены ролей компонентов в результате обмена веществом при эволюции тесной двойной системы (см. Эволюция тесных двойных звёзд). Первоначально более массивный компонент двойной системы эволюционирует быстрее спутника и, расширяясь, после исчерпания водорода в ядре и загорания слоевого водородного источника заполняет свою полость Роша. Происходит быстрое (за время ~104 лет) перетекание значит. части вещества (до 70%) к спутнику. После потери водородной оболочки остаётся горячая гелиевая звезда с примесью водорода в наружных слоях (>20% по массе), к-рая становится В.- Р. з. Результаты детальных расчётов эволюции массивных тесных двойных, систем с обменом масс показали, что содержание углерода в оболочке молодой В.-Р. з. может быть невелико по сравнению с содержанием азота в результате CNO-реакций (см. Ядерные реакции). По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые углеродом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни В.- Р. з. сравнительно невелико (~105-106 лет), по истощении ядерного топлива В.- Р. з. взрывается как сверхновая звезда, образуя релятивистский объект — нейтронную звезду или чёрную дыру. Поскольку взрывается менее массивный компонент двойной системы, распад системы маловероятен, она остаётся двойной. После выгорания водорода во втором компоненте и заполнения им полости Роша начинается аккреция вещества на релятивистский объект. Пока второй компонент близок к заполнению полости Роша, но не целиком заполняет её, тесная пара (двойная система с ОВ-сверхгигантом) наблюдается как «классический» рентг. источник. При заполнении своей полости Роша второй компонент истекает в столь высоком темпе, что аккреционный диск вокруг релятивистского объекта становится непрозрачным для рентг. излучения. При этом двойная система может (на 103- 104 лет) погрузиться в общую оболочку, после сброса к-рой остаётся молодая вторая В.- Р. з, азотной последовательности в паре с релятивистским объектом. Сброс оболочки вызывается динамич. торможением двойного ядра, в результате чего образуется кольцевая туманность, обтекаемая звёздным ветром В.- Р. з. Т. о., стадия В.- Р. з. в двойной системе может иметь место дважды — до стадии рентг. двойной системы и после этой стадии. Обнаружение признаков двойственности у В.-Р. з. в центрах кольцевых туманностей или имеющих большую высоту над галактич. плоскостью (к-рая может быть следствием импульса, полученного двойной системой при взрыве сверхновой) явл. серьёзным аргументом в пользу описанной схемы эволюции двойных В.- Р. з.

Др. возможный путь эволюции предложен для одиночных массивных В.- Р. з. Расчёты показывают, что эволюция массивной () звезды на стадии горения водорода происходит без существенной потери массы. На стадии горения гелия, т. е. после ухода в область красных сверхгигантов, устойчивость внеш. слоев звезды нарушается из-за избыточной светимости. В результате начинается мощное истечение вещества (до в год), образуется В.- Р. з., в окрестности к-рой должны оставаться большие () массы выброшенного газа.

Существует также мнение, что прародителями В.- Р. з. могут быть очень массивные звёзды Of. При этом образование В.-Р. з. связывается с потерей массы за счёт мощного звёздного ветра за время ядерной эволюции звёзд Of. Эта идея в деталях не разработана.

Т. о., данные наблюдений, в особенности данные по двойным звёздам, и теория эволюции двойных и одиночных звёзд позволяют считать, что В. — Р. з. плоской составляющей нашей Галактики представляют собой гелиевые остатки первоначально массивных звёзд, к-рые быстро «постарели» в результате интенсивной потери массы на определённом этапе эволюции. Особенности спектров В.-Р. з. связаны с наличием горячего «ядра» и протяжённой, расширяющейся со скоростями ~1000 км/с атмосферы, в к-рой формируются (в основном рекомбинационным механизмом) эмиссионные линии различных ионов и мощный сравнительно низкотемпературный непрерывный спектр.

Лит

.: Воронцов-Вельяминов В. А., Газовые туманности и новые звезды, М.- Л., 1948; Горбацкий В. Г., Минин И. Н., Нестационарные звезды, М., 1963; Рублев С. В., Черепащук А. М., Звезды Вольфа — Райе, в кн.: Явления нестационарности и звездная эволюция, М., 1974.

(А.М. Черепащук

)

Особенности

Ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 50 — 100 , а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью звёзд Вольфа — Райе, наряду с огромными ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, является одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума (цветовая температура непрерывного излучения в видимой области спектра ~10 — 20 тыс. ) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 ) потенциалами ионизации, соответствующих температуре до 100 тыс.

.

Спектры, характерные для звёзд Вольфа — Райе, имеют также ядра некоторых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классических» звёзд Вольфа — Райе. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя некоторое время после вспышки

.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: