Зорі Вольфа-Райє

Зорі Во́льфа — Райє́ (WR) — клас зір, для яких характерні дуже висока температура й світність та наявність у спектрі широких смуг випромінювання водню, гелію, а також вуглецю, азоту й кисню в різних ступенях іонізації (NIII—NV, CIII—CIV, OIII—OV). Ширина цих смуг може досягати 100 Å, а випромінювання в них може в 10–20 разів перевищувати випромінювання на ділянках неперервного спектру.

Знімок туманності M1-67 навколо зорі Вольфа—Райє WR 124 (кольори несправжні). Космічний телескоп «Габбл».

Загальний опис

Назву класу утворено від прізвищ двох французьких астрономів: Шарля Вольфа та Жоржа Райє, які 1867 року відкрили перші такі зорі.

Класичні зорі Вольфа — Райє (або зорі першої зоряної популяції) — це масивні зорі, які внаслідок еволюції повністю втратили свою зовнішню водневу оболонку; у їхніх ядрах відбувається ядерне горіння гелію або важчих елементів. Підтип зір Вольфа — Райє першої популяції, що має лінії водню в спектрі випромінювання, позначають WNh; це молоді, надзвичайно масивні зорі, в яких ще триває горіння водню у ядрі, в яких гелій та азот видимі на поверхні внаслідок сильного перемішування шарів та втрати маси через випромінення. В окрему групу зір зі спектром зір Вольфа — Райє виділяють центральні зорі планетарних туманностей (CSPNe), зорі, які під час свого перебування на головній послідовності були схожі на Сонце, але вже пройшли асимптотичне відгалуження гігантів, припинили ядерний синтез, скинули атмосферу й оголили вуглецево-кисневе ядро^{[][ ]}.

Усі зорі Вольфа — Райє є надзвичайно яскравими об'єктами внаслідок своєї високої температури — болометрична світність центральних зір планетарних туманностей у тисячі разів більша за світність Сонця; світність WR-зір першої популяції у сотні тисяч разів більша сонячної — та понад мільйон світності Сонця для зір^[] — хоча вони не дуже яскраві у видимому спектрі, оскільки більшість їх випромінювання припадає на ультрафіолетовий діапазон.

Класифікація

Зорі Вольфа — Райє поділяють на дві послідовності:

• Азотну (WN), в якій домінують лінії азоту (підкласи: WN2–WN10). Температура поверхні становить від 30 000 K (для зір класу WN9) до майже 100 000 K (для WN ранніх класів).
• Вуглецеву (WC), в якій переважають лінію вуглецю (WC4–WC10). Спектральні температури цих зір вищі: від 50 000 K (для WC9) до понад 100 000 K (для ранніх класів).

Вуглецева та азотна послідовності містять приблизно однакову кількість зір. Невелику кількість зір азотної послідовності, що мають досить потужні лінії вуглецю, виокремлюють у клас WN(C). Окремо виділяють також невелику кількість кисневих зір (WO). Невідомо, чим зумовлено поділ на послідовності — відмінностями у хімічному складі чи різницею в температурі й структурі зоряних атмосфер.

Розповсюдженість

У сьомому каталозі зір Вольфа — Райє налічується 226 об'єктів. Їх виявлено як у Чумацькому Шляху, так і в інших галактиках.

Зорі Вольфа — Райє входять до складу видимих неозброєним оком кратних систем ^[en] і ^[en]. Одна з наймасивніших відомих зір, R136a1 в емісійній туманності NGC 2070 також належить до цього класу.

Еволюція

Достеменно відомо, що 20 зір Вольфа — Райє входять до складу подвійних систем. Вважається, що до складу подвійних систем належить щонайменше 40 % зір Вольфа — Райє Чумацького Шляху. Деякі зорі, які раніше вважали окремими, імовірно також є подвійними (із маломасивними супутниками, ~1M_☉).

Зорі Вольфа — Райє інтенсивно втрачають речовину. Темп втрати маси становить 10⁻⁵–10⁻⁴ M_☉ на рік (для порівняння — Сонце втрачає приблизно 10⁻¹⁴ своєї маси щороку). Швидкість витікання речовини — 1000—2000 км/с.

Остаточної ясності щодо походження зір типу Вольфа — Райє не досягнуто. Однак можна стверджувати, що в нашій Галактиці це гелієві залишки масивних зір, які скинули значну частину маси на якомусь етапі своєї еволюції.

Характеристика

Об'єкти Вольфа — Райє включають класичні зорі Вольфа — Райє (WR), дуже масивні зорі (VMS), центральні зорі планетарних туманностей (CSPN) та наднові (SN). Маси WR зір варіюються у межах ${\displaystyle 5-60\;M_{\odot }}$, а температури поверхні — щонайменше у межах 25 000—100 000 К. Переважно локалізуються в областях спіральних рукавів та зонах іонізованого водню. Кількість зір Вольфа — Райє в нашій Галактиці становить, за оцінками, від тисячі до двох тисяч об'єктів. Окрім того, центральні зорі в планетарних туманностях демонструють також властивості WR об'єктів, але з меншими масами (${\displaystyle <1\;M_{\odot }}$) та світностями (${\displaystyle <3\cdot 10^{4}\;L_{\odot }}$) із домінуванням вузьких ліній у спектрі.
WR зоря — масивна зоря з високим темпом втрати маси (перевищує ${\displaystyle 10^{-5}M_{\odot }yr^{-1}}$), що спричинено постійним потужним зоряним вітром. Підкачка енергії у зоряний вітер відбувається через процес фотоіонізації інтенсивним УФ випромінюванням, яке виходить з центрального джерела. Також формування емісійних ліній відбувається за рахунок рекомбінацій, ударних та зв'язано-зв'язаних переходів. Зорі WR мають тривалість життя, як правило, не більше ${\displaystyle 10^{5}}$ років, тобто 10 % від тривалості життя зір класу O. В ядрах багатих на гелій зір підкласу WN відбувається горіння водню, а в ядрах багатих на вуглець зір WC горить гелій.

Першим каталогом WR зір був каталог Кемпбелла 1884 року, який налічував 55 об'єктів. Нині, сучасний каталог Galactic Wolf Rayet Catalogue v1.20 (січень, 2018^[]) включає 656 об'єктів.

Базові спостережувані характеристики

Спектр в глобальному WR зір характеризують двома параметрами: ефективною температурою поверхні ${\displaystyle T_{eff}}$, параметром густини вітру ${\displaystyle W_{\rho }}$. Перший параметр ${\displaystyle T_{eff}}$ визначається через закон Стефана-Больцмана: ${\displaystyle L=4\pi R_{*}^{2}\sigma T_{eff}^{4}}$, де ${\displaystyle L}$ — світність, ${\displaystyle R_{*}}$ — радіус зорі, ${\displaystyle \sigma \;}$ = 5.67 10⁻⁸ Вт/(м² К⁴) — стала Стефана — Больцмана. На практиці, ${\displaystyle T_{eff}}$ визначається з характеристик спектральних ліній шляхом розв'язування рівняння іонізаційної рівноваги. Другий параметр: ${\displaystyle W_{\rho }=\left({\frac {\dot {M}}{V_{\infty }}}\right)R_{C}^{-3/2}}$, де ${\displaystyle {\dot {M}}}$ — темп втрати маси, ${\displaystyle V_{\infty }}$ — кінцева швидкість вітру, ${\displaystyle R_{C}}$ — радіус ядра. Для визначення темпу втрати маси використовують наступне співвідношення, яке зв'язує спостережуваний потік електромагнітного випромінювання ${\displaystyle S_{\nu }}$ в радіодіапазоні (в Янських) власне з втратою речовини ${\displaystyle {\dot {M}}:}$

${\displaystyle S_{\nu }=23.2\left({\frac {{\dot {M}}z}{V_{\infty }\mu }}\right)^{-4/3}\left({\frac {\gamma g\nu }{d^{3}}}\right)^{2/3},}$

де ${\displaystyle d}$ — це відстань до WR зорі в кпк, ${\displaystyle z}$ — середній заряд іонів, ${\displaystyle \mu }$ — середня маса іонів (в а. о. м.), ${\displaystyle \gamma }$ — кількість електронів на один іон, ${\displaystyle \nu }$ — частота в Гц та ${\displaystyle g}$ — фактор Гаунта для вільно-вільних переходів. Це співвідношення і застосовують для потоку в інфрачервоній ділянці спектру з підстановкою швидкості меншою критичною, а також для ліній на оптичній та УФ ділянках. Вважається, що лінійна поляризація непевного спектра гарячих зір обумовлена розсіюванням фотонів зоряного походження на електронах у навколишньому середовищі, але, крім того, також додається вплив міжзоряного середовища.

Для характеристики ефективності втрати маси (як і число Рейнольдса у турбулентних течіях) застосовують так званий безрозмірний параметр продуктивності вітру ${\displaystyle \eta }$, як відношення імпульсу течії до імпульсу повного поглинання фотонів: ${\displaystyle \eta =\left({\frac {{\dot {M}}V_{\infty }}{L/c}}\right),}$ c — швидкість світла. Для зір класу O цей параметр не перевищує одиниці, а для WR зір доходить до ста. Значення більше одиниці вказує на багаторазове розсіяння фотонів, що призводить до передачі енергії вітру.

Більшість WR зір, окремих або подвійних, є тепловими рентгенівськими тепловими джерелами. Частка рентгенівського випромінювання для окремої зорі становить ${\displaystyle 10^{-7}}$ від загальної світності. Розігрів газу у вітрі до температур до ${\displaystyle 10^{6}-10^{7}}$ К відбувається за рахунок радіаційної нестійкості. Нагрів газу у подвійних системах є наслідком взаємодії вітрів від компонентів системи, що проявляється в періодичній змінності блиску в рентгенівській ділянці.

Лише чверть WR у вибраному діапазоні галактичних довгот асоціюється зі зоряними скупченнями та/або зонами H II. Розглядаючи весь Чумацький Шлях, 27 % зір WR згруповані у скупчення.

Металічність

Обертання мало вплив на еволюцію масивних зір при високій металічності, тому що швидкість обертання та ефективність процесу змішування сповільнюється через збільшення маси зоряних вітрів і втрати кутового моменту, і ці зорі стають зорями WR, коли гелій в їх центрі запалюється. Однак втрата маси, викликана сповільненням, яке зупиняє ефективне обертальне змішування, зменшується при меншій металічності. Масивні зорі зі швидким обертанням легко можуть перетворюватися на WR внаслідок дії механізму хімічно однорідної еволюції. Модель оптично товстих вітрів від зір Вольфа — Райє дає наступну пропорційність втрати маси від світності ${\displaystyle L}$ та металічності ${\displaystyle Z}$: ${\displaystyle {\dot {M}}\propto L^{\delta }Z^{\gamma }}$ з ${\displaystyle \delta =1.3}$ та ${\displaystyle \gamma =0.8-1.0}$.

Причому ці показники не залежать суттєвим чином від кінцевої швидкості зоряного вітру ${\displaystyle V_{\infty }}$.

Аналіз першої події детектування гравітаційних хвиль GW150914 дав чималі маси чорних дір, що вказує на те, що вони сформувалися з об'єктів із низькою металічністю ${\displaystyle Z}$. А зорі з нижчим ${\displaystyle Z}$, мають менший темп сповільнення обертання, а значить більше поточне значення швидкості обертання. Це є ключовим аспектом розуміння еволюції одиничних та подвійних масивних зір до колапсу.

Див. також

• Наднова
• Планетарна туманність

Джерела

1. Paul A Crowther (2007). . Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 45: 177—219. Архів оригіналу за 10 червня 2016. Процитовано 19 квітня 2012. (англ.)
2. Вольфа—Райє // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 84—85. — .
3. А.М. Черепащук. Вольфа-Райе звёзды // Физика космоса : ( )[рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
4. van der Hucht, К.А. (2001). The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars. New Astronomy Reviews. 45: 135—232. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3. {{}}: Cite має пусті невідомі параметри: |1= та |2= ()
5. Vink J. S. (2015). The True origin of Wolf-Rayet stars. arXiv:1510.00227.
6. Crowther P.A. (2008). Properties of Wolf-Rayet Stars. Massive Stars as Cosmic Engines Proceedings IAU Symposium No. 250.
7. Crowther P.A. (1 Sep 2015). Wolf-Rayet content of the Milky Way. arXiv:1509.00495. {{}}: |access-date= вимагає |url= ()
8. Murdin P. (2001). Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bristol: IOP Publishing and London: Nature Publishing. ISBN .
9. Rosslowe C. K.; Crowther P. A. (2017). A deep near-infrared spectroscopic survey of the Scutum-Crux arm for Wolf-Rayet stars. arXiv:1708.03582. doi:10.1093/mnras/stx2103.
10. Cui Zh.; Wang Zh.; Lu G.; Chen H.; Han Zh. (2018). A Study of Wolf-Rayet Stars Formed via Chemically Homogeneous Evolution. arXiv:1805.08397.
11. Graefener G.; Owocki S. P.; Grassitelli L.; Langer N. (2017). On the optically-thick winds of Wolf-Rayet stars. Astronomy & Astrophysics. 608 (A34). arXiv:1710.04543.
12. Vink J. S.; Harries T. J. (2017). Wolf-Rayet spin at low metallicity and its implication for Black Hole formation channels. Astronomy & Astrophysics. 603 (A120). arXiv:1703.09857.

• Galactic Wolf Rayet Catalog [ 6 жовтня 2021 у Wayback Machine.] — Каталог галактичних об'єктів Вольфа — Райє

Література

• Paul A Crowther (2007). . Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 45: 177—219. Архів оригіналу за 10 червня 2016. Процитовано 19 квітня 2012. (англ.)