Vlčí hvězda - Rayet

Wolf-Rayetovy hvězdy  jsou typem hvězd , které se vyznačují velmi vysokými teplotami a svítivostí a také přítomností jasných emisních čar různých prvků ve spektru. Tyto hvězdy jsou hmotné a mají tendenci být v pozdních fázích svého vývoje, obsahují málo vodíku, ale jsou bohaté na helium a vyzařují silné hvězdné větry . Jsou poměrně vzácné, koncentrují se směrem ke galaktické rovině a často se vyskytují v blízkých binárních systémech . Navíc tyto hvězdy vykazují proměnlivost .

Tato třída hvězd je pojmenována po astronomech Charlesi Wolfovi a Georges Rayetovi , kteří poprvé upozornili na vlastnosti spekter takových hvězd v roce 1867.

Vlastnosti

Klíčové vlastnosti

Wolf-Rayetovy hvězdy jsou většinou hmotné hvězdy v pozdních fázích evoluce , které ztratily téměř celý svůj vodíkový obal, ale jsou bohaté na helium a spalují ho ve svém jádru [1] [2] . Některé velmi hmotné hvězdy hlavní posloupnosti , které obsahují dostatek vodíku a spalují ho v jádře, mají podobné charakteristiky a jsou také klasifikovány jako Wolf-Rayetovy hvězdy (viz níže ) [3] [4] .

Wolf-Rayetovy hvězdy se vyznačují velmi vysokými efektivními teplotami  — od 25 do 200 tisíc K [5] [6] [7] a následně velmi vysokou svítivostí — absolutní velikost takových hvězd může dosahovat −7 m . Hmotnosti Wolf-Rayetových hvězd se pohybují od 5  M ⊙ , s průměrem 10  M ⊙ . Zároveň mají silný hvězdný vítr , jehož rychlost hmoty přesahuje 1000–2000 km/s, což vede ke ztrátě hmoty 10 −6 —10 −4 M ⊙ za rok hvězdou a obohacování mezihvězdná hmota s těžkými prvky [1] [2] [5] [8] .  

Přibližně polovina Wolf-Rayetových hvězd patří do blízkých dvojhvězd , ve kterých druhou složkou je nejčastěji hvězda spektrálního typu O nebo B s hmotností větší než má Wolf-Rayetova hvězda, díky čemuž jsou hmotnosti složky lze často měřit přímo [6] . Wolf-Rayetovy hvězdy jsou soustředěny hlavně v rovině disku galaxie  - průměrná vzdálenost takových hvězd od roviny galaxie je asi 85  parseků . Navíc jsou poměrně vzácné: podle teoretických odhadů jich je v Mléčné dráze 1-2 tisíce a objeveno jich bylo jen několik stovek. Díky své svítivosti je lze pozorovat na velké vzdálenosti: například v galaxii Andromeda je známo 30 takových hvězd [9] [10] .

Koncept Wolf-Rayetových galaxií je spojen s Wolf-Rayetovými hvězdami - jedná se o galaxie, ve kterých není možné rozlišit jednotlivé hvězdy, ale jejich spektrum ukazuje na přítomnost velkého počtu - stovek či tisíců - Wolf-Rayetových hvězd v některé oblasti. Takové galaxie samy o sobě jsou galaxiemi s výbuchem tvorby hvězd [8] .

Spektrální charakteristiky

Hlavním rysem spekter Wolf-Rayetových hvězd je přítomnost silných emisních čar různých prvků: H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, přičemž obyčejné hvězdy vykazují čáry převzetí . Intenzita záření v čarách může být 10-20krát vyšší než intenzita v sousedních oblastech spojitého spektra a šířka čar je 50-100 angstromů , což ukazuje na silný hvězdný vítr . Podobná spektra jsou pozorována v některých jádrech planetárních mlhovin , ale jejich hmotnosti a svítivost jsou mnohem nižší než u Wolf-Rayetových hvězd [2] [9] .

Přestože efektivní teplota Wolf-Rayetových hvězd je velmi vysoká, spojitá část emisního spektra má ne tak vysokou teplotu: její barevná teplota ve viditelné oblasti je pouze 10-20 tisíc K . Látka, jejíž emisní čáry jsou ve spektru pozorovány, má v tomto případě ionizační potenciál až 100 eV , což odpovídá teplotě 100 tisíc K [9] .

Ve spektrech Wolf-Rayetových hvězd emisní čáry vykazují pokles intenzity emise pod kontinuum v jejich modré části, tedy absorpci na kratších vlnových délkách, než na kterých k emisi dochází. Takové útvary jasně naznačují úbytek hmoty hvězdou a nazývají  se „ profily P Cygni “ podle názvu hvězdy P Cygni , ve kterých mají čáry stejný tvar [8] [12] [13] .

Variabilita

Wolf-Rayetovy hvězdy jsou eruptivní proměnné hvězdy . Jejich změny jasu jsou nepravidelné a amplituda těchto změn ve V pásmu je až 0,1 m . Předpokládá se, že jejich proměnlivost je způsobena nekonzistencí jejich hvězdného větru [14] [15] .

Klasifikace

Ve spektrální klasifikaci jsou Wolf-Rayetovy hvězdy rozděleny do samostatné třídy W [16] nebo WR. Tato třída je zase rozdělena do tří sekvencí (nebo tří typů) podle typu spektra: dusík (WN), uhlík (WC) a kyslík (WO) - ve spektrech hvězd těchto sekvencí dusík , uhlík převládají kyslíkové linie . Kromě toho jsou ve spektrech hvězd WN a WC přítomny slabé vodíkové čáry [1] .

Sekvence těchto typů WN-WC-WO je považována za evoluční (viz níže ) [1] : hvězda patří do té či oné sekvence je určena podílem ztracené hmoty, který se s časem zvyšuje. Hvězdy s kyslíkovou sekvencí jsou nejvzácnější — je známo pouze 9 takových hvězd [8] [17] [18] .

Každá z těchto sekvencí je navíc rozdělena do podtříd podle poměru intenzit čar stejné látky v různých stupních ionizace. Sekvence dusíku je rozdělena do 8 podtříd od WN2 do WN9 (někdy se přidávají WN10 a WN11), sekvence uhlíku je rozdělena do 6 podtříd od WC4 do WC9 a sekvence kyslíku je rozdělena do podtříd WO1-WO4. Některé hvězdy mají přechodnou formu spektra mezi sekvencemi dusíku a uhlíku a jsou zařazeny do samostatné třídy WN/C. Stejně jako ve spektrální klasifikaci obyčejných hvězd se podtřídy označené menším číslem nazývají rané a větší pozdní, hvězdy dřívějších podtříd mají vyšší teplotu [8] .

Hvězdy třídy O a Wolf-Rayetovy hvězdy se někdy ukazují jako obtížně rozlišitelné z hlediska charakteristik. Hvězdy obou tříd mají velmi vysoké teploty, zatímco spektra některých hvězd třídy O mají emisní čáry a spektra Wolf-Rayetových hvězd mohou mít vodíkové čáry . To vede k tomu, že některé z nejhmotnějších hvězd hlavní posloupnosti, které ve svých jádrech spalují vodík spíše než helium , jsou klasifikovány jako hvězdy Wolf-Rayetovy dusíkové sekvence a jsou označeny jako WNh spíše než WN. Tento typ například zahrnuje nejhmotnější známou hvězdu R136a1 [19] [20] . Některé hvězdy se středními parametry jsou navíc přiřazeny dvěma třídám najednou: například O3 If*/WN6. Tyto hvězdy jsou v angličtině známé jako „slash stars“ a ve většině případů se jedná o hvězdy, které ve svých jádrech stále spalují vodík [3] [4] .

Evoluce

Většina Wolf-Rayetových hvězd jsou hvězdy pozdního stádia , které ztratily téměř veškerý vodík a ve svých jádrech spalují helium . V tomto stavu stráví hvězda podle astronomických standardů velmi krátkou dobu: méně než 3⋅10 5 let. Stáří takových hvězd je také malé a nepřesahuje několik milionů let [8] . Aby se stala Wolf-Rayetovou hvězdou, musí ztratit většinu svého vodíkového obalu, který pak lze pozorovat jako Wolf-Rayetovu mlhovinu kolem hvězdy [21] . Při formování je hmotnost takových hvězd v průměru 30–40 M ⊙ , ale v průběhu evoluce ztrácejí značnou část hmoty a ve stádiu Wolf-Rayetovy hvězdy je jejich průměrná hmotnost asi 10 M ⊙ [1] [ 9] . To se může stát ze dvou důvodů [22] [23] :

• V případě jedné hvězdy, která má hmotnost větší než 25 M ⊙ , může po opuštění hlavní posloupnosti a přeměně na veleobra začít silný výtok hmoty z vnějších vrstev - hlavně vodíku - do okolí. prostor kvůli vysoké svítivosti a hvězda se změní nejprve na jasně modrou proměnnou a poté na Wolf-Rayetovu hvězdu [8] [9] .

• V těsném dvojhvězdném systému se složkami dostatečně velkých hmotností hmotnější hvězda dokončí hlavní posloupnost dříve a začne se zvětšovat. V určitém okamžiku vyplní svůj Rocheův lalok a látka jeho vnějších vrstev začne proudit k jiné hvězdě. Z masivnější hvězdy tak zůstává jádro helia, ve kterém hélium hoří , a hvězda se stává Wolf-Rayetovou hvězdou. Výsledkem je, že z ní zůstane kompaktní objekt , a když druhá hvězda opustí hlavní posloupnost, hmota z ní začne proudit do kompaktního objektu a původně méně hmotná hvězda se může stát také Wolf-Rayetovou hvězdou [9 ] [22] [23] .

Wolf-Rayetovy hvězdy časem ztrácejí hmotnost, což vede ke změně jejich složení na povrchu a s tím i spektra. Tudíž stejná hvězda v různých časech patří do různých sekvencí (viz výše ): nejprve je to WN, potom WC. Hvězdy typu WO jsou velmi vzácné a špatně pochopené a pravděpodobně v této fázi hvězda buď dokončuje syntézu uhlíku z helia , nebo v ní již hoří prvky těžší než helium. Z těchto důvodů by fáze WO měla trvat velmi krátkou dobu, 103–104 let , a také se má za to, že jím procházejí pouze hvězdy s počáteční hmotností 40–60 M ⊙ [ 8] [17] [18] .

Wolf-Rayetovy hvězdy nakonec ukončí svůj život výbuchem supernovy a přeměnou v neutronovou hvězdu nebo černou díru . Typ supernovy závisí na počáteční hmotnosti hvězdy: pokud překročí 40 M ⊙ , pak má supernova typ Ib, pokud nepřesáhne - Ic. Výbuch Wolf-Rayetovy hvězdy jako supernovy může generovat gama záblesky [8] [9] .

Hvězdy typu WNh

Hvězdy typu WNh, navzdory skutečnosti, že jejich vnější charakteristiky jsou podobné vlastnostem ostatních Wolf-Rayetových hvězd, jsou v počáteční fázi svého vývoje a spalují v jádře vodík, nikoli helium. Takové hvězdy mají mnohem větší hmotnosti: více než 75 M ⊙ . Po této fázi takové hvězdy ztratí část své hmoty, stanou se jasně modrými proměnnými a poté se opět stanou Wolf-Rayetovými hvězdami, ale již chudými na vodík [3] [8] .

Historie studia

V roce 1867 astronomové Charles Wolf a Georges Rayet , pracující na pařížské observatoři , objevili tři hvězdy v souhvězdí Labutě se silnými emisními čarami v jejich spektrech . Podle jmen těchto astronomů dostal nový typ hvězd své jméno [1] [8] [24] .

V roce 1930 Carlisle Beals navrhl existenci dvou sekvencí Wolf-Rayetových hvězd: dusíku a uhlíku a v roce 1933 byl jeho předpoklad potvrzen [25] . V roce 1938 pro ně Mezinárodní astronomická unie přijala označení WN, respektive WC [26] . Kyslíková sekvence WO byla identifikována mnohem později, v 70. letech 20. století, a předtím byly hvězdy, které k ní patřily, považovány za hvězdy raných podtříd uhlíkové sekvence [8] [17] .

V roce 1943 Georgy Gamow předložil hypotézu, která vysvětlovala anomální chemické složení Wolf-Rayetových hvězd: podle jeho hypotézy se látka produkovaná při termonukleárních reakcích v jádře nachází na povrchu těchto hvězd, ale tato myšlenka nebyla obecně přijata. do konce 20. století [8] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Cherepashchuk A. M. Wolf-Raye stars // Velká ruská encyklopedie . - Nakladatelství BRE , 2006. - V. 5. - S. 692. - 786 s. — ISBN 5-85270-334-6 .
2. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 407.
3. ↑ 1 2 3 Heydari-Malayeri, M. WNh Typ . Etymologický slovník astronomie a astrofyziky . Paříž: Pařížská observatoř . Získáno 26. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 4. března 2021. (neurčitý)
4. ↑ 1 2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Spektrální klasifikace O2–3,5 If*  / WN5–7 hvězd  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - 1. září ( vol. 416 ). — S. 1311–1323 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . Archivováno z originálu 13. července 2019.
5. ↑ 12 Miláčku , Davide. Wolf–Rayetova hvězda  (anglicky) . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 25. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 14. listopadu 2020.
6. ↑ 1 2 Wolf– Rayet Star  . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 25. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 20. října 2020.
7. ↑ Ethan Siegel. Nejžhavějším hvězdám ve vesmíru chybí jedna klíčová  složka . Forbes . The Forbes, Inc. Načteno 26. listopadu 2020. Archivováno z originálu 17. ledna 2021.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. Fyzikální vlastnosti Wolf-Rayetových hvězd  (anglicky)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Pato Alto: Annual Reviews , 2007. - 1. září ( vol. 45 ). — S. 177–219 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Archivováno z originálu 11. října 2019.
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Hvězdy Cherepashchuk A. M. Wolf - Rayet . Astronet . Získáno 25. listopadu 2020. Archivováno z originálu 12. prosince 2012. (neurčitý)
10. ↑ Wolf–Rayetova  hvězda . Encyklopedie Britannica . Encyklopedie Britannica, Inc. Získáno 25. listopadu 2020. Archivováno z originálu 10. srpna 2020.
11. ↑ Římská číslice za označením prvku označuje stupeň ionizace. I je neutrální atom, II je jednoduše ionizovaný, III je dvakrát ionizovaný a tak dále.
12. ↑ Keith Robinson. The P Cygni Profile and Friends  //  Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra / edited by Keith Robinson. - N. Y .: Springer , 2007. - S. 119–125 . - ISBN 978-0-387-68288-4 . - doi : 10.1007/978-0-387-68288-4_10 .
13. ↑ P Cygni line profile  //  Astronomický slovník / editoval Ian Ridpath. — Oxf. : Oxford University Press , 2012. - ISBN 978-0-191-73943-9 . Archivováno 11. prosince 2020.
14. ↑ Úvod do GCVS . GAISH MSU . Získáno 28. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 18. února 2022. (neurčitý)
15. ↑ LW Ross. Variabilita ve Wolf-Rayetových hvězdách  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 1961. - 1. říjen ( sv. 73 ). - str. 354 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127710 .
16. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 209.
17. ↑ 1 2 3 F. Tramper, SM Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter. Masivní hvězdy na pokraji exploze: vlastnosti kyslíkové sekvence Wolf-Rayetových hvězd  // Astronomie a astrofyzika  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1. září ( sv. 581 ). — S. A110 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201425390 . Archivováno z originálu 22. července 2019.
18. ↑ 1 2 Kathryn Neugent, Philip Massey. Wolf-Rayetův obsah galaxií v místní skupině a mimo   ni // Galaxie . - Basilej: MDPI , 2019. - 1. srpen ( vol. 7 ). — S. 74 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies7030074 .
19. ↑ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J., Moffat, AFJ; St-Louis, N. Časově rozlišená spektroskopie VLT/SINFONI centrálních svítících hvězd WN R136 bohatých na H  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2009. - 1. srpen ( sv. 397 ). — S. 2049–2056 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x .
20. ↑ Nola Taylor Redd. Jaká je nejhmotnější hvězda?  (anglicky) . space.com . Future plc (28. července 2018). Staženo 28. listopadu 2020. Archivováno z originálu 11. ledna 2019.
21. ↑ Rentgenové oči na Wolf-Rayetově mlhovině  . AAS Nova . Získáno 27. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 24. listopadu 2020.
22. ↑ 1 2 A. V. Tutukov. Evoluce blízkých dvojhvězd . Astronet . Získáno 27. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 28. září 2013. (neurčitý)
23. ↑ 1 2 Cherepashchuk A. M. Blízké dvojhvězdy v pozdních fázích evoluce . Astronet . Získáno 27. listopadu 2020. Archivováno z originálu dne 20. října 2015. (neurčitý)
24. ↑ IV. O jasných hvězdách Wolfa a Rayeta v Cygnus  (anglicky)  // Proceedings of the Royal Society of London . - L .: Royal Society , 1891. - 31. prosince ( sv. 49 , ses. 296-301 ). — S. 33–46 . — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126 . - doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . Archivováno 14. listopadu 2020.
25. ↑ CS Beals. Klasifikace a teploty Wolf-Rayetových hvězd  (anglicky)  // The Observatory. - L .: Self publishing , 1933. - 1 June ( vol. 56 ). — S. 196–197 . — ISSN 0029-7704 . Archivováno z originálu 10. března 2017.
26. ↑ Swings, P. Spektra Wolf-Rayetových hvězd a příbuzných objektů  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1942. - 1. ledna ( sv. 95 ). — S. 112 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/144379 . Archivováno z originálu 5. října 2018.

Literatura

• E. V. Kononovič; Moroz V. I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. vydání. — B. ; Heideberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

Slovníky a encyklopedie	Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	GND : 4190236-1 J9U : 987007558559005171 LCCN : sh85147219