Зірки типу вольфа-райе і їх характеристики

У розмаїтті світив нашій вчені виділили досить цікаві зірки типу Вольфа-Райе (WR). Насправді, це рідкісний клас зоряних тіл, що об’єднує різні об’єкти. Між іншим, назву дали в честь астрономів з Франції, а саме Шарля Вольфа і Жоржа Рає. Як виявилося, вони перші помітили певні особливості їх спектрів. А точніше в 1867 році астрономи спостерігали у сузір’я . Де, власне кажучи, і помітили три світила з надзвичайно потужними лініями . Однак вони не змогли пояснити таке явище.

Лише з відкриттям гелію та інших елементів прийшло розуміння, що за загадкові смуги спостерігаються у групи світил. Як виявилося, зірки Вольфа-Райе в спектрах містять широкі лінії саме цих важких елементів. Хоча інший астроном Едуард Пікерінг з Америки припускав, що його викликає випромінювання водню. До речі, він порівняв світил WR і , і прийшов до того, що вони схожі. Виходячи з цього, Пікерінг висунув ідею про те, що деякі зоряні тіла цього типу розташовуються в . Очевидно, це і впливає на їх склад та характеристики.
Насправді, зірки Вольфа-Райе мають спектрами схожими з електромагнітним випромінюванням, які мають ядра багатьох планетарних туманностей. Незважаючи на те, що їх масивність і світність набагато менше маси зірки WR.

Які характеристики мають зірки Вольфа-Райе

Іншими словами, зірки WR мають спектри випромінювання і випромінювання. Що відображає електромагнітне випромінювання за шкалою частот. Варто відзначити, що його вивчають в інфрачервоному, ультрафіолетовому та видимому діапазоні. Перш за все, всі зірки Вольфа-Райе мають високу .
Крім цього, даний тип світил має в спектрі випромінювання широкі лінії азоту, гелію, кисню та вуглецю.
Що цікаво, багато зірок Вольфа-Райе містять невелику кількість водню, або він відсутній зовсім. А ось енерговиділення в них відбувається завдяки горіння гелію, а також інших більш важких елементів.
Правда, існують світила, з представляють тип Вольфа-Райе, зберігають у складі водневий запас.
У будь-якому випадку, в хімічному складі водневі атоми поступаються атомів гелію. Оскільки, якщо вони і присутні в спектрі, то в рази слабкіше, ніж гелієві лінії.
За оцінкою вчених, з усіх типів зірки Вольфа-Райе у своєму емісійному спектрі володіють сильними лініями. Хоча найчастіше у зоряних тіл спостерігаються тільки смуги поглинання.

Фізичні характеристики

До того ж, зірки Вольфа-Райе часто є одним з компонентів тісних подвійних зірок. Причому пару їм складають світила з більшою масою. З інших параметрів, можна виділити, що температура -6,8 m.

Також встановлено, що при металличности аналогічної сонячної тіло практично нерухомо. Оскільки при зменшенні маси сповільнюється рух навколо осі. Однак високі показники і здатні змусити таке тіло обертатися. Що важливо, горіння важких елементів в ядрах створює більше енергії, ніж звичайні термоядерні процеси синтезу гелію з водню. Плюс до всього масивність збільшує енерговиділення. Однак все це і зовнішні фактори, наприклад, такі, як зоряні вітри, впливають втрату маси тіла. Простіше кажучи, речовина зірки Вольфа-Райе виходить на поверхню прямо з ядра, а потім потрапляє в космічний простір.
Крім цього, рух, а точніше обертання об’єкта WR, впливає на швидкість втрати його маси. Якщо металлічность невелика, то діє принцип прискореного і рівномірного розподілу (в нашому випадку розтрати) гарячого речовини при обертанні тіла. Тобто, чим швидше рух, тим більше речовини витікає.

Як класифікуються зірки Вольфа-Райе

В першу чергу, світила WR розділили на послідовності:Головним чином, їх поділяють за принципом, яких ліній в електромагнітному випромінюванні більше.

• Азотна (WN) з найбільшим числом ліній іонізованого азоту.
• Вуглецева (WC), де переважають смуги частково іонізованого вуглецю.
• Киснева (WO), очевидно, відрізняється вираженими лініями кисню. Причому подібні об’єкти гаряче інших представників типу.

Крім цього, додатково ввели підкласи, засновані на ступені прояві смуг гелію і завдовжки цих смуг. Таким чином, з’явилися позначення для представників типу: WN5-WN8 b WC6-WC8, де лінії мають протяжність 541,1 нм і 587,5 нм.

Як стають зірками Вольфа-Райе

По-друге, деякі об’єкти ще знаходяться на головній послідовності відносять до WR. Але це завжди дуже важкі і найяскравіші тіла. Що цікаво, саме вони здатні перевтілитися в блакитного надгіганта або знову світило WR, правда в іншій формі. По правді кажучи, існує кілька версій виникнення подібних зірок.
По-перше, вважається, що масивні світила при горінні водню, не втрачаючи маси, еволюціонують до червоних гігантів або надгігантів. У них вже починає згоряти гелій. А з-за величезної світності зовнішні шари руйнуються і починається втрата речовини. У результаті чого з’являється зірка WR.

Нарешті, в подвійних системах, коли один компонент важче іншої, відбувається взаємний обмін речовиною. У підсумку, більш масивний елемент починає еволюціонувати швидше. В ньому закінчується водневий запас, а зовнішні шари розширюються. Менший «побратим» притягує вихідне речовина від сусіда, який в кінці залишається з розжареним ядром і гелієвим наповненням. Тобто, скажімо, створюється звичайна зірка Вольфа-Райе. А вона, в свою чергу, з часом втрачає масу, що залишилася, і вибухає.

Можна сказати, що перебування на цьому етапі еволюції є кінцевим для об’єкта. Як видно з , зірки Вольфа-Райе знаходяться між головною послідовністю і однорідними гелієвими світилами. З чого випливає, що вони перебувають на пізньому еволюційному етапі, коли всередині згорів весь або майже весь водень.
Насправді, тривалість життя зоряних тіл типу WR недовга. У той час, коли закінчується ядерне паливо зірка вибухає як наднова, утворюючи при цьому нейтронну зірку або чорну діру.

Приміром, Тета Мухи це зірка Вольфа-Райе, яку можна спостерігати неозброєним оком. Більше того, до цього типу належить одне з найбільш масивних світил – R136а1.

На завершення хочеться сказати, що у розглянутих об’єктів не тільки цікава назва. Вони, по праву, унікальні, незвичайні і багаті на енергію, склад, кольори спектру. З одного боку є проміжними, а з іншого фінальної формою свого роду космічних представників.