Домой » Наука » Астрономия » Звезды Вольфа-Райе – взрывоопасные горячие и яркие светила

Звезды Вольфа-Райе – взрывоопасные горячие и яркие светила

Опубликовано: 05.12.2018

Просмотров: 174

1 Звезда2 Звезды3 Звезды4 Звезды5 Звезд (1 голосов, средний балл: 5,00 из5)
Загрузка...
 
 

Звезды Вольфа-Райе – взрывоопасные горячие и яркие светила

Сегодня мы попробуем коротко и понятно рассказать Вам о довольно интересном и относительно немногочисленном виде звезд, которые встречаются в нашем Млечном Пути и обнаружены в других соседних галактиках. В самом начале рассказа определимся, что, несмотря на всю простоту природы этих звезд, астрономы обладают знаниями о них не более чем поверхностно, а недостаток информации часто компенсируют зыбкими теориями, а порой – и откровенными домыслами. Речь сегодня пойдет о так называемых звездах Вольфа-Райе (по-английски – Wolf–Rayet stars).

Первооткрывателями этого вида звезд стали французские астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе, которые в 1867 году, используя 40-футовый телескоп Фуко в Парижской обсерватории, исследовали три звезды в созвездии Лебедя (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, известные нам теперь как WR 134, WR 135 и WR 137 соответственно). У них на фоне непрерывного спектра, вполне обычного для горячих звезд, наблюдались очень широкие и яркие эмиссионные линии. Самые яркие из них принадлежали азоту, углероду, кислороду, а также гелию. Любопытно, что линии гелия были идентифицированы не сразу, так как на момент открытия Вольфа и Райе гелий еще не был известен, как химический элемент.

Природа подобного состояния спектра таких звезд долгое время оставалась загадкой. Поэтому американский астроном Эдвард Чарльз Пиккеринг предположил, что линии можно объяснить необычным состоянием водорода. Кроме этого, Пиккеринг сравнил спектр звезд Вольфа-Райе со спектром маломассивных центральных звезд в планетарных туманностях, как оказалось, они были либо идентичны, либо схожи.

В то же время более или менее понять природу звезд типа Вольфа-Райе удалось только лишь на протяжении 20 столетия, когда в нашей галактике было обнаружено около 230 таких светил, были они обнаружены и в Большом и Малом Магеллановых облаках, а также в других соседних крупных галактиках Местной группы и за ее пределами.

Различные источники по-разному дают определение этому классу звезд. Поэтому как-то попытаемся обобщить эту информацию по нескольким признакам и направлениям. Начнем с химического состава, который считается довольно особенным по сравнению с другими типами светил. Звезды Вольфа-Райе содержат очень мало водорода в среднем около 20% и много гелия и тяжелых элементов: азота, углерода, а иногда и кислорода в различных степенях ионизации. Ионизация этих веществ объясняется высокой температурой таких звезд, которая на поверхности составляет в среднем порядка 50 000 градусов по Кельвину, а у звезд в центрах некоторых планетарных туманностей эти показатели доходят даже до 200 000 Кельвинов.

Что касается спектра звезд Вольфа-Райе, то в них ширина полос излучения, как правило, доходит до 50—100 Å, а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра.

Характеристики по массе таких звезд гласят в основном, что массивность типичной звезды Вольфа-Райе начинается от 10 Солнц. В качестве наибольшего ныне предела приводят известный голубой гипергигант R136a1, который массивнее нашего центрального светила примерно в 315 раз. В этом случае нельзя не сказать, что в ряде источников R136a1 значится, как звезда главной последовательности, которая только лишь обладает признаками Вольфа-Райе. Ну как бы там ни было, предел массивности принимаем во внимание.

В то же время, говоря о массе, стоит отметить и уже упомянутые выше светила в центрах планетарных туманностей, которые обладают признаками Вольфа-Райе. Их масса может быть меньше даже солнечной, как, например, центральная звезда Туманности Кошачий Глаз. Являются ли данные светила, действительно, звездами Вольфа-Райе? В этом разрезе мы достаточно основательно штудировали источники и к какому-то однозначному и общему результату так и не пришли. По одной версии такие звезды однозначно считают звездами Вольфа-Райе, по другой – всего лишь похожими на них. По нашему мнению, более близка вторая концепция, поскольку такие звезды являются конечным или приконечным продуктом одного из направлений эволюции, имея при этом больше сходств с горячими субкарликами.

Теперь о необычайной излучаемой яркости звезд Вольфа-Райе, которая может в миллионы раз превосходить солнечную. Источниками такой исключительной мощности являются, естественно, термоядерные реакции, которые несколько отличаются от подобных у звезд главной последовательности. В ядрах звезд Вольфа-Райе спекаются преимущественно достаточно тяжелые элементы, в результате чего выделяется намного больше энергии. Кроме этого, и реакции на основании водорода, также вносят свой значительный вклад в общую энергетику звезды. Если не считать обычного протон-протонного ядерного синтеза, где атомы водорода спекаются в гелий, в ядрах звезд Вольфа-Райе происходит еще и так называемый CNO-цикл, при котором углерод (C), азот (N) и кислород (O) выступают в роли катализаторов, усиливая в разы и даже на порядки выделение энергии. Отметим, что подобное возможно только при условии наличия большой массы светила.

Возвращаясь к светимости звезд Вольфа-Райе, нельзя не отметить и тот факт, что из-за своей высокой температуры они излучают на коротких волнах, а это ультрафиолет, рентген и гамма-излучение. Иногда даже бывает, что их доля в общем излучении достигает 90%, а поэтому, несмотря на свою выдающуюся мощность, многие звезды Вольфа-Райе не видимы на небосводе невооруженным глазом, даже если и не скрыты от нас газопылевыми облаками.

Конвекция в массивных звездах Вольфа-Райе протекает очень интенсивно, с ее помощью более горячие и насыщенные газы поднимаются на поверхность, в прямом смысле слова вырываясь прямо из ядра, насыщая поверхность тяжелыми элементами и провоцируя сильные звездные ветры, скорость которых может даже превышать 2500-3000 километров в секунду. Эти ветры приводят к гигантским массопотерям светил, при этом можно выделить тенденцию, согласно которой чем выше металличность звезды, тем скорость потери массы будет больше.

Каталогизация звезд Вольфа-Райе на данный момент какой-то общей и единой системности не имеет. Наиболее распространенным сейчас их обозначением является аббревиатура WR – от начальных букв фамилий первоотврывателей этого класса и цифровой, а иногда еще и дополняющий его буквенный индекс. Кроме этого способа, существуют и другие каталогизационные обозначения, зависящие от того или иного свода или каталога.

Звезды Вольфа — Райе подразделяются на две последовательности: азотную и углеродную. В спектральном плане их соответственно обозначают, как WN и WC. В спектрах звезд первой последовательности в основном содержатся линии азота, а в спектрах второй — линии углерода и кислорода. Иногда звезды с превалированием линий кислорода обозначают при характеристиках их спектров, как WO.

Теперь давайте поговорим о самом интересном, вернее, о том, чего точно никто не знает, но не предполагают на этот счет разве что ленивые. Далее речь пойдет об эволюции звезд Вольфа-Райе.

На диаграмме Герцшпрунга — Расселла звезды Вольфа — Райе с наиболее точно определенными параметрами и характеристиками лежат в области между главной последовательностью и последовательностью однородных гелиевых звезд. Это может говорить лишь о том, что светила этого класса находятся на поздней стадии звездной эволюции, пройдя стадию главной последовательности. По существующим моделям, звезды Вольфа-Райе должны развиваться либо из гигантских и горячих голубых звезд спектрального класса О, либо из нестабильных ярких голубых переменных типа S Золотой Рыбы. Почему-то в качестве примера первого пути приводят звезду Пистолет, а в качестве второго – одну из компонент в системе Гаммы Парусов. Как ни удивительно, но приведенные примеры ничего не подтверждают и не доказывают, поскольку одновременно заключают в себе признаки всех трех типов, то есть и переменность S Золотой Рыбы, и горячего голубого сверхгиганта, и Вольфа-Райе. По всей видимости, эволюция этих звезд настолько непонятна и загадочна, что этот вопрос можно ставить в раздел самых больших загадок астрономии.

Для общего сведения скажем еще и то, что существуют модели, по которым звезда может обрести характеристики Вольфа-Райе и от своего рождения. Однако происходит в отношении голубых сверхгигантов, которые рождаются в плотных газопылевых облаках и туманностях, чрезвычайно богатых тяжелыми элементами. Нам трудно судить о жизнеспособности этой модели, поэтому оставим ее без излишних утомительных комментариев и перейдем к финальной стадии жизни звезд Вольфа-Райе.

Отметим сразу же, что такие звезды недолговечны. Наиболее оптимальный срок их жизни – от 1 до 3 миллионов лет, при этом, чем более массивнее звезда, тем живет она меньше.

В конце своего жизненного пути звезда Вольфа-Райе должна взрываться сверхновой или гиперновой. На ее месте должен образовываться релятивистский объект, то есть нейтронная звезда или черная дыра. Какой из них – это вопрос к массивности взорвавшегося светила. В то же время есть теоретические модели, по которым звезда Вольфа-Райе после того, как полностью израсходует свой водород, может начать остывать, постепенно меняя свой цвет в сторону красного. Однако примеров эволюции по этому сценарию теоретики привести пока что не могут.

В завершении нашего небольшого рассказа немного остановимся на звездах Вольфа-Райе в тесных бинарных парах с голубыми горячими звездами спектрального класса О. В этом случае по мере выгорания водорода в одной из компонент может произойти массообмен между светилами, что приведет неизбежно к перемене ролей, то есть признаки Вольфа-Райе могут перейти от одного компаньона к другому. Еще более интересным может быть взаимодействие одной из таких компонент с релятивистским объектом в случае взрыва второго сверхновой, однако это уже будет тема нашего одного из последующих рассказов.

Ранее «Важные новости» сообщали о звезде Апоп (2XMM J160050.7-514245) — наиболее вероятной ближайшей сверхновой во Млечном Пути.

Теги: , , , , , , , , , , , , , , , , , ,

Автор: Яков Властожицкий
Статей: 156

Оставить комментарий

Ваш email не будет опубликован.Необходимы поля отмечены *

*