Ulvens stjerne - Rayet

Wolf-Rayet-stjerner  er en type stjerner , der er kendetegnet ved meget høje temperaturer og lysstyrker, samt tilstedeværelsen af ​​lyse emissionslinjer af forskellige elementer i spektret. Disse stjerner er massive og har tendens til at være i de sene stadier af deres udvikling, indeholder lidt brint, men er rige på helium og udsender stærke stjernevinde . De er ret sjældne, koncentrerer sig mod det galaktiske plan og forekommer ofte i tætte binære systemer . Derudover udviser disse stjerner variabilitet .

Denne klasse af stjerner er opkaldt efter astronomerne Charles Wolf og Georges Rayet , som først gjorde opmærksom på funktionerne i sådanne stjerners spektre i 1867.

Egenskaber

Nøglefunktioner

Wolf-Rayet-stjerner er for det meste massive stjerner i evolutionens sene stadier , der har mistet næsten hele deres brintskal , men rige på helium og brænder det i deres kerne [1] [2] . Nogle meget massive hovedsekvensstjerner, der indeholder nok brint og brænder det i kernen, har lignende egenskaber og er også klassificeret som Wolf-Rayet-stjerner (se nedenfor ) [3] [4] .

Wolf-Rayet-stjerner er karakteriseret ved meget høje effektive temperaturer  - fra 25 til 200 tusind K [5] [6] [7] og følgelig meget høje lysstyrker - den absolutte størrelse af sådanne stjerner kan nå −7 m . Masserne af Wolf-Rayet-stjerner varierer fra 5  M ⊙ , med et gennemsnit på 10  M ⊙ . Samtidig har de en stærk stjernevind , hvor stofhastigheden overstiger 1000–2000 km/s, hvilket fører til et massetab på 10 −6 —10 −4 M ⊙ om året af stjernen og berigelse af interstellart stof med tunge grundstoffer [1] [2] [5] [8] .  

Omkring halvdelen af ​​Wolf-Rayet-stjernerne tilhører tætte binære systemer , hvor den anden komponent oftest er en stjerne af spektraltype O eller B med en masse større end Wolf-Rayet-stjernens, hvilket skyldes, at masserne af komponenter kan ofte måles direkte [6] . Wolf-Rayet-stjerner er hovedsageligt koncentreret i galaksens skiveplan  - den gennemsnitlige afstand af sådanne stjerner fra galaksens plan er omkring 85  parsecs . Derudover er de ret sjældne: ifølge teoretiske skøn er der 1-2 tusinde af dem i Mælkevejen , og kun et par hundrede af dem er blevet opdaget. På grund af deres lysstyrke kan de observeres på store afstande: for eksempel kendes 30 sådanne stjerner i Andromedagalaksen [9] [10] .

Begrebet Wolf-Rayet-galakser er forbundet med Wolf-Rayet-stjerner - det er galakser, hvor det ikke er muligt at opløse individuelle stjerner, men deres spektrum indikerer tilstedeværelsen af ​​et stort antal - hundreder eller tusinder - af Wolf-Rayet-stjerner i nogle områder. Sådanne galakser er i sig selv galakser med et udbrud af stjernedannelse [8] .

Spektral karakteristika

Hovedtræk ved Wolf-Rayet-stjernernes spektre er tilstedeværelsen af ​​stærke emissionslinjer af forskellige grundstoffer: H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, mens almindelige stjerner udviser linjeovertagelser . Intensiteten af ​​strålingen i linjerne kan være 10-20 gange højere end intensiteten i tilstødende områder af det kontinuerlige spektrum, og linjernes bredde er 50-100 ångstrøm , hvilket indikerer en stærk stjernevind . Lignende spektre er observeret i nogle kerner af planetariske tåger , men deres masser og lysstyrke er meget lavere end Wolf-Rayet-stjernernes [2] [9] .

Selvom den effektive temperatur af Wolf-Rayet-stjerner er meget høj, har den kontinuerlige del af emissionsspektret en ikke så høj temperatur: dens farvetemperatur i det synlige område er kun 10-20 tusind K . I dette tilfælde har stoffet, hvis emissionslinjer observeres i spektret, et ioniseringspotentiale på op til 100 eV , hvilket svarer til en temperatur på 100 tusind K [9] .

I Wolf-Rayet-stjernernes spektre viser emissionslinjerne et fald i emissionsintensiteten under kontinuummet i deres blå del, det vil sige absorption i kortere bølgelængder end dem, hvorpå emissionen sker. Sådanne træk indikerer tydeligt stjernetabet, og de kaldes  " P Cygni-profiler " efter navnet på stjernen P Cygni , hvor linjerne har samme form [8] [12] [13] .

Variabilitet

Wolf-Rayet stjerner er eruptive variable stjerner . Deres lysstyrkeændringer er uregelmæssige, og amplituden af ​​disse ændringer i V-båndet er op til 0,1 m . Det menes, at deres variabilitet er forårsaget af inkonsistensen af ​​deres stjernevind [14] [15] .

Klassifikation

I den spektrale klassificering er Wolf-Rayet-stjerner opdelt i en separat klasse W [16] eller WR. Denne klasse er igen opdelt i tre sekvenser (eller tre typer) alt efter typen af ​​spektrum: nitrogen (WN), kulstof (WC) og oxygen (WO) - i spektrene af stjerner i disse sekvenser, nitrogen , kulstof og iltlinjer dominerer hhv . Derudover er svage brintlinjer til stede i spektrene af WN- og WC-stjerner [1] .

Rækkefølgen af ​​disse typer WN-WC-WO betragtes som evolutionær (se nedenfor ) [1] : en stjerne tilhører en eller anden sekvens bestemmes af andelen af ​​det tabte stof, som stiger med tiden. Oxygensekvensstjerner er de sjældneste — kun 9 sådanne stjerner er kendte [8] [17] [18] .

Hver af disse sekvenser er yderligere opdelt i underklasser i henhold til forholdet mellem linjeintensiteterne af det samme stof i forskellige grader af ionisering. Nitrogensekvensen er opdelt i 8 underklasser fra WN2 til WN9 (nogle gange tilføjes WN10 og WN11), kulstofsekvensen er opdelt i 6 underklasser fra WC4 til WC9, og iltsekvensen er opdelt i underklasser WO1-WO4. Nogle stjerner har en mellemform for spektre mellem nitrogen- og kulstofsekvenserne og er tildelt en separat WN/C-klasse. Som i spektralklassifikationen af ​​almindelige stjerner kaldes underklasserne, der er angivet med et mindre tal, tidligt, og de større kaldes sent, stjerner af tidligere underklasser har en højere temperatur [8] .

Klasse O-stjerner og Wolf-Rayet-stjerner viser sig nogle gange at være svære at skelne med hensyn til egenskaber. Stjerner af begge klasser har meget høje temperaturer, mens spektrene for nogle klasse O-stjerner har emissionslinjer, og spektrene for Wolf-Rayet-stjerner kan have brintlinjer . Dette fører til, at nogle af de mest massive hovedsekvensstjerner, der brænder brint i stedet for helium i deres kerner, bliver klassificeret som Wolf-Rayet-nitrogensekvensstjerner og betegnes WNh i stedet for WN. Denne type omfatter for eksempel den mest massive kendte stjerne, R136a1 [19] [20] . Derudover er nogle stjerner med mellemliggende parametre tildelt to klasser på én gang: for eksempel O3 If*/WN6. Disse stjerner er kendt på engelsk som "slash stars", og i de fleste tilfælde er de stjerner, der stadig brænder brint i deres kerne [3] [4] .

Evolution

De fleste Wolf-Rayet-stjerner er stjerner i sent stadium , der har mistet næsten al deres brint og brænder helium i deres kerne. I denne tilstand tilbringer stjernen meget kort tid efter astronomiske standarder: mindre end 3⋅10 5 år. Sådanne stjerners alder er også lille og overstiger ikke flere millioner år [8] . For at blive en Wolf-Rayet-stjerne skal den miste det meste af sin brintskal, som så kan observeres som en Wolf-Rayet-tåge omkring stjernen [21] . Under dannelsen er massen af ​​sådanne stjerner i gennemsnit 30-40 M ⊙ , men i løbet af evolutionen mister de en betydelig del af deres stof, og på Wolf-Rayet-stjernestadiet er deres gennemsnitlige masse omkring 10 M ⊙ [1] [ 9] . Dette kan ske af to årsager [22] [23] :

• I tilfælde af en enkelt stjerne, hvis den har en masse på mere end 25 M ⊙ , efter at have forladt hovedsekvensen og forvandlet til en supergigant , kan den begynde en kraftig udstrømning af stof fra de ydre lag - hovedsageligt brint - til det omkringliggende område. rum på grund af den høje lysstyrke, og stjernen bliver først til en lysende blå variabel og derefter til en Wolf-Rayet-stjerne [8] [9] .

• I et tæt binært system med komponenter med tilstrækkeligt store masser afslutter den mere massive stjerne hovedsekvensen tidligere og begynder at stige i størrelse. På et tidspunkt fylder den sin Roche-lap , og substansen i dens ydre lag begynder at strømme til en anden stjerne. Der forbliver således en heliumkerne fra en mere massiv stjerne, hvori helium brænder , og stjernen bliver til en Wolf-Rayet-stjerne. Som følge heraf forbliver en kompakt genstand fra den , og når den anden stjerne forlader hovedsekvensen, begynder massen fra den at strømme til en kompakt genstand, og en i starten mindre massiv stjerne kan også blive en Wolf-Rayet-stjerne [9 ] [22] [23] .

Wolf-Rayet-stjerner mister masse over tid, hvilket fører til en ændring i deres sammensætning på overfladen og dermed spektret. Den samme stjerne på forskellige tidspunkter tilhører således forskellige sekvenser (se ovenfor ): først er det WN, derefter WC. Stjerner af WO-typen er meget sjældne og dårligt forståede, og formodentlig på dette stadium er stjernen enten færdig med at syntetisere kulstof fra helium , eller også brænder der allerede grundstoffer tungere end helium i den. Af disse grunde bør WO-stadiet vare meget kort tid, 103-104 år , og det menes også, at kun stjerner med en begyndelsesmasse på 40-60 M ⊙ [ 8] [17] [18] passerer igennem det .

I sidste ende ender Wolf-Rayet-stjerner deres liv med en supernovaeksplosion og transformation til en neutronstjerne eller sort hul . Typen af ​​supernova afhænger af stjernens begyndelsesmasse: hvis den overstiger 40 M ⊙ , så har supernovaen type Ib, hvis den ikke overstiger - Ic. Eksplosionen af ​​en Wolf-Rayet-stjerne som en supernova kan generere gammastråleudbrud [8] [9] .

WNh-type stjerner

Stjerner af WNh-typen er, på trods af at deres ydre karakteristika ligner dem hos andre Wolf-Rayet-stjerner, på det indledende stadie af deres udvikling og brænder brint, ikke helium, i kernen. Sådanne stjerner har meget større masser: mere end 75 M ⊙ . Efter dette stadie mister sådanne stjerner en del af deres masse, bliver til klare blå variabler og bliver så igen til Wolf-Rayet-stjerner, men allerede fattige på brint [3] [8] .

Studiehistorie

I 1867 opdagede astronomerne Charles Wolf og Georges Rayet , der arbejdede ved Paris Observatory , tre stjerner i stjernebilledet Cygnus med stærke emissionslinjer i deres spektre . Ved navnene på disse astronomer fik den nye type stjerner sit navn [1] [8] [24] .

I 1930 foreslog Carlisle Beals eksistensen af ​​to sekvenser af Wolf-Rayet-stjerner: nitrogen og kulstof, og i 1933 blev hans antagelse bekræftet [25] . I 1938 vedtog Den Internationale Astronomiske Union for dem betegnelserne henholdsvis WN og WC [26] . WO-iltsekvensen blev identificeret meget senere, i 1970'erne, og før det blev stjernerne dertil anset for at være stjerner af tidlige underklasser af kulstofsekvensen [8] [17] .

I 1943 fremsatte Georgy Gamow en hypotese, der forklarede den unormale kemiske sammensætning af Wolf-Rayet-stjerner: ifølge hans hypotese er det stof, der produceres i termonukleare reaktioner i kernen, på overfladen i disse stjerner, men denne idé blev ikke generelt accepteret indtil slutningen af ​​det 20. århundrede [8] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Cherepashchuk A. M. Wolf - Raye stjerner // Great Russian Encyclopedia . - BRE Publishing House , 2006. - V. 5. - S. 692. - 786 s. — ISBN 5-85270-334-6 .
2. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 407.
3. ↑ 1 2 3 Heydari-Malayeri, M. WNh Type . En etymologisk ordbog for astronomi og astrofysik . Paris: Paris Observatorium . Hentet 26. november 2020. Arkiveret fra originalen 4. marts 2021. (ubestemt)
4. ↑ 1 2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Spektral klassificering af O2–3,5 If*  / WN5–7 stjerner  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - 1. september ( vol. 416 ). — S. 1311–1323 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . Arkiveret fra originalen den 13. juli 2019.
5. ↑ 12 Darling , David. Wolf-Rayet-stjerne  (engelsk) . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 25. november 2020. Arkiveret fra originalen 14. november 2020.
6. ↑ 1 2 Wolf– Rayet Star  . Astronomi . Melbourne: Swinburne University of Technology . Hentet 25. november 2020. Arkiveret fra originalen 20. oktober 2020.
7. ↑ Ethan Siegel. De hotteste stjerner i universet mangler alle én  nøgleingrediens . Forbes . The Forbes, Inc. Hentet 26. november 2020. Arkiveret fra originalen 17. januar 2021.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. Fysiske egenskaber af Wolf-Rayet Stars  (engelsk)  // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik. - Pato Alto: Annual Reviews , 2007. - 1. september ( vol. 45 ). — S. 177–219 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arkiveret fra originalen den 11. oktober 2019.
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet stjerner . Astronet . Hentet 25. november 2020. Arkiveret fra originalen 12. december 2012. (ubestemt)
10. ↑ Wolf-Rayet-  stjerne . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica, Inc. Hentet 25. november 2020. Arkiveret fra originalen 10. august 2020.
11. ↑ Romertallet efter betegnelsen af ​​grundstoffet angiver graden af ​​ionisering. I er et neutralt atom, II er enkelt ioniseret, III er dobbelt ioniseret, og så videre.
12. ↑ Keith Robinson. P Cygni-profilen og venner  //  Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra / redigeret af 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 linjeprofil  //  En ordbog for astronomi / redigeret af Ian Ridpath. — Oxf. : Oxford University Press , 2012. - ISBN 978-0-191-73943-9 . Arkiveret 11. december 2020.
14. ↑ GCVS Introduktion . GAISH MSU . Hentet 28. november 2020. Arkiveret fra originalen 18. februar 2022. (ubestemt)
15. ↑ LW Ross. Variabilitet i Wolf-Rayet-stjerner  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 1961. - 1. oktober ( vol. 73 ). - S. 354 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127710 .
16. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 209.
17. ↑ 1 2 3 F. Tramper, SM Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter. Massive stjerner på randen af ​​at eksplodere: egenskaberne ved iltsekvens Wolf-Rayet-stjerner  // Astronomi og astrofysik  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1. september ( vol. 581 ). — P. A110 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201425390 . Arkiveret fra originalen den 22. juli 2019.
18. ↑ 1 2 Kathryn Neugent, Philip Massey. Wolf-Rayet indholdet af galakserne i den lokale gruppe og videre   // Galakser . - Basel: MDPI , 2019. - 1. august ( bind 7 ). — S. 74 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies7030074 .
19. ↑ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J., Moffat, AFJ; St-Louis, N. VLT/SINFONI tidsopløst spektroskopi af de centrale, lysende, H-rige WN stjerner af R136  // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2009. - 1. august ( vol. 397 ). — S. 2049–2056 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x .
20. ↑ Nola Taylor Redd. Hvad er den mest massive stjerne?  (engelsk) . space.com . Future plc (28. juli 2018). Hentet 28. november 2020. Arkiveret fra originalen 11. januar 2019.
21. ↑ Røntgenøjne på en ulve-Rayet-tåge  . AAS Nova . Hentet 27. november 2020. Arkiveret fra originalen 24. november 2020.
22. ↑ 1 2 A. V. Tutukov. Udviklingen af ​​nære binære stjerner . Astronet . Hentet 27. november 2020. Arkiveret fra originalen 28. september 2013. (ubestemt)
23. ↑ 1 2 Cherepashchuk A. M. Luk dobbeltstjerner på de sene stadier af evolutionen . Astronet . Hentet 27. november 2020. Arkiveret fra originalen 20. oktober 2015. (ubestemt)
24. ↑ IV. På Wolf og Rayets klare stjerner i Cygnus  (engelsk)  // Proceedings of the Royal Society of London . - L .: Royal Society , 1891. - 31. december ( bd. 49 , iss. 296-301 ). — S. 33–46 . — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126 . - doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . Arkiveret 14. november 2020.
25. ↑ CS Beals. Klassificering og temperaturer af Wolf-Rayet stjerner  (engelsk)  // Observatoriet. - L .: Selvudgivet , 1933. - 1. juni ( bind 56 ). — S. 196–197 . — ISSN 0029-7704 . Arkiveret fra originalen den 10. marts 2017.
26. ↑ Swings, P. The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1942. - 1. januar ( vol. 95 ). — S. 112 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/144379 . Arkiveret fra originalen den 5. oktober 2018.

Litteratur

• E. V. Kononovich; Moroz V. I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. — B. ; Heideberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

Ordbøger og encyklopædier	Stor russer Britannica (online)
I bibliografiske kataloger	GND : 4190236-1 J9U : 987007558559005171 LCCN : sh85147219