Steaua Lupului - Rayet

Stelele Wolf-Rayet  sunt un tip de stele care se caracterizează prin temperaturi și luminozități foarte ridicate, precum și prin prezența liniilor de emisie strălucitoare ale diferitelor elemente din spectru. Aceste stele sunt masive și tind să se afle în stadiile târzii ale evoluției lor, conțin puțin hidrogen, dar sunt bogate în heliu și emit vânturi stelare puternice . Sunt destul de rare, se concentrează spre planul galactic și apar adesea în sisteme binare apropiate . În plus, aceste stele prezintă variabilitate .

Această clasă de stele poartă numele astronomilor Charles Wolf și Georges Rayet , care au atras atenția pentru prima dată asupra caracteristicilor spectrelor unor astfel de stele în 1867.

Proprietăți

Caracteristici cheie

Stelele Wolf-Rayet sunt în mare parte stele masive aflate în stadiile târzii de evoluție , care și-au pierdut aproape toată învelișul de hidrogen , dar sunt bogate în heliu și l-au ard în miezul lor [1] [2] . Unele stele din secvența principală foarte masivă care conțin suficient hidrogen și îl ard în miez au caracteristici similare și sunt, de asemenea, clasificate ca stele Wolf-Rayet (vezi mai jos ) [3] [4] .

Stelele Wolf-Rayet se caracterizează prin temperaturi efective foarte ridicate  — de la 25 la 200 mii K [5] [6] [7] și, în consecință, luminozități foarte mari — magnitudinea absolută a unor astfel de stele poate ajunge la −7 m . Masele stelelor Wolf-Rayet variază de la 5  M ⊙ , cu o medie de 10  M ⊙ . În același timp, au un vânt stelar puternic , viteza materiei în care depășește 1000–2000 km/s, ceea ce duce la o pierdere de masă de 10 −6 —10 −4 M ⊙ pe an de către stea și îmbogățirea lui. materie interstelară cu elemente grele [1] [2] [5] [8] .  

Aproximativ jumătate dintre stelele Wolf-Rayet aparțin unor sisteme binare apropiate , în care a doua componentă este cel mai adesea o stea de tip spectral O sau B cu o masă mai mare decât cea a stelei Wolf-Rayet, datorită căreia masele componentele pot fi adesea măsurate direct [6] . Stelele Wolf-Rayet sunt concentrate în principal în planul discului galaxiei  - distanța medie a unor astfel de stele față de planul galaxiei este de aproximativ 85 de  parsecs . În plus, sunt destul de rare: conform estimărilor teoretice, există 1-2 mii dintre ele în Calea Lactee și doar câteva sute dintre ele au fost descoperite. Datorită luminozității lor, pot fi observate la distanțe mari: de exemplu, 30 de astfel de stele sunt cunoscute în Galaxia Andromeda [9] [10] .

Conceptul de galaxii Wolf-Rayet este asociat cu stelele Wolf-Rayet - acestea sunt galaxii în care nu este posibil să se rezolve stelele individuale, dar spectrul lor indică prezența unui număr mare - sute sau mii - de stele Wolf-Rayet în unele zone. Astfel de galaxii în sine sunt galaxii cu o explozie de formare stelară [8] .

Caracteristici spectrale

Caracteristica principală a spectrelor stelelor Wolf-Rayet este prezența liniilor puternice de emisie a diferitelor elemente: H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, în timp ce sunt obișnuite. vedetele expun preluări de linii . Intensitatea radiației în linii poate fi de 10-20 de ori mai mare decât intensitatea în regiunile vecine ale spectrului continuu, iar lățimea liniilor este de 50-100 angstromi , ceea ce indică un vânt stelar puternic . Spectre similare sunt observate în unele nuclee de nebuloase planetare , dar masele și luminozitățile lor sunt mult mai mici decât cele ale stelelor Wolf-Rayet [2] [9] .

Deși temperatura efectivă a stelelor Wolf-Rayet este foarte ridicată, partea continuă a spectrului de emisie are o temperatură nu atât de ridicată: temperatura sa de culoare în intervalul vizibil este de doar 10-20 mii K . În acest caz, substanța, ale cărei linii de emisie sunt observate în spectru, are un potențial de ionizare de până la 100 eV , ceea ce corespunde unei temperaturi de 100 mii K [9] .

În spectrele stelelor Wolf-Rayet, liniile de emisie arată o scădere a intensității emisiei sub continuum în partea lor albastră, adică absorbția pe lungimi de undă mai scurte decât cele pe care are loc emisia. Asemenea caracteristici indică în mod clar pierderea de masă de către stea și sunt numite  „ profiluri P Cygni ” după numele stelei P Cygni , în care liniile au aceeași formă [8] [12] [13] .

Variabilitate

Stelele Wolf-Rayet sunt stele variabile eruptive . Modificările lor de luminozitate sunt neregulate, iar amplitudinea acestor modificări în banda V este de până la 0,1 m . Se crede că variabilitatea lor este cauzată de inconsecvența vântului lor stelar [14] [15] .

Clasificare

În clasificarea spectrală, stelele Wolf-Rayet sunt separate într-o clasă separată W [16] sau WR. Această clasă, la rândul său, este împărțită în trei secvențe (sau trei tipuri) în funcție de tipul de spectru: azot (WN), carbon (WC) și oxigen (WO) - în spectrele stelelor din aceste secvențe, azot , carbon și , respectiv, predomină liniile de oxigen . În plus, liniile slabe de hidrogen sunt prezente în spectrele stelelor WN și WC [1] .

Secvența acestor tipuri WN-WC-WO este considerată evolutivă (vezi mai jos ) [1] : o stea aparține uneia sau alteia secvențe este determinată de proporția materiei pierdute, care crește cu timpul. Stelele din secvența oxigenului sunt cele mai rare — sunt cunoscute doar 9 astfel de stele [8] [17] [18] .

Fiecare dintre aceste secvențe este împărțită suplimentar în subclase în funcție de raportul intensităților liniei aceleiași substanțe în grade diferite de ionizare. Secvența de azot este împărțită în 8 subclase de la WN2 la WN9 (uneori se adaugă WN10 și WN11), secvența de carbon este împărțită în 6 subclase de la WC4 la WC9, iar secvența de oxigen este împărțită în subclasele WO1-WO4. Unele stele au o formă intermediară de spectre între secvențele de azot și carbon și sunt alocate unei clase separate WN/C. Ca și în clasificarea spectrală a stelelor obișnuite, subclasele indicate printr-un număr mai mic sunt numite timpurii, iar cele mai mari sunt numite târziu, stelele din subclase anterioare au o temperatură mai mare [8] .

Stelele de clasa O și stelele Wolf-Rayet se dovedesc uneori a fi greu de distins din punct de vedere al caracteristicilor. Stelele din ambele clase au temperaturi foarte ridicate, în timp ce spectrele unor stele din clasa O au linii de emisie, iar spectrele stelelor Wolf-Rayet pot avea linii de hidrogen . Acest lucru face ca unele dintre cele mai masive stele din secvența principală care ard hidrogen mai degrabă decât heliu în nucleele lor să fie clasificate ca stele din secvența de azot Wolf-Rayet și sunt desemnate WNh mai degrabă decât WN. Acest tip, de exemplu, include cea mai masivă stea cunoscută, R136a1 [19] [20] . În plus, unele stele cu parametri intermediari sunt atribuite la două clase simultan: de exemplu, O3 If*/WN6. Aceste stele sunt cunoscute în engleză drept „slash stars”, iar în majoritatea cazurilor sunt stele care încă ard hidrogen în miezul lor [3] [4] .

Evoluție

Majoritatea stelelor Wolf-Rayet sunt stele în stadiu avansat care și-au pierdut aproape tot hidrogenul și ard heliu în miezul lor. În această stare, steaua petrece un timp foarte scurt după standardele astronomice: mai puțin de 3⋅10 5 ani. Vârsta unor astfel de stele este, de asemenea, mică și nu depășește câteva milioane de ani [8] . Pentru a deveni o stea Wolf-Rayet, trebuie să-și piardă cea mai mare parte din învelișul său de hidrogen, care poate fi apoi observată ca o nebuloasă Wolf-Rayet în jurul stelei [21] . În timpul formării, masa acestor stele este în medie de 30–40 M ⊙ , dar în cursul evoluției pierd o parte semnificativă din materie, iar în stadiul de stele Wolf–Rayet masa lor medie este de aproximativ 10 M ⊙ [1] [ 9] . Acest lucru se poate întâmpla din două motive [22] [23] :

Stelele Wolf-Rayet pierd masa în timp, ceea ce duce la o modificare a compoziției lor la suprafață și, odată cu aceasta, a spectrului. Astfel, aceeași stea în momente diferite aparține unor secvențe diferite (vezi mai sus ): mai întâi este WN, apoi WC. Stelele de tip WO sunt foarte rare și puțin înțelese și, probabil, în această etapă, steaua fie termină de sintetiza carbonului din heliu , fie elemente mai grele decât heliul ard deja în ea. Din aceste motive, etapa WO ar trebui să dureze un timp foarte scurt, 103–104 ani , și se crede, de asemenea, că doar stelele cu mase inițiale de 40–60 M ⊙ [ 8] [17] [18] trec prin ea .

În cele din urmă, stelele Wolf-Rayet își încheie viața cu o explozie de supernovă și transformarea într-o stea neutronică sau o gaură neagră . Tipul supernovei depinde de masa inițială a stelei: dacă aceasta depășește 40 M ⊙ , atunci supernova are tipul Ib, dacă nu depășește - Ic. Explozia unei stele Wolf-Rayet ca supernova poate genera explozii de raze gamma [8] [9] .

Stele de tip WNh

Stelele de tip WNh, în ciuda faptului că caracteristicile lor externe sunt similare cu cele ale altor stele Wolf-Rayet, se află în stadiul inițial al evoluției lor și ard hidrogen, nu heliu, în miez. Astfel de stele au mase mult mai mari: mai mult de 75 M ⊙ . După această etapă, astfel de stele își pierd o parte din masă, devin variabile albastre strălucitoare și apoi devin din nou stele Wolf-Rayet, dar deja sărace în hidrogen [3] [8] .

Istoria studiului

În 1867, astronomii Charles Wolf și Georges Rayet , care lucrează la Observatorul din Paris , au descoperit trei stele din constelația Cygnus cu linii de emisie puternice în spectre . După numele acestor astronomi, noul tip de stele și-a primit numele [1] [8] [24] .

În 1930, Carlisle Beals a sugerat existența a două secvențe de stele Wolf-Rayet: azot și carbon, iar în 1933 presupunerea sa a fost confirmată [25] . În 1938, Uniunea Astronomică Internațională a adoptat pentru ei denumirile WN și, respectiv, WC [26] . Secvența de oxigen WO a fost identificată mult mai târziu, în anii 1970, iar înainte de aceasta, stelele care îi aparțineau erau considerate a fi stele din subclasele timpurii ale secvenței de carbon [8] [17] .

În 1943, Georgy Gamow a înaintat o ipoteză care explica compoziția chimică anormală a stelelor Wolf-Rayet: conform ipotezei sale, substanța produsă în reacțiile termonucleare în nucleu se află la suprafață în aceste stele, dar această idee nu a fost general acceptată. până la sfârșitul secolului al XX-lea [8] .

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Cherepashchuk A. M. Wolf - Stele Raye // Marea Enciclopedie Rusă . - Editura BRE , 2006. - V. 5. - S. 692. - 786 p. — ISBN 5-85270-334-6 .
  2. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 407.
  3. ↑ 1 2 3 Heydari-Malayeri, M. WNh Tip . Un dicționar etimologic de astronomie și astrofizică . Paris: Observatorul din Paris . Preluat la 26 noiembrie 2020. Arhivat din original la 4 martie 2021.
  4. ↑ 1 2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Clasificarea spectrală a O2–3.5 If*  / WN5–7 stars  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - 1 septembrie ( vol. 416 ). — P. 1311–1323 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . Arhivat din original pe 13 iulie 2019.
  5. ↑ 12 Dragă , David. Steaua Wolf–Rayet  (engleză) . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 25 noiembrie 2020. Arhivat din original la 14 noiembrie 2020.
  6. ↑ 1 2 Wolf– Rayet Star  . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 25 noiembrie 2020. Arhivat din original la 20 octombrie 2020.
  7. ↑ Ethan Siegel. Cele mai fierbinți stele din univers le lipsește tuturor un  ingredient cheie . Forbes . The Forbes, Inc. Consultat la 26 noiembrie 2020. Arhivat din original pe 17 ianuarie 2021.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. Proprietățile fizice ale stelelor Wolf-Rayet  (engleză)  // Revizuirea anuală a astronomiei și astrofizicii. - Pato Alto: Annual Reviews , 2007. - 1 septembrie ( vol. 45 ). — P. 177–219 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2019.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cherepashchuk A. M. Wolf - Stele Rayet . Astronet . Consultat la 25 noiembrie 2020. Arhivat din original la 12 decembrie 2012.
  10. ↑ Steaua Wolf–Rayet  . Enciclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica, Inc. Consultat la 25 noiembrie 2020. Arhivat din original pe 10 august 2020.
  11. ↑ Cifra romană după desemnarea elementului indică gradul de ionizare. I este un atom neutru, II este ionizat individual, III este dublu ionizat și așa mai departe.
  12. ↑ Keith Robinson. Profilul P Cygni și prietenii  //  Spectroscopy: The Key to the Stars: Reading the Lines in Stellar Spectra / editat de Keith Robinson. - N. Y. : Springer , 2007. - P. 119–125 . - ISBN 978-0-387-68288-4 . - doi : 10.1007/978-0-387-68288-4_10 .
  13. ↑ P Cygni line profile  //  Un dicționar de astronomie / editat de Ian Ridpath. — Oxf. : Oxford University Press , 2012. - ISBN 978-0-191-73943-9 . Arhivat 11 decembrie 2020.
  14. ↑ Introducere GCVS . GAISH MSU . Preluat la 28 noiembrie 2020. Arhivat din original la 18 februarie 2022.
  15. ↑ LW Ross. Variabilitatea stelelor Wolf-Rayet  // Publicațiile Societății Astronomice din Pacific  . - San Francisco: Societatea Astronomică a Pacificului , 1961. - 1 octombrie ( vol. 73 ). - P. 354 . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127710 .
  16. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 209.
  17. ↑ 1 2 3 F. Tramper, SM Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter. Stele masive pe punctul de a exploda: proprietățile stelelor din secvența de oxigen Wolf-Rayet  // Astronomie și Astrofizică  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - 1 septembrie ( vol. 581 ). — P. A110 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201425390 . Arhivat din original pe 22 iulie 2019.
  18. ↑ 1 2 Kathryn Neugent, Philip Massey. Conținutul Wolf-Rayet al galaxiilor grupului local și dincolo de   // Galaxies . - Basel: MDPI , 2019. - 1 august ( vol. 7 ). — P. 74 . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies7030074 .
  19. ↑ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J., Moffat, AFJ; St-Louis, N. VLT/SINFONI Spectroscopie rezolvată în timp a stelelor WN centrale, luminoase, bogate în H din R136  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2009. - 1 august ( vol. 397 ). — P. 2049–2056 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x .
  20. ↑ Nola Taylor Redd. Care este cea mai masivă stea?  (engleză) . space.com . Future plc (28 iulie 2018). Preluat la 28 noiembrie 2020. Arhivat din original la 11 ianuarie 2019.
  21. ↑ Ochi cu raze X pe o nebuloasă Wolf-Rayet  . AAS Nova . Preluat la 27 noiembrie 2020. Arhivat din original la 24 noiembrie 2020.
  22. ↑ 1 2 A. V. Tutukov. Evoluția stelelor binare apropiate . Astronet . Consultat la 27 noiembrie 2020. Arhivat din original la 28 septembrie 2013.
  23. ↑ 1 2 Cherepashchuk A. M. Stele binare apropiate în stadiile târzii ale evoluției . Astronet . Consultat la 27 noiembrie 2020. Arhivat din original la 20 octombrie 2015.
  24. ↑ IV. Despre stelele strălucitoare ale lui Wolf și Rayet în Cygnus  (engleză)  // Proceedings of the Royal Society of London . - L .: Royal Society , 1891. - 31 decembrie ( vol. 49 , iss. 296-301 ). — P. 33–46 . — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126 . - doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . Arhivat 14 noiembrie 2020.
  25. ↑ CS Beals. Clasificarea și temperaturile stelelor Wolf-Rayet  (engleză)  // Observatorul. - L .: Self published , 1933. - 1 iunie ( vol. 56 ). — P. 196–197 . — ISSN 0029-7704 . Arhivat din original pe 10 martie 2017.
  26. ↑ Swings, P. The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1942. - 1 ianuarie ( vol. 95 ). — P. 112 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/144379 . Arhivat din original pe 5 octombrie 2018.

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 stele variabile
Eruptiv
Pulsând
rotind
Cataclismic
eclipsarea binarelor
Liste
Categorie: Stele variabile