Зоря Во́льфа — Рає́ — тип зорі, яка характеризується дуже високою температурою й світністю, а також наявністю яскравих емісійних ліній різних елементів у спектрі. Такі зорі масивні, як правило, перебувають на пізніх стадіях своєї еволюції, містять мало водню, але багаті на гелій, мають потужний зоряний вітер і виявляють змінність. Зазвичай такі зорі утворюються в результаті втрати зорею її зовнішньої водневої оболонки через потужний зоряний вітер або перетікання речовини у тісній подвійній системі і, як наслідок, оголенням глибших, збагачених гелієм шарів речовини. Вони досить рідкісні, сконцентровані поблизу площини Галактики й часто трапляються в тісних подвійних системах. Клас названо на честь астрономів Шарля Вольфа та Жоржа Рає, які 1867 року вперше звернули увагу на особливості спектрів таких зір.

Історія вивчення

1867 року астрономи Шарль Вольф та Жорж Рає, які працювали в Паризькій обсерваторії, відкрили три зорі в сузір'ї Лебедя, у спектрах яких спостерігалися сильні емісійні лінії. За прізвищами цих астрономів новий тип зір і отримав свою назву.

У 1930 році Карлайл Білз висловив припущення про існування двох послідовностей зір Вольфа — Рає — азотної та вуглецевої, а 1933 року це припущення підтвердилося. 1938 року Міжнародний астрономічний союз ухвалив для них позначення WN і WC відповідно. Кисневу послідовність WO виокремили значно пізніше, у 1970-х роках; до того зорі цього типу вважали зорями ранніх підкласів вуглецевої послідовності.

1943 року Георгій Гамов висунув гіпотезу, що пояснювала аномальний хімічний склад зір Вольфа — Рає. За цією гіпотезою речовина, утворена в термоядерних реакціях у ядрі, у цих зорях виходить на поверхню. Проте ця ідея стала загальноприйнятою лише наприкінці XX століття.

Властивості

Основні характеристики Зорі Вольфа — Рає здебільшого масивні, перебувають на пізніх стадіях еволюції й утратили майже всю водневу оболонку, але багаті на гелій і спалюють його у своєму ядрі. Деякі дуже масивні зорі головної послідовності, що містять достатньо водню і спалюють його в ядрі, мають подібні характеристики й також класифікуються як зорі Вольфа — Рає.

Для зір Вольфа — Рає характерні дуже високі ефективні температури — від 25 до 200 тисяч K, а отже, і дуже великі світності — абсолютна зоряна величина таких зір може досягати −7m. Мінімальні маси зір Вольфа — Рає становлять близько 5 , а середня маса — близько 10 . У зір Вольфа — Рає спостерігається потужний зоряний вітер, швидкість речовини в якому перевищує 1000—2000 км/с, що призводить до втрати зорею маси з темпом 10−6—10−4 на рік і збагачення міжзоряної речовини важкими елементами. Багато зір надзвичайно високих мас є зорями Вольфа — Рає; серед них наймасивніша відома зоря станом на 2025 рік R136a1 масою 291 ± 46 , BAT99-98 масою близько 226 , масою 195±35 , масою 184 ± 40 .

Близько половини зір Вольфа — Рає належать до тісних подвійних систем, у яких другий компонент — найчастіше зоря спектрального класу O або B з масою більшою, ніж у зорі Вольфа — Рає. Завдяки цьому маси компонентів часто можна визначити безпосередньо. Зорі Вольфа — Рає зосереджені переважно в площині галактичного диска — середня відстань таких зір від площини Галактики становить близько 85 парсеків. Крім того, вони доволі рідкісні: за теоретичними оцінками, у Чумацькому Шляху їх 1—2 тисячі, тоді як відкрито лише кілька сотень. Завдяки високій світності їх можна спостерігати на великих відстанях: наприклад, близько 30 таких зір відомо в галактиці Андромеди.

Із зорями Вольфа — Рає пов'язане поняття галактик Вольфа — Рає: це такі галактики, у яких не вдається розрізнити окремі зорі, але їхній спектр свідчить про наявність великої кількості (сотень або тисяч) зір Вольфа — Рає в окремих ділянках. Такі галактики є галактиками зі спалахом зореутворення.

Спектральні характеристики

Головною особливістю спектрів зір Вольфа — Рає є наявність сильних емісійних ліній різних елементів: H IРимські числа (після позначення елемента) позначають ступінь його іонізації: I — нейтральный атом, II — одноразово іонізований, III — двічі іонізований і т.д., He I—II, N III—V, C III—IV, O III—V, тоді як у звичайних зір спостерігаються лінії поглинання. Інтенсивність випромінювання в лініях може у 10—20 разів перевищувати інтенсивність у сусідніх ділянках неперервного спектра, а ширина ліній становить 50—100 ангстрем, що вказує на потужний зоряний вітер, швидкість якого спричиняє доплерівське розширення ліній. Подібні спектри спостерігаються в деяких ядрах планетарних туманностей, але їхні маси та світності значно менші, ніж у зір Вольфа — Рає.

Хоча ефективна температура зір Вольфа — Рає дуже висока, неперервна частина спектра випромінювання має нижчу температуру: її кольорова температура у видимому діапазоні становить лише 10—20 тисяч K. Водночас речовина, емісійні лінії якої спостерігаються у спектрі, має потенціал іонізації до 100 еВ, що відповідає температурі близько 100 тисяч K.

У спектрах зір Вольфа — Рає в емісійних лініях спостерігається спад інтенсивності випромінювання нижче континууму в їхній синій частині, тобто поглинання на коротших хвилях, ніж ті, на яких відбувається емісія. Такі особливості прямо вказують на втрату маси зорею й мають назву «профіль P Лебедя» () за назвою зорі , у якої лінії мають такий самий вигляд.

Обертання Втрата маси зорею Вольфа — Рає залежить від швидкості обертання зорі, особливо за низької металічності. Крім того, швидке обертання сприяє перемішуванню продуктів термоядерного синтезу з ядра по всій зорі. Натомість втрата маси зорі супроводжується втратою моменту імпульсу й гальмуванням обертання масивних зір. Дуже масивні зорі за металічності, близької до сонячної, повинні майже повністю втратити кутовий момент ще на головній послідовності, тоді як за металічності Малої Магелланової Хмари вони можуть зберігати високу швидкість обертання навіть за найбільших спостережуваних мас.

Змінність Зорі Вольфа — Рає належать до еруптивних змінних зір. Їхні зміни блиску мають нерегулярний характер, а амплітуда цих змін у смузі V сягає 0,1m. Вважають, що змінність спричинена варіаціями їхнього зоряного вітру.

Класифікація У спектральній класифікації зорі Вольфа — Рає виділяють в окремий клас W або WR. Цей клас, своєю чергою, поділяють на три послідовності (або типи) за виглядом спектра: азотну (WN), вуглецеву (WC) і кисневу (WO) — у спектрах зір цих послідовностей переважають, відповідно, лінії азоту, вуглецю та кисню. Крім того, у спектрах зір WN і WC наявні слабкі лінії водню.

Послідовність типів WN—WC—WO розглядають як еволюційну: те, до якої послідовності належить зоря, визначає частка втраченої речовини, яка з часом зростає. Зорі кисневої послідовності трапляються найрідше — відомо лише 9 таких об'єктів.

Кожну з цих послідовностей додатково поділяють на підкласи за співвідношенням інтенсивностей ліній одного й того самого елемента в різних ступенях іонізації. Азотну послідовність поділяють на 8 підкласів від WN2 до WN9 (інколи додають WN10 і WN11), вуглецеву — на 6 підкласів від WC4 до WC9, кисневу — на підкласи WO1—WO4. Деякі зорі мають проміжний вигляд спектрів між азотною та вуглецевою послідовностями і їх виділяють в окремий клас WN/C. Як і в спектральній класифікації звичайних зір, підкласи з меншими номерами називають ранніми, а з більшими — пізніми; зорі раніших підкласів мають вищу температуру.

Зорі спектрального класу O і зорі Вольфа — Рає іноді важко розрізнити за характеристиками. Зорі обох класів мають дуже високі температури; водночас спектри деяких зір класу O містять емісійні лінії, а спектри зір Вольфа — Рає можуть містити лінії водню. Через це деякі наймасивніші зорі головної послідовності, які спалюють у ядрі водень, а не гелій, класифікують як зорі азотної послідовності Вольфа — Рає і позначають WNh, а не WN. До цього типу, наприклад, належить наймасивніша відома зоря — R136a1. Крім того, деякі зорі з проміжними параметрами відносять одразу до двох класів: наприклад, O3 If*/WN6. Так зорі називають «слеш-зорями» (), і в більшості випадків вони все ще спалюють водень у ядрі.

Еволюція Більшість зір Вольфа — Рає є зорями на пізніх стадіях еволюції, які втратили майже весь водень і спалюють гелій у ядрі. У такому стані зоря перебуває дуже короткий за астрономічними мірками час — менше ніж 3  років. Вік таких зір також невеликий і не перевищує кількох мільйонів років. Щоб стати зорею Вольфа — Рає, зоря має втратити більшу частину своєї водневої оболонки, залишки якої можна спостерігати як туманність Вольфа — Рає навколо зорі. Початкова маса таких зір у середньому становить 30—40 , але в ході еволюції вони втрачають значну частину маси, і на стадії зорі Вольфа — Рає їхня маса в середньому становить близько 10 . Це може відбуватися з двох причин:

У випадку одиночної зорі, якщо її маса перевищує 25 , після сходження з головної послідовності та перетворення на надгігант у неї може розпочатися інтенсивне витікання речовини (переважно водню) із зовнішніх шарів в навколишній простір через велику світність. Спочатку така зоря стає яскравою блакитною змінною, а потім — зорею Вольфа — Рає.

У тісній подвійній системі з достатньо масивними компонентами масивніша зоря раніше залишає головну послідовність і починає розширюватися. У певний момент вона заповнює свою порожнину Роша, і речовина її зовнішніх шарів починає перетікати до іншої зорі. У результаті від масивнішої зорі залишається гелієве ядро, в якому відбувається ядерне горіння гелію, і вона стає зорею Вольфа — Рає. Зрештою від неї залишається компактний об'єкт, і коли друга зоря сходить з головної послідовності, маса вже починає перетікати від неї до компактного об'єкта, тож зоря з меншою початковою масою також може стати зорею Вольфа — Рає. Зорі Вольфа — Рає з часом втрачають масу, що змінює склад їхньої поверхні, а разом із ним і спектр. Тому одна й та сама зоря на різних етапах належить до різних послідовностей: спочатку це WN, потім WC. Зорі типу WO дуже рідкісні й погано вивчені; ймовірно, на цій стадії зоря або завершує синтез вуглецю з гелію, або в ній уже відбувається горіння елементів, важчих за гелій. З цих причин стадія WO має тривати дуже коротко — 103—104 років; крім того, вважають, що її проходять лише зорі з початковими масами 40—60 .

Зрештою зорі Вольфа — Рає завершують своє життя вибухом наднової й перетворюються на нейтронну зорю або чорну діру. Тип наднової залежить від початкової маси зорі: якщо вона перевищує , то це наднова типу Ib, якщо не перевищує — Ic. Вибух зорі Вольфа — Рає як наднової може породжувати гамма-спалахи.

Зорі типу WNh Попри те, що зовнішні характеристики зір типу WNh подібні до характеристик інших зір Вольфа — Рає, вони перебувають на початковій стадії своєї еволюції й спалюють у ядрі водень, а не гелій. Такі зорі мають значно більші маси — понад . Після цієї стадії вони втрачають частину маси, стають яскравими блакитними змінними, а згодом знову переходять у стан зір Вольфа — Рає, але вже збіднених на водень.

Коментарі

Примітки

Література

Посилання

Galactic Wolf Rayet Catalog  — Каталог галактичних об'єктів Вольфа — Рає Дивовижна зоря Вольфа — Райє у сусідній галактиці. — The Universe. Space. Tech