Циклопедия скорбит по жертвам террористического акта в Крокус-Сити (Красногорск, МО)

Звёзды Вольфа — Райе

Материал из Циклопедии
(перенаправлено с «Звезда Вольфа — Райе»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звезда HD 184738, относящаяся к звёздам WR
Звезда Вольфа-Райе WR 31a в созвездии Киль

Звёзды Вольфа — Райе (звёзды типа WR) — тип звёзд, обладающих высокой светимостью и температурой, с поверхности которых происходит интенсивное истечение горячего и электрически заряженного газа (плазмы).

В нашей Галактике насчитывается не более 500 таких звёзд[1].

Общая информация[править]

Звёзды Вольфа — Райе от 5 до 50 раз массивнее Солнца, а с их поверхности происходит утечка раскалённого газа в межзвёздное пространство со скоростью 1000-3000 км/с. Благодаря этому, За год типичная звезда типа WR может потерять до 0,00001 массы Солнца. Предполагается, что звёзды Вольфа — Райе представляют собой ге­лие­вые яд­ра мас­сив­ных звёзд, которые затем потеряли часть своих внешних оболочек[2].

В спектре таких звёзд наблюдается широкие линии водорода, нейтрального и ионизованного гелия, азота, углерода, кислорода[3].

Особенности[править]

Самые опасные звёзды во Вселенной Звёзды Вольфа-Райе // Улица Шкловского [38:17]

Основная особенность, благодаря которой звёзды WR выделяются на фоне других, обладающих большой светимостью и массой, это активное истечение газов с их поверхности (звёздный ветер). Хотя это явление происходит у большинства звёзд, только звёзды Вольфа — Райе так интенсивно теряют вещество. Предполагается, что это происходит благодаря силе лучевого давления света на газ или притяжению соседних объектов. В первом случае электромагнитное излучение из ядра звезды просто «выдувает» газ верхних слоёв атмосферы в космос, во втором, если звезда WR является компонентом двойной системы, то газ вытягивает её компаньон благодаря гравитационному взаимодействию. По понятным причинам, долго терять вещество астрономические объекты не могут, поэтому звёзды Вольфа — Райе существуют в таком состоянии не более сотен тысяч или нескольких миллионов лет[4]. Фактически, описываемые процессы есть короткий этап эволюции старых массивных звёзд, отсюда и их низкая распространённость в Млечном Пути.

История изучения[править]

В 1867 году астрономы Шарль Вольф и Жорж Райе, работавшие в Парижской обсерватории, обнаружили три звезды в созвездии Лебедя, в спектрах которых наблюдались сильные эмиссионные линии. По фамилиям этих астрономов новый тип звёзд и получил своё название[2][5][6].

В 1930 году Карлайл Билз предположил существование двух последовательностей звёзд Вольфа-Райе: азотной и углеродной, а в 1933 году его предположение подтвердилось[7].

В 1938 году Международным астрономическим союзом для них были приняты обозначения WN и WC соответственно[8]. Кислородная последовательность WO была выделена значительно позже, в 1970-е годы, а до этого звёзды, относящиеся к ней, считали звёздами ранних подклассов углеродной последовательности[9].

В 1943 году Георгий Гамов выдвинул гипотезу, объяснявшую аномальный химический состав звёзд Вольфа-Райе: согласно его гипотезе вещество, выработанное в термоядерных реакциях в ядре, в этих звёздах находится на поверхности, однако эта идея не была общепринятой до конца XX века[10].

Источники[править]

Литература[править]

Ссылки[править]

 
Эволюция
Протозвёзды
Типы
Останки
Обычное вещество
Нейтронная звезда
Сверхплотные
Гипотетические
«Недозвёзды»
Строение
Нуклеосинтез
Свойства
Списки
 
Эруптивные
Пульсирующие
Вращающиеся
Катаклизмические
Затменно-двойные системы
Списки

Категория:Переменные звёзды

 
Основные спектральные классы

OBAFGKM

Дополнительные спектральные классы

W (звёзды Вольфа — Райе)С (углеродные звёзды)S (циркониевые звёзды)L, T, Y (коричневые карлики)D (белые карлики)P (планетарные туманности)Q (новые звёзды)SN (сверхновые звёзды)

Классы светимости

ГипергигантыСверхгиганты (Голубые, Жёлтые, Красные, Яркие гиганты) • Гиганты (Голубые, Жёлтые, КрасныеСубгигантыЗвёзды главной последовательности (карлики) (O, B, A, F, G (жёлтый карлик), K (оранжевый карлик), M (красный карлик)) • Субкарлики (O, B, Холодные субкарлики) • Белые карлики