Farkascsillag – Rayet

A Wolf-Rayet csillagok  olyan csillagok , amelyeket nagyon magas hőmérséklet és fényerő, valamint a spektrum különböző elemeinek fényes emissziós vonalai jellemeznek . Ezek a csillagok nagy tömegűek, fejlődésük késői szakaszában járnak, kevés hidrogént tartalmaznak, de héliumban gazdagok, és erős csillagszelet bocsátanak ki . Meglehetősen ritkák, a galaktikus sík felé koncentrálódnak, és gyakran szoros bináris rendszerekben fordulnak elő . Ezenkívül ezek a csillagok változékonyságot mutatnak .

Ez a csillagosztály Charles Wolf és Georges Rayet csillagászokról kapta a nevét , akik először 1867-ben hívták fel a figyelmet az ilyen csillagok spektrumának jellemzőire.

Tulajdonságok

Főbb jellemzők

A Wolf-Rayet csillagok többnyire az evolúció késői szakaszában lévő hatalmas tömegű csillagok, amelyek hidrogénhéjuk szinte teljes egészét elvesztették , de héliumban gazdagok, és azt a magjukban elégették [1] [2] . Néhány nagyon nagy tömegű fősorozatú csillag , amelyek elegendő hidrogént tartalmaznak és elégetik azt a magban, hasonló tulajdonságokkal rendelkeznek, és szintén Wolf-Rayet csillagok közé tartoznak (lásd alább ) [3] [4] .

A Wolf-Rayet csillagokat nagyon magas effektív hőmérséklet jellemzi  - 25-200 ezer K [5] [6] [7] , és ennek következtében nagyon nagy fényerő - az ilyen csillagok abszolút magnitúdója elérheti a -7 m -t . A Wolf-Rayet csillagok tömege 5  M ⊙ között mozog , átlagosan 10  M ⊙ . Ugyanakkor erős csillagszelük van, az anyag sebessége meghaladja az 1000-2000 km/s-t, ami a csillag által évente 10 -6 -10 -4 M ⊙ tömegveszteséghez és a csillagok feldúsulásához vezet. csillagközi anyag nehéz elemekkel [1] [2] [5] [8] .  

A Wolf-Rayet csillagok körülbelül fele közeli kettősrendszerekhez tartozik , amelyekben a második komponens leggyakrabban egy O vagy B spektrális típusú csillag, amelynek tömege nagyobb, mint a Wolf-Rayet csillagé, aminek köszönhetően a a komponensek gyakran közvetlenül mérhetők [6] . A Wolf-Rayet csillagok főként a galaxis korongjának síkjában koncentrálódnak  - az ilyen csillagok átlagos távolsága a galaxis síkjától körülbelül 85  parszek . Ráadásul meglehetősen ritkák: elméleti becslések szerint 1-2 ezer darab van belőlük a Tejútrendszerben , és csak néhány százat fedeztek fel belőlük. Fényességük miatt nagy távolságból is megfigyelhetők: például az Androméda-galaxisban 30 ilyen csillag ismert [9] [10] .

A Wolf-Rayet galaxisok fogalma a Wolf-Rayet csillagokhoz kötődik - ezek olyan galaxisok, amelyekben nem lehet különálló csillagokat feloldani, de spektrumuk nagyszámú - több száz vagy több ezer - Wolf-Rayet csillag jelenlétét jelzi. egyes területeken. Az ilyen galaxisok maguk is csillagkeletkezési kitöréssel rendelkező galaxisok [8] .

Spektrális jellemzők

A Wolf-Rayet csillagok spektrumának fő jellemzője a különböző elemek erős emissziós vonalainak jelenléte : H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, míg a közönséges. csillagok kiállítási vonalak átvételek . A vonalakban a sugárzás intenzitása 10-20-szor nagyobb lehet, mint a folytonos spektrum szomszédos tartományaiban, a vonalak szélessége pedig 50-100 angström , ami erős csillagszelet jelez . Hasonló spektrumok figyelhetők meg a bolygóködök egyes magjaiban , de tömegük és fényességük sokkal kisebb, mint a Wolf-Rayet csillagoké [2] [9] .

Bár a Wolf-Rayet csillagok effektív hőmérséklete nagyon magas, az emissziós spektrum folytonos része nem túl magas hőmérsékletű: színhőmérséklete a látható tartományban mindössze 10-20 ezer K . Ebben az esetben az anyag, amelynek emissziós vonalai a spektrumban megfigyelhetők, akár 100 eV ionizációs potenciállal rendelkezik, ami 100 ezer K hőmérsékletnek felel meg [9] .

A Wolf-Rayet csillagok spektrumában az emissziós vonalak a kontinuum alatti emissziós intenzitás csökkenést mutatják kék részükben, vagyis rövidebb hullámhosszúságú abszorpciót, mint az emissziós vonalak. Az ilyen jellemzők egyértelműen jelzik a csillag tömegveszteségét, és a P Cygni csillag neve után " P Cygni profiloknak " nevezik  őket , amelyekben a vonalak azonos alakúak [8] [12] [13] .

Változékonyság

A Wolf-Rayet csillagok eruptív változócsillagok . Fényességváltozásaik szabálytalanok, és ezeknek a változásoknak az amplitúdója a V sávban akár 0,1 m . Úgy gondolják, hogy változékonyságukat a csillagszélük inkonzisztenciája okozza [14] [15] .

Osztályozás

A spektrális osztályozásban a Wolf-Rayet csillagokat külön W [16] vagy WR osztályba sorolják. Ez az osztály viszont három szekvenciára (vagy három típusra) van felosztva a spektrum típusa szerint: nitrogén (WN), szén (WC) és oxigén (WO) - ezen sorozatok csillagainak spektrumában nitrogén , szén és oxigénvonalak dominálnak . Emellett gyenge hidrogénvonalak vannak jelen a WN és WC csillagok spektrumában [1] .

Ezen WN-WC-WO típusok sorozatát evolúciósnak tekintjük (lásd alább ) [1] : egy csillag egyik vagy másik sorozatába való besorolását az elveszett anyag aránya határozza meg, amely idővel növekszik. Az oxigénsorozat csillagai a legritkábbak – mindössze 9 ilyen csillag ismert [8] [17] [18] .

Ezen szekvenciák mindegyike alosztályokra van osztva ugyanazon anyag vonalintenzitásának aránya szerint, különböző ionizációs fokokban. A nitrogénszekvencia 8 alosztályra oszlik WN2-től WN9-ig (néha hozzáadjuk a WN10-et és WN11-et), a szénszekvenciát 6 alosztályra osztják WC4-től WC9-ig, az oxigénszekvenciát pedig WO1-WO4 alosztályokra. Egyes csillagok spektruma közbenső formájúak a nitrogén- és szénszekvenciák között, és külön WN/C osztályba tartoznak. Ahogy a közönséges csillagok spektrális osztályozásában, a kisebb számmal jelölt alosztályokat korainak, a nagyobbakat későinek nevezzük, a korábbi alosztályok csillagainak hőmérséklete magasabb [8] .

Az O osztályú csillagokat és a Wolf-Rayet csillagokat néha nehéz megkülönböztetni a jellemzők tekintetében. Mindkét osztályba tartozó csillagok hőmérséklete nagyon magas, míg egyes O osztályú csillagok spektruma emissziós vonalakat, a Wolf-Rayet csillagok spektruma pedig hidrogénvonalakat tartalmazhat . Emiatt a legmasszívabb fősorozatú csillagok közül néhány, amelyek magjában hélium helyett hidrogént égetnek , a Wolf-Rayet nitrogénszekvenciájú csillagok közé sorolhatók, és WNh helyett WN-nek jelölik őket. Ebbe a típusba tartozik például a legnagyobb tömegű ismert csillag, az R136a1 [19] [20] . Ezenkívül néhány köztes paraméterű csillag egyszerre két osztályhoz van rendelve: például O3 If*/WN6. Ezeket a csillagokat angolul "slash stars" néven ismerik, és a legtöbb esetben olyan csillagok, amelyek magjában még mindig hidrogént égetnek [3] [4] .

Evolúció

A legtöbb Wolf-Rayet csillag késői stádiumú csillag , amely szinte az összes hidrogént elvesztette, és magjában héliumot égetnek . Ebben az állapotban a csillag csillagászati ​​mércével mérve nagyon rövid időt tölt: kevesebb mint 3⋅10 5 évet. Az ilyen csillagok életkora szintén kicsi, és nem haladja meg a több millió évet [8] . Ahhoz, hogy Wolf-Rayet-csillaggá váljon, el kell veszítenie hidrogénhéjának nagy részét, amelyet ezután Wolf-Rayet-ködként lehet megfigyelni a csillag körül [21] . A kialakulás során az ilyen csillagok tömege átlagosan 30-40 M ⊙ , de az evolúció során anyaguk jelentős részét elvesztik, és a Wolf–Rayet csillagstádiumban átlagos tömegük körülbelül 10 M ⊙ [1] [ 9] . Ez két okból történhet [22] [23] :

• Egyetlen csillag esetében, ha tömege meghaladja a 25 M⊙ -t, a fősorozat elhagyása és szuperóriássá alakulása után a külső rétegekből erős anyagkiáramlást kezdhet – főleg hidrogént – a környezőbe . teret a nagy fényerő miatt, és a csillag előbb élénkkék változóvá , majd Wolf-Rayet csillaggá változik [8] [9] .

• Egy szoros kettős rendszerben kellően nagy tömegű komponensekkel a nagyobb tömegű csillag korábban befejezi a fő sorozatot, és elkezd növekedni. Egy ponton kitölti a Roche-lebenyét , és külső rétegeinek anyaga egy másik csillaghoz kezd folyni. Így egy nagyobb tömegű csillagból héliummag marad, amelyben hélium ég , és a csillagból Wolf-Rayet csillag lesz. Ennek eredményeként egy kompakt objektum marad belőle , és amikor a második csillag elhagyja a fő sorozatot, akkor a belőle származó tömeg egy kompakt objektum felé kezd folyni, és egy kezdetben kisebb tömegű csillag is Wolf-Rayet csillaggá válhat [9 ] [22] [23] .

A Wolf-Rayet csillagok idővel veszítenek tömegükből, ami összetételük megváltozásához vezet a felszínen, és ezzel együtt a spektrumban is. Így ugyanaz a csillag különböző időpontokban különböző sorozatokhoz tartozik (lásd fent ): először WN, majd WC. A WO-típusú csillagok nagyon ritkák és kevéssé ismertek, és feltehetően ebben a szakaszban a csillag vagy befejezi a szén szintetizálását a héliumból , vagy a héliumnál nehezebb elemek már égnek benne. Ezen okok miatt a WO szakasznak nagyon rövid ideig, 103–104 évig kell tartania , és azt is tartják, hogy csak a 40–60 M ⊙ [ 8] [17] [18] kezdeti tömegű csillagok haladnak át rajta .

Végső soron a Wolf-Rayet csillagok egy szupernóva-robbanással és neutroncsillaggá vagy fekete lyuká alakulással fejezik be életüket . A szupernóva típusa a csillag kezdeti tömegétől függ: ha meghaladja a 40 M ⊙ -t , akkor a szupernóva Ib típusú, ha nem haladja meg - Ic. Egy Wolf-Rayet csillag szupernóvaként történő felrobbanása gamma-kitöréseket generálhat [8] [9] .

WNh típusú csillagok

A WNh-típusú csillagok annak ellenére, hogy külső jellemzőik hasonlóak a többi Wolf-Rayet csillagéhoz, fejlődésük kezdeti szakaszában vannak, és nem héliumot, hanem hidrogént égetnek el a magban. Az ilyen csillagok tömege sokkal nagyobb: több mint 75 M ⊙ . Ezt követően az ilyen csillagok elveszítik tömegük egy részét, világoskék változókká válnak , majd ismét Wolf-Rayet csillagokká válnak, de már hidrogénszegény [3] [8] .

Tanulmánytörténet

1867-ben Charles Wolf és Georges Rayet csillagászok , akik a Párizsi Obszervatóriumban dolgoztak , három csillagot fedeztek fel a Cygnus csillagképben , amelyek spektrumában erős emissziós vonalak találhatók . E csillagászok nevéből kapták az új típusú csillagok a nevét [1] [8] [24] .

1930-ban Carlisle Beals két Wolf-Rayet-csillagsorozat létezését javasolta: a nitrogént és a szént, majd 1933-ban beigazolódott feltételezése [25] . 1938-ban a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió elfogadta számukra a WN, illetve a WC elnevezést [26] . A WO oxigénszekvenciáját jóval később, az 1970-es években azonosították, és ezt megelőzően a hozzá tartozó csillagokat a szénszekvencia korai alosztályainak csillagainak tekintették [8] [17] .

Georgy Gamow 1943-ban egy hipotézist terjesztett elő, amely megmagyarázta a Wolf-Rayet csillagok rendellenes kémiai összetételét: hipotézise szerint a magban termonukleáris reakciók során keletkező anyag ezekben a csillagokban a felszínen van, de ez az elképzelés nem volt általánosan elfogadott. század végéig [8] .

Jegyzetek

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Cserepascsuk A. M. Wolf - Raye csillagok // Nagy orosz enciklopédia . - BRE Kiadó , 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 Type . A csillagászati ​​és asztrofizikai etimológiai szótár . Párizs: Párizsi Obszervatórium . Letöltve: 2020. november 26. Az eredetiből archiválva : 2021. március 4. (határozatlan)
4. ↑ 1 2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Az O2–3,5 If* spektrális osztályozása  / WN5–7 csillagok  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - szeptember 1. ( 416. kötet ). — P. 1311–1323 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . Az eredetiből archiválva : 2019. július 13.
5. ↑ 12 Drágám , David. Wolf–Rayet csillag  (angol) . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2020. november 25. Az eredetiből archiválva : 2020. november 14.
6. ↑ 1 2 Farkas– Rayet Star  . Csillagászat . Melbourne: Swinburne University of Technology . Letöltve: 2020. november 25. Az eredetiből archiválva : 2020. október 20.
7. ↑ Ethan Siegel. Az Univerzum legforróbb csillagaiból hiányzik egy kulcsfontosságú  összetevő . Forbes . The Forbes, Inc. Letöltve: 2020. november 26. Az eredetiből archiválva : 2021. január 17..
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. A Wolf-Rayet csillagok fizikai tulajdonságai  (angol)  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. - Pato Alto: Annual Reviews , 2007. - szeptember 1. ( 45. kötet ). — P. 177–219 . — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Az eredetiből archiválva : 2019. október 11.
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Cherepaschuk A. M. Wolf - Rayet sztárok . Asztronet . Letöltve: 2020. november 25. Az eredetiből archiválva : 2012. december 12. (határozatlan)
10. ↑ Wolf–Rayet  csillag . Encyclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica, Inc. Letöltve: 2020. november 25. Az eredetiből archiválva : 2020. augusztus 10.
11. ↑ Az elem megjelölése utáni római szám az ionizáció mértékét jelzi. I semleges atom, II egyszeresen ionizált, III kétszeresen ionizált stb.
12. ↑ Keith Robinson. A P Cygni-profil és barátai  //  Spektroszkópia: A csillagok kulcsa: A vonalak olvasása a csillagspektrumban / szerkesztette: 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 vonalprofil  //  Csillagászati ​​szótár / szerkesztette: Ian Ridpath. — Oxf. : Oxford University Press , 2012. - ISBN 978-0-191-73943-9 . Archiválva : 2020. december 11.
14. ↑ GCVS Bevezetés . GAISH MSU . Letöltve: 2020. november 28. Az eredetiből archiválva : 2022. február 18. (határozatlan)
15. ↑ LW Ross. Változékonyság a Wolf-Rayet csillagokban  // A Csendes- óceáni Astronomical Society kiadványai  . - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific , 1961. - október 1. ( 73. kötet ). - 354. o . — ISSN 0004-6280 . - doi : 10.1086/127710 .
16. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 209.
17. ↑ 1 2 3 F. Tramper, SM Straal, D. Sanyal, H. Sana, A. de Koter. Nagy tömegű csillagok a robbanás határán: az oxigénsorozat tulajdonságai Wolf-Rayet csillagok  // Csillagászat és asztrofizika  . - Les Ulis: EDP Sciences , 2015. - szeptember 1. ( 581. kötet ). — P. A110 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201425390 . Archiválva az eredetiből 2019. július 22-én.
18. ↑ 1 2 Kathryn Neugent, Philip Massey. A helyi csoport galaxisainak Wolf-Rayet tartalma és azon túl   // Galaxisok . - Bázel: MDPI , 2019. - augusztus 1. ( 7. kötet ). — 74. o . — ISSN 2075-4434 . - doi : 10.3390/galaxies7030074 .
19. ↑ Schnurr, O.; Chené, A.-N.; Casoli, J., Moffat, AFJ; St-Louis, N. VLT/SINFONI R136 központi, világító, H-ben gazdag WN csillagainak időfelbontású spektroszkópiája  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2009. - augusztus 1. ( 397. kötet ). — P. 2049–2056 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15060.x .
20. ↑ Nola Taylor Redd. Mi a legmasszívabb csillag?  (angol) . space.com . Future plc (2018. július 28.). Letöltve: 2020. november 28. Az eredetiből archiválva : 2019. január 11.
21. ↑ Röntgenszemek egy Wolf-Rayet-ködön  . AAS Nova . Letöltve: 2020. november 27. Az eredetiből archiválva : 2020. november 24.
22. ↑ 1 2 A. V. Tutukov. A közeli kettős csillagok evolúciója . Asztronet . Letöltve: 2020. november 27. Az eredetiből archiválva : 2013. szeptember 28. (határozatlan)
23. ↑ 1 2 Cserepascsuk A. M. Közeli kettős csillagok az evolúció késői szakaszában . Asztronet . Letöltve: 2020. november 27. Az eredetiből archiválva : 2015. október 20. (határozatlan)
24. ↑ IV. Wolf és Rayet fényes vonalú csillagairól a Cygnusban  (angolul)  // Proceedings of the Royal Society of London . - L .: Royal Society , 1891. - december 31. ( 49. kötet , 296-301. szám ). — P. 33–46 . — ISSN 2053-9126 0370-1662, 2053-9126 . - doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . Archiválva : 2020. november 14.
25. ↑ CS Beals. Wolf-Rayet csillagok osztályozása és hőmérséklete  (angol)  // The Observatory. - L .: Saját kiadás , 1933. - június 1. ( 56. köt. ). — P. 196–197 . — ISSN 0029-7704 . Az eredetiből archiválva: 2017. március 10.
26. ↑ Swings, P. The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1942. - január 1. ( 95. kötet ). — 112. o . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/144379 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 5.

Irodalom

• E. V. Kononovics; Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. kiadás. — B. ; Heideberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Csillagászat: XXI. század. - 3. kiadás - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

Szótárak és enciklopédiák	Nagy orosz Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	GND : 4190236-1 J9U : 987007558559005171 LCCN : sh85147219