Звезда Вольфа-Райе

Звёзды Вольфа-Райе — в большинстве своём массивные звёзды на поздних стадиях эволюции, лишившиеся практически всей водородной оболочки, но богатые гелием и сжигающие его в своём ядре^[1][2]. Некоторые очень массивные звёзды главной последовательности, содержащие достаточно водорода и сжигающие в ядре именно его, имеют схожие характеристики и также классифицируются как звёзды Вольфа-Райе (см. ниже^[⇨])^[3][4].

Для звёзд Вольфа-Райе характерны очень высокие эффективные температуры — от 25 до 200 тысяч K^[5][6][7], следовательно, и очень большие светимости — абсолютная звёздная величина таких звёзд может достигать −7^m. Массы звёзд Вольфа-Райе составляют от 5 M_⊙, в среднем — 10 M_⊙. При этом у них наблюдается сильный звёздный ветер, скорости вещества в котором превышают 1000—2000 км/с, что приводит к потере звездой массы 10^−5,6-10^−4,4 M_⊙ в год и обогащению межзвёздного вещества тяжёлыми элементами^[1][2][5][8].

Около половины звёзд Вольфа-Райе принадлежат тесным двойным системам, в которых второй компонент — чаще всего звезда спектрального класса O или B с массой больше, чем у звезды Вольфа-Райе, благодаря этому массы компонентов часто можно измерить напрямую^[6]. Звёзды Вольфа-Райе концентрируются в основном в плоскости диска галактики — средняя удалённость таких звёзд от плоскости галактики составляет около 85 парсеков. Кроме того, они довольно редки: по теоретическим оценкам, в Млечном Пути их 1-2 тысячи, а открыто их всего несколько сотен. Благодаря своей светимости, они могут наблюдаться на больших расстояниях: например, 30 таких звёзд известно в Галактике Андромеды^[9][10]

Со звёздами Вольфа-Райе связано понятие галактик Вольфа-Райе — это те галактики, в которых не удаётся определить отдельные звёзды, но их спектр свидетельствует о наличии большого числа — сотен или тысяч — звёзд Вольфа-Райе в некоторых областях. Сами такие галактики — это галактики со вспышкой звездообразования^[11].

Главной особенностью спектров звёзд Вольфа-Райе является наличие сильных эмиссионных линий различных элементов: H I^[12], He I—II, N III—V, C III—IV, O III—V, в то время как у обычных звёзд наблюдаются линии поглощения. Интенсивность излучения в линиях может в 10-20 раз превышать интенсивность в соседних участках непрерывного спектра, а ширина линий составляет 50-100 ангстремов, что указывает на сильный звёздный ветер. Похожие спектры наблюдаются у некоторых ядер планетарных туманностей, но их массы и светимости гораздо меньше, чем у звёзд Вольфа-Райе^[2][9].

Хотя эффективная температура звёзд Вольфа-Райе очень велика, непрерывная часть спектра излучения имеет не такую высокую температуру: её цветовая температура в видимом диапазоне составляет лишь 10-20 тысяч K. При этом вещество, эмиссионные линии которого наблюдаются в спектре, имеет потенциал ионизации до 100 эВ, что соответствует температуре в 100 тысяч K^[9].

В спектрах звёзд Вольфа-Райе у эмиссионных линий наблюдается падение интенсивности излучения ниже континуума в их синей части, то есть, поглощение в более коротких волнах, чем в тех, на которых происходит эмиссия. Такие особенности явно указывают на потерю массы звездой, и они носят название «профили P Лебедя» (англ. Cygni profiles) по названию звезды P Лебедя, у которой линии имеют такой же вид^[13][14][15].

Звёзды Вольфа-Райе относятся к эруптивным переменным звёздам. Их изменения блеска носят неправильный характер, а амплитуда этих изменений в полосе V составляет до 0,1^m. Считается, что их переменность вызвана непостоянством их звёздного ветра^[16][17].

В спектральной классификации звёзды Вольфа-Райе выделены в отдельный класс W^[18] или WR. Этот класс, в свою очередь, делится на три последовательности (или три типа) по виду спектра: азотную (WN), углеродную (WC) и кислородную (WO) — в спектрах звёзд этих последовательностей преобладают, соответственно, линии азота, углерода и кислорода. Кроме того, в спектрах звёзд WN и WC присутствуют слабые линии водорода^[1].

Последовательность этих типов WN-WC-WO рассматривается как эволюционная (см. ниже^[⇨])^[1]: принадлежность звезды к той или иной последовательности определяется долей потерянного вещества, которая увеличивается со временем. Звёзды кислородной последовательности встречаются наиболее редко — всего известно лишь 9 таких звёзд^[19][20][21].

Каждая из этих последовательностей разделяется дополнительно на подклассы по отношению интенсивностей линий одного и того же вещества в разных степенях ионизации. Азотная последовательность делится на 8 подклассов от WN2 до WN9 (иногда добавляются WN10 и WN11), углеродная — на 6 подклассов от WC4 до WC9, кислородная — на подклассы WO1-WO4. Некоторые звёзды имеют промежуточный вид спектров между азотной и углеродной последовательностью и выделяются в отдельный класс WN/C. Как и в спектральной классификации обычных звёзд, подклассы, обозначенные меньшим числом, называются ранними, а большим — поздними, звёзды более ранних подклассов имеют более высокую температуру^[22].

Звёзды класса O и звёзды Вольфа-Райе иногда оказываются трудноразличимыми по характеристикам. Звёзды обоих классов имеют очень высокие температуры, при этом спектры некоторых звёзд класса O имеют эмиссионные линии, а спектры звёзд Вольфа-Райе могут иметь линии водорода. Это приводит к тому, что некоторые наиболее массивные звёзды главной последовательности, сжигающие в ядре водород, а не гелий, классифицируются как звёзды азотной последовательности Вольфа-Райе, и их обозначают WNh, а не WN. К этому типу, например, относится самая массивная звезда из известных — R136a1^[23][24].

Кроме того, некоторые звёзды с промежуточными параметрами относят сразу к двум классам: например, O3 If*/WN6. Для таких звёзд используется английское название slash stars, и в большинстве случаев они являются звёздами, всё ещё сжигающими водород в ядре^[3][4]

Большинство звёзд Вольфа-Райе являются звёздами на поздних стадиях эволюции, которые лишились практически всего водорода и сжигают гелий в ядре. В таком состоянии звезда проводит очень малое по астрономическим меркам время: менее 3⋅10⁵ лет. Возраст таких звёзд также невелик и не превышает нескольких миллионов лет^[25]. Чтобы стать звездой Вольфа-Райе, она должна потерять большую часть своей водородной оболочки, которая затем может наблюдаться как туманность Вольфа-Райе вокруг звезды^[26]. При формировании масса таких звёзд составляет в среднем 30-40 M_⊙, но в ходе эволюции они теряют значительную часть своего вещества, и на стадии звезды Вольфа-Райе их масса в среднем составляет около 10 M_⊙^[1][9]. Это может произойти по двум причинам^[27][28]:

• В случае одиночной звезды, если та имеет массу более 25 M_⊙, после схода с главной последовательности и превращения в сверхгигант у неё может начаться сильное истечение вещества внешних слоёв — в основном водорода — в окружающее пространство из-за большой светимости, и звезда превратится сначала в яркую голубую переменную, а затем в звезду Вольфа-Райе^[29][9].

• В тесной двойной системе с компонентами достаточно большой массы более массивная звезда раньше завершает главную последовательность и начинает увеличиваться в размере. В какой-то момент она заполняет свою полость Роша и вещество её внешних слоёв начинает перетекать к другой звезде. Таким образом от более массивной звезды остаётся гелиевое ядро, в котором идёт горение гелия, и звезда становится звездой Вольфа-Райе. В результате от неё остаётся компактный объект, и когда вторая звезда сходит с главной последовательности, то уже от неё масса начинает перетекать к компактному объекту, и изначально менее массивная звезда тоже может стать звездой Вольфа-Райе^[9][27][28].

Звёзды Вольфа-Райе со временем теряют массу, что приводит к изменению их состава на поверхности, а вместе с ним и спектра. Таким образом, одна и та же звезда в разное время принадлежит к разным последовательностям (см. выше^[⇨]): сначала это WN, затем WC. Звёзды типа WO очень редки и плохо изучены, и предположительно, на этой стадии звезда либо заканчивает синтезировать углерод из гелия, либо в ней уже сжигаются элементы тяжелее гелия. По этим причинам стадия WO должна длиться очень короткое время — 10³-10⁴ лет, кроме того, считается, что через неё проходят лишь звёзды с начальными массами 40-60 M_⊙^[30][31][21].

В конечном итоге звёзды Вольфа-Райе завершают свою жизнь взрывом сверхновой и превращением в нейтронную звезду или чёрную дыру. Тип сверхновой зависит от начальной массы звезды: если она превышает 40 M_⊙, то сверхновая имеет тип Ib, если не превышает — Ic. Взрыв звезды Вольфа-Райе как сверхновой может порождать гамма-всплески^[32][9].

Звёзды типа WNh, несмотря на то, что их внешние характеристики похожи на таковые у остальных звёзд Вольфа-Райе, находятся на начальной стадии своей эволюции и сжигают в ядре водород, а не гелий. Такие звёзды обладают значительно большими массами: более 75 M_⊙. После этой стадии такие звёзды теряют часть массы, становятся яркими голубыми переменными, а затем снова становятся звёздами Вольфа-Райе, но уже бедными водородом^[3][29].

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^[1][33][34].

В 1930 году Карлайл Билз предположил существование двух последовательностей звёзд Вольфа-Райе: азотной и углеродной, а в 1933 году его предположение подтвердилось^[35].

В 1938 году Международным астрономическим союзом для них были приняты обозначения WN и WC соответственно^[36]. Кислородная последовательность WO была выделена значительно позже, в 1970-е годы, а до этого звёзды, относящиеся к ней, считали звёздами ранних подклассов углеродной последовательности^[37].

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^[19].