Звезда Вольфа-Райе

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].

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].