Звезды вольфа-райе

Звёзды Вольфа-Райе

Рано или поздно от такой звезды мало что остаётся, кроме горячего ядра. Такие бывшие крупные звезды, потерявшие свою атмосферу, называются звёздами Вольфа-Райе (по имени Шарля Вольфа и Жоржа Райе, открывших этот тип космических объектов в XIX веке).

Все они намного тяжелее Солнца. И могут иметь массу от 10 до более чем 200 его масс. И ещё они очень горячие! Температура поверхности таких объектов может составлять от 30 000 до более 100 000 Кельвинов! (В случае Солнца она составляет всего около 5500 Кельвинов).

Так что несомненно одно, друзья мои: Звезды Вольфа-Райе — довольно впечатляющие объекты.

Звезды Вольфа-Райе (в настоящее время их известно несколько сотен, разбросанных по всему Млечному Пути) — замечательная лаборатория для изучения эволюции крупных звёзд. Особенно, когда речь идёт о необычных системах, таких как звезда WR 104. Уж очень интересна для учёных выбрасываемая ей пылевая спираль.

И не просто потому, что кружащаяся пыль выглядит красиво. Этот процесс буквально показывает нам, откуда мы все пришли. Земля и мы, люди, сделаны именно из этого материала: углерода и других тяжёлых элементов, которые были созданы давным-давно в крупных звёздах, а затем выброшены в космос.

Очевидно, что конец жизни больших звёзд стал началом жизни биологической.

И кто знает, что в конечном итоге станет с углеродом, выбрасываемым WR 104…

Как астрономы измеряют блеск звезд?

Раз понятие блеска в астрономии имеет строгое научное определение, значит блеск можно измерить.

Действительно, блеск звезд (да и вообще любых небесных светил) измеряется в звездных величинах. Звездная величина — особая безразмерная физическая величина, которая применяется только в астрономии и астрофизике. Обозначается в виде латинской буквы m над ее числовым значением. Например, блеск Сириуса -1,44m. Измеряются звездные величины парадоксальным образом: чем меньше значение m, тем выше блеск небесного объекта. Подробнее читайте в статье «Что такое звездная величина?»

Помимо звездных величин, блеск небесных объектов можно измерять и в традиционных физических величинах, например, в люксах. Связь между звездной величиной и люксом следующая:

m = -14 — 2,5lgJ, где J — значение в люксах.

Таким образом, звезда Вега, имеющая видимый блеск около 0m, создает освещенность 0,00000254 лк. Полная Луна создает освещенность в 0,25 лк.

Звезды смерти

Огромное скопление различных метеоритов и астероидов, носящих название облака Оорта, могут образовать «пузырь» вокруг нашего Солнца. Произойдет это, если звезде придется продвинутся сквозь облако или же просто приблизиться к нему на такое расстояние, чтобы гравитационные силы звезды притянули объекты, содержащиеся в нем. Смещенные объекты могут попасть во внутреннюю Солнечную систему и, возможно, вызовут настоящий хаос среди планет.

Ученые уже определи несколько таких «звезд смерти», нацеленных на облако Оорта. Самой опасной из них является оранжевый карлик HIP-85605. Имеется 90-процентная вероятность того, что этой звезде придется пройти сквозь облако. К счастью, произойдет это не раньше 240 000 лет с этого момента.

Глизе 710 является еще одной звездой с аналогичными намерениями. Возможный соседский визит звезда совершит примерно через тысячу лет или около того. Более того, в течение следующих двух миллионов лет подобные визиты во внешние границы Солнечной системы ожидаются как минимум от 12 звезд.

Шансы столкновения между объектом из облака Оорта и Землей малы, однако не невозможны. На нашей планете имеются два ударных кратера, которые, вероятнее всего, связаны со звездой HIP103738, которая весьма близко (по астрономическим меркам) прошла рядом с Солнцем почти 4 миллиона лет назад.

Карлик-паразит

Некоторые подобные объекты чрезвычайно опасны.

Примерно в 3260 световых годах от Солнечной системы (что очень близко по астрономическим меркам) расположена бинарная система T Компаса, состоящая из солнцеподобной звезды и белого карлика. Связывают их весьма паразитические отношения. Белый карлик высасывает обогащенный водородом газ, принадлежащий его соседу, и каждые 20 лет озаряется в результате этого очень мощными вспышками.

Для астрономов эти события выглядят пока лишь как яркие синие вспышки. Однако реальной проблемой такие паразитические отношения станут тогда, когда конечным их итогом станет образование сверхновой, после того как белый карлик накопит слишком много массы, которую он крадет у своего соседа. Событие станет по-настоящему зрелищным. В результате этого не только погибнет сам белый карлик, но и появится опасность для Земли, та как ее достигнет энергия, равная 1000 солнечных вспышек. Вполне вероятно, что это уничтожит наш озоновый слой.

Ученые подсчитали, что гибель белого карлика произойдет примерно через 10 миллионов лет. Однако если белый карлик начнет набирать массу быстрее тех показателей, которые были высчитаны учеными, то взрыв сверхновой может произойти гораздо раньше.

История изучения

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.

В 1930 году Карлайл Билз предположил существование двух последовательностей звёзд Вольфа — Райе: азотной и углеродной, а в 1933 году его предположение подтвердилось. В 1938 году Международным астрономическим союзом для них были приняты обозначения WN и WC соответственно. Кислородная последовательность WO была выделена значительно позже, в 1970-е годы, а до этого звёзды, относящиеся к ней, считали звёздами ранних подклассов углеродной последовательности.

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, но эта идея не была общепринятой до конца XX века.

Галактика NGC 1300

В созвездии, названном именем мифической реки Эридан, обитает галактика, чем-то напоминающая краба. Это типичный представитель спиральных галактик с перемычкой (баром). Перемычка проходит сквозь центр галактики. От нее начинаются два рукава спирали.

Такие галактики встречаются довольно часто. Их особенность заключается в том, что спиральные рукава у них не сходятся в центре диска, а находятся на концах прямой перемычки, пересекающей центр галактики. Согласно гипотезам, перемычка служит очагом звездообразования в ядре галактики. Скорее всего, данное явление временно, и перемычки затем распадаются, но, судя по тому, что количество галактик такого типа близко к одной трети от общего числа спиральных галактик, это очень важный этап в их жизни.

«Фабрика пыли»

Ранее ученые уже находили звезды Вольфа — Райе, окруженные протяженными пылевыми  оболочками. Однако WR 140 — это первый случай, когда в ней сформировалась концентрическая структура.

По мнению ученых, все дело в орбите звезды. Она не круговая, а эллиптическая. Каждый раз, когда светило сближается со своим компаньоном (такие встречи происходят раз в восемь лет), их звездные ветра сталкиваются друг с другом, что способствует сжатию газа и образованию пыли. Это приводит к созданию расширяющегося кольца, которое можно сравнить с годичными кольцами на деревьях.  По словам исследователей, если бы звезда Вольфа — Райе имела обычную круговую орбиту, то она бы постоянно производила пыль, но в ней не было бы никаких структур.

Снимок WR 140 также наглядно иллюстрирует технические возможности JWST и его камеры MIRI, одна из задач которых как раз и заключается в поиске и исследовании пыли. На наилучших снимках наземных телескопов астрономы могли рассмотреть не более двух колец. JWST удалось запечатлеть, по меньшей мере, 17 колец. Но в реальности их, конечно, намного больше. Просто на определенном удалении от звезды они становятся слишком тусклыми даже для такого мощного телескопа.

JWST также удалось провести анализ пыли и установить, что она богата углеродом. Это важная информация. Дело в том, что выброшенное WR 140 вещество со временем войдет в состав газовых облаков, которые дадут жизнь новому поколению звезд. Не исключено, что звездная колыбель нашего Солнца также была обогащена тяжелыми элементами, произведенными одним из таких светил.

По материалам https://www.nasa.gov

Только самые интересные новости и факты в нашем Telegram-канале!Присоединяйтесь: https://t.me/ustmagazine

Примечания

1. ↑ Черепащук А. М. // Большая российская энциклопедия. — Издательство БРЭ, 2006. — Т. 5. — С. 692. — 786 с. — ISBN 5-85270-334-6.
2. ↑ , с. 407.
3. ↑ Heydari-Malayeri, M. . An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics. Paris: Paris Observatory. Дата обращения: 26 ноября 2020.
4. ↑
5. ↑ Darling, David.  (англ.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 25 ноября 2020.
6. ↑  (англ.). Astronomy. Melbourne: Swinburne University of Technology. Дата обращения: 25 ноября 2020.
7. Ethan Siegel.  (англ.). Forbes. The Forbes, Inc.. Дата обращения: 26 ноября 2020.
8. ↑
9. ↑ Черепащук А. М. . Астронет. Дата обращения: 25 ноября 2020.
10.  (англ.). Encyclopedia Britannica. Encyclopedia Britannica, Inc.. Дата обращения: 25 ноября 2020.
11. Римская цифра после обозначения элемента означает степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный, III — дважды ионизованный и так далее.
12. . ГАИШ МГУ. Дата обращения: 28 ноября 2020.
13. , p. 209.
14. ↑
15. ↑
16. Nola Taylor Redd.  (англ.). Space.com. Future plc (28 июля 2018). Дата обращения: 28 ноября 2020.
17.  (англ.). AAS Nova. Дата обращения: 27 ноября 2020.
18. ↑ А. В. Тутуков. . Астронет. Дата обращения: 27 ноября 2020.
19. ↑ Черепащук А. М. . Астронет. Дата обращения: 27 ноября 2020.

Как классифицируются звезды Вольфа-Райе

Главным образом, их разделяют по принципу, каких линий в электромагнитном излучении больше.В первую очередь, светила WR разделили на последовательности:

• Азотная (WN) с наибольшим числом линий ионизированного азота.
• Углеродная (WC), где преобладают полосы частично ионизированного углерода.
• Кислородная (WO), очевидно, отличается выраженными линиями кислорода. Причем подобные объекты более горячее других представителей типа.

Кроме этого, дополнительно ввели подклассы, основанные на степени проявлении полос гелия и длиной этих полос. Таким образом, появились обозначения для представителей типа: WN5-WN8 b WC6-WC8, где линии имеют протяжённость 541,1 нм и 587,5 нм.

Как становятся звездами Вольфа-Райе?

В статье уже не раз упоминалось о том, что звезда WR — это эволюционный этап светила, к которому приходят звезды разных классов и происхождения. Посмотрим же, как именно можно стать звездой Вольфа-Райе.

Гигант однажды — гигант навсегда

Существует распространенное заблуждение о том, что звезды, в которых выгорел водород, после стадии красного гиганта незамедлительно взрываются. На самом деле, сверхновая случается сразу же только у достаточно легких звезд. Светила массивнее развиваются иначе — после того, как в них загорается гелий, — они подходят к своему пределу Роша и сбрасывают остаточную оболочку из водорода. Остается горящее ядро из гелия и тяжелых веществ, которое становится самостоятельным светилом — звездой Вольфа-Райе.

Такие звезды WR обычно создают вокруг себя яркую туманность. Ее питают отторгнутые звездой слои вместе с ежегодными выбросами вещества, интенсивность которых может превышать половину массы Солнца ежегодно. Поэтому туманности около звезд Вольфа-Райе получаются достаточно крупными — их масса порой превышает 20 солнечных.

Звезда Вольфа-Райе (белая посередине, с фиолетовой аурой) и окружающая ее туманность

По праву рождения

Некоторые светила считаются звездами Вольфа-Райе даже тогда, когда они находятся на Главной последовательности. Это сверхтяжелые и очень яркие звезды, находящиеся в левом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Их масса порождает высокую энергию (вспомните про сочетание протон-протонного и CNO-циклов ядерного синтеза!), которая поднимает тяжелые элементы из глубин звезды и создает сильный звездный ветер. Эти звезды являются самыми массивными, так как обладают всей своей первоначальной массой и  необязательно погибают, будучи звездой Вольфа-Райе. После растраты водородного запаса они могут превратиться в голубого сверхгиганта или переродиться в другую форму звезды WR по сценарию красных гигантов, описанному выше.

Эстафета между соседями

Часто звезды Вольфа-Райе встречаются в двойных звездных системах. Это случается тогда, когда изначально одно из светил тяжелее второго — тогда звезды увлекаются в короткий, но занимательный процесс взаимообмена веществом.

Все начинается с того, что более массивная звезда в системе развивается быстрее. Когда водород в ее ядре исчерпывается. и внешние слои начинают расширяться, звезда-сосед захватывает инициативу — за каких-то 100 тысяч лет к нему притягивается больше половины вещества массивного светила. От «старшей» звезды остается только пламенеющее ядро с гелиевой поверхностью — как мы уже знаем, типичная звезда Вольфа-Райе.

Черная дыра от старшей звезды WR перетягивает вещество от соседа, превращая его в звезду Вольфа-Райе

Дальше светило WR развивается по уже описанному сценарию — быстро растрачивает свою массу и коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру. Возросшее гравитационное влияние позволяет вернуть «украденное» соседом — и так как водородная оболочка «младшей» звезды переходит к новообразованному объекту, она сама становится звездой Вольфа-Райе. Остатки старого светила и звездный ветер от новообразованной звезды WR создает туманность, которой движением объектов системы придается кольцеобразная форма.

Тушение галактики

Звездообразование в нынешних «мертвых» галактиках расплылось миллиарды лет назад.

Одно наблюдение (см. Выше), которое должно быть объяснено с помощью успешной теории эволюции галактик, — это наличие двух разных популяций галактик на диаграмме цвет-величина галактики. Большинство галактик имеют тенденцию попадать в два разных места на этой диаграмме: «красную последовательность» и «синее облако». Галактики красной последовательности, как правило, не являются звездообразующими эллиптическими галактиками с небольшим количеством газа и пыли, в то время как галактики с синими облаками обычно представляют собой пыльные спиральные галактики, образующие звезды.

Как описано в предыдущих разделах, галактики имеют тенденцию эволюционировать от спиральной к эллиптической структуре посредством слияний. Однако текущая скорость слияния галактик не объясняет, как все галактики перемещаются из «синего облака» в «красную последовательность». Это также не объясняет, как прекращается звездообразование в галактиках. Следовательно, теории эволюции галактик должны быть в состоянии объяснить, как в галактиках происходит звездообразование. Это явление называется «тушением» галактик.

Форма звезд из холодного газа (см. также Закон Кенникатта-Шмидта ), поэтому галактика гаснет, когда в ней больше нет холодного газа. Однако считается, что гашение происходит относительно быстро (в пределах 1 миллиарда лет), что намного меньше времени, которое потребуется галактике, чтобы просто израсходовать свой резервуар холодного газа. В моделях эволюции галактик это объясняется гипотезой о других физических механизмах, которые устраняют или перекрывают подачу холодного газа в галактику. Эти механизмы можно в общих чертах разделить на две категории: (1) механизмы превентивной обратной связи, которые не позволяют холодному газу проникать в галактику или не дают ему образовывать звезды, и (2) механизмы выталкивающей обратной связи, которые удаляют газ так, чтобы он не мог образовывать звезды.

Один теоретически известный превентивный механизм, называемый «удушение», не позволяет холодному газу проникать в галактику. Удушение, вероятно, является основным механизмом подавления звездообразования в близлежащих галактиках с малой массой. Точное физическое объяснение удушения до сих пор неизвестно, но, возможно, оно связано с взаимодействием галактики с другими галактиками. Когда галактика попадает в скопление галактик, гравитационное взаимодействие с другими галактиками может задушить ее, препятствуя аккреции большего количества газа. Для галактик с массивным ореолы темной материи, еще один превентивный механизм, называемый «вириальным шок нагревание »также может препятствовать тому, чтобы газ стал достаточно холодным, чтобы образовались звезды.

Процессы выброса, которые вытесняют холодный газ из галактик, могут объяснить, как гаснут более массивные галактики. Один из механизмов выброса вызван сверхмассивными черными дырами, обнаруженными в центрах галактик. Моделирование показало, что газ, аккрецирующий на сверхмассивных черных дырах в центрах галактик, производит высокоэнергетические струи; высвобожденная энергия может вытеснить достаточно холодного газа, чтобы погасить звездообразование.

Наш собственный Млечный Путь и соседняя Галактика Андромеды в настоящее время, похоже, претерпевают переход от голубых звездообразующих галактик к пассивным красным галактикам.

Особенности[]

Ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 50 — 100 Å, а интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью звёзд Вольфа — Райе, наряду с огромными ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, является одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума (цветовая температура непрерывного излучения в видимой области спектра ~10 — 20 тыс. К) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации, соответствующих температуре до 100 тыс. К.

Спектры, характерные для звёзд Вольфа — Райе, имеют также ядра некоторых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классических» звёзд Вольфа — Райе. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя некоторое время после вспышки.

Слайд 3Особенности спектров Ширина полос излучения в спектрах звёзд Вольфа — Райе достигает 50—100 Å, а

интенсивности в центре линий иногда в 10—20 раз превосходят интенсивность

соседних участков непрерывного спектра. Главной наблюдательной особенностью спектров звёзд Вольфа — Райе, наряду с большими ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, является одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума (цветовая температура непрерывного излучения в видимой области спектра ~10—20 тыс. К) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации, что соответствует температуре до 100 тыс. К.Спектры, характерные для звёзд Вольфа — Райе, имеют также ядра некоторых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у «классических» звёзд Вольфа — Райе. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя некоторое время после вспышки.

Ярчайшие звезды созвездия Цефей

Созвездие является домом для VV Цефея и звезды-граната Мю Цефея, которые являются одними из самых больших известных звезд в Млечном Пути. Созвездие Цефей имеет одну звезду с известными планетами. Самая яркая звезда в созвездии — Альдерамин.

Звезда Альдерамин или α Цефея

Альфа Цефея — самая яркая звезда в созвездии. Это белая звезда класса А. В настоящее время эволюционирующая из звезды главной последовательности в субгигант. Она находится на расстоянии 49 световых лет от нас. Её традиционное название — Альдерамин, которое происходит от арабской фразы الذراع اليمن и  означает «правая рука». У звезды магнитуда 2,5141. Она вращается с очень высокой скоростью около 246 км/с и совершает один оборот вокруг своей оси в течение 12 часов.

Альдерамин никогда не заходит ниже горизонта, когда его наблюдают из Европы, Северной Азии, Канады и России. Звезду можно увидеть невооруженным глазом.

Звезда Альфирк или β Цефея

Бета Цефея — это тройная звезда с со светимостью от 3,15 до 3,21, в течение периода 0,1904844 дней. Она находится на расстоянии 690 световых лет.

Традиционное название звезды Альфирк происходит от арабского الفرقة, что означает «стадо овец». Альфирк служит прототипом для класса звезд, известных как переменные звезды Бета-Цефея. Эти звезды являются основными последовательными звездами с массами в диапазоне от 7 до 20 солнечных масс. Они показывают изменения яркости в результате пульсаций их поверхностей. Звезды обычно изменяют свою яркость на 0,01-0,3 величины с периодами от 0,1 до 0,6 дней.

Самый яркий компонент в системе Бета Цефея Альфирк A — это синий гигант, классифицированный как звезда класса B2IIIev. «ev» означает «спектральное излучение, которое проявляет изменчивость». Звезда медленно вращается вокруг своей оси при скорости вращения 28 км/с. 

Звезда δ Цефея

Дельта Цефея — двойная звезда с видимой величиной, изменяющейся между 3,48 и 4,37. Она находится на расстоянии 891 световых лет от Солнечной системы.

Дельта Цефея служит прототипом класса звезд, известных как переменные звезды цефеиды, или просто цефеиды. Единственная звезда, принадлежащая к этому классу, которая находится ближе к Солнечной системе — это Полярная Звезда в созвездии Малого Пса.

Более яркий компонент из двойной звезды классифицируется как желто-белый сверхгигант F-класса. Его «сосед» считается звездой класса B. Звезда имеет видимую величину 7,5.

Звезда Альраи или Гамма Цефея

Гамма Цефея имеет видимую величину 3,22 и находится на расстоянии 45 световых лет от нас. Традиционные названия этой звезды Альраи, Эр Раи и Эрраи, происходящие от арабского ар-Раи, что означает «пастух». 

Гамма Цефея классифицируется как оранжевый субгигант (спектральный тип K1III-IV) и считается, что ему 6,6 млрд лет. Звезду можно увидеть невооруженным глазом. Звезда имеет тусклого компаньона размером около 0.409 солнечных масс и считается красным карликом класса M4.

Первая подтвержденная экзопланета была обнаружена на орбите более яркого компонента в системе в 1989 году. Позже открытие было отменено из-за недостаточности доказательств, но измерения в 2002 году еще раз указали на вероятное существование планеты.

Гранатовая Звезда или μ Цефея

Мю Цефея — красный сверхгигант, находящийся на расстоянии 2 400 световых лет от нас. Она относится к спектральному классу M2Ia.

Мю Цефея имеет магнитуду 4,08 и является одной из самых ярких известных звезд. Иногда ее называют гранатовой звездой Гершеля, в честь астронома Уильяма Гершеля, который открыл планету Уран в 1781 году.

Мю Цефея — яркий сверхгигант класса М и одна из самых больших звезд, когда-либо наблюдавшихся во всей галактике. Его радиус в 1 650 раз больше радиуса Солнца, что соответствует 7,7 а.е. Если бы звезда не была затемнена межзвездной пылью, то имела бы видимую величину 1,97.

Звезда начала плавить гелий в углерод и приближается к своей последней стадии жизни. Она нестабильна и, как ожидается, взорвется как сверхновая в относительно близком будущем.

Звезда VV Цефея (HD 208816)

VV Цефея — это двойная звезда, почти такая же большая, как Гранатная Звезда. Его радиус составляет от 7,5 до 8,8 а.е. Эта звезда находится примерно в 2 400 световых лет от нас. Она имеет видимую величину 4,91.

VV Цефея состоит из красного гипергиганта и голубой звезды-компаньона. Гипергигант VV Цефея A является третьей по величине известной звездой. Он больше нашего Солнца, по разным оценкам, от 1 600 до 1 900 раз.