вольфа-райе звёзды (wr)

ВОЛЬФА-РАЙЕ ЗВЁЗДЫ (WR) - открыты в 1867 M. Вольфом (M. Wolf) и Ж. Райе (G. Rayet). Известно св. 300 таких объектов в нашей Галактике и др. близких галактиках. Спектры звёзд WR содержат очень яркие и широкие линии излучения элементов Не, H, а также N, С и О в разных стадиях ионизации (HI, HeI, HeII, МIII-NV, CIII-CIV, OIII-OV). Ширины линии достигают неск. нм (что соответствует в шкале скоростей ~1000 км/с; см. Уширение спектральных линий), интенсивность излучения в центре линий иногда в 10-20 раз превосходит интенсивность соседних участков непрерывного спектра. Для возбуждения линейчатого спектра звёзд WR требуется темп-pa ~10⁵ К (потенциалы ионизации и возбуждения соответствующих атомов и ионов лежат в диапазоне от 10 до 100 эВ). В то же время распределения интенсивности в непрерывных спектрах этих звёзд соответствуют цветовой темп-ре ~10⁴ К. Это говорит о сильной температурной стратификации и аномальном строении атмосфер этих звёзд. Звёзды WR делятся на две последовательности: азотную (класс WN) и углеродную (класс WC). В спектрах звёзд WN содержатся в осн. линии азота, в спектрах звёзд WC - углерода и кислорода. И в тех и в других линии водорода слабее линий гелия, что, по-видимому, свидетельствует о преимущественном гелиевом хим. составе звёзд WR.

Спектры звёзд WR схожи со спектрами объектов иной природы - новых звезд во время вспышек, ядер нек-рых планетарных туманностей, что отражает сходство процессов возбуждения спектров в атмосферах этих объектов с процессами, протекающими в звёздах WR.

Вопрос о происхождении эмиссионного линейчатого спектра звёзд WR окончательно не решён. Для его решения привлекаются в осн. две альтернативные модели протяжённой атмосферы: небулярная и хромосферно-корональная. В небулярной модели протяжённая атмосфера звезды WR трактуется как малая планетарная туманность: гл. процессами возбуждения эмиссионных линий являются радиативные процессы - ионизация и возбуждение атомов и ионов КВ-излучением горячего (Т~10⁵ К) "ядра" звезды WR с последующими каскадными рекомбинациями при сравнительно низкой (~10⁴ К) кинетич. темп-ре электронов. В хромосферно-корональной модели наличие высокой темп-ры у "ядра" звезды WR не обязательно, а гл. механизм возбуждения эмиссионных линий - электронные удары при высокой (~10⁵ К) электронной темп-ре вещества протяжённой атмосферы. Ряд новых наблюдат. данных о преобладающей роли радиативных процессов существенно сужает диапазон возможных моделей атмосфер звёзд WR и позволяет отдать предпочтение небулярной модели.

Для звёзд WR характерна сильная концентрация к плоскости Галактики, они часто проецируются на молодые рассеянные звёздные скопления и ОВ-ассоциации (возраст к-рых ~10⁶-10⁷ лет) и, следовательно, являются абсолютно молодыми объектами. Многочисл. факты указывают на то, что это - горячие массивные звёзды высокой светимости (Т~10⁵ К, 10-20 , L~10⁵,где и -масса и светимость Солнца).

В частности, светимость звёзд WR в рентг. диапазоне не превышает 10³³ эрг/с и соответствует рентг. светимости обычных ОВ-звёзд. Абс. звёздные величины звёзд WR достигают -6,8^m. Атмосферы звёзд WR очень протяжённы, их вещество истекает в межзвёздное пространство со скоростями ~1000 км/с, ежегодная потеря массы составляет ~10~⁵

Ок. 50% звёзд WR - тесные двойные системы, в к-рых второй компонент - массивная (20-30 ) ОВ-звезда. У более 10 звёзд WR, ранее считавшихся одиночными, открыта слабая периодич. фотометрическая и спектральная переменность. Это, по-видимому, означает, что мн. звёзды WR, считавшиеся одиночными, на самом деле являются тесными двойными системами, содержащими в качестве спутников маломассивные (1-3) объекты. Согласно совр. эволюц. представлениям, они могут быть релятивистскими объектами (нейтронными звездами или чёрными дырами), аккрепирующими вещество мощного звёздного ветра звёзд WR (см. Аккреция).

Анализ данных наблюдений показывает, что звёзды WR являются гелиевыми остатками первоначально очень массивных (30-50 ) звёзд, потерявших значит. часть (20-30 ) своей массы в процессе эволюции. Поэтому они, будучи объектами молодыми, находятся, по-видимому, на конечном этапе своей эволюции: на стадии исчерпания запасов ядерной энергии, после к-рой через ~10⁵ лет должен следовать коллапс звезды с образованием релятивистского объекта (см. Эволюция звёзд ).Как возможные прародители нейтронных звёзд и чёрных дыр, звёзды WR привлекают к себе пристальное внимание исследователей. Особенно интересные результаты получены в области наблюдат. и теоретич. исследований звёзд WR в тесных двойных системах. Развит эволюц. сценарий для массивных двойных систем, согласно к-рому в таких системах из-за обмена веществом между компонентами может дважды реализовываться стадия звезды WR: до стадии рентг. двойной системы (типа Cyg X-1) и после этой стадии (см. Тесные двойные звёзды).

Лит.: Рублев С. В., Черепащук А. M., Звезды Вольфа-Райе, в кн.: Явления нестационарности и звездная эволюция, M., 1974; Звезды и звездные системы, M., 1981.

A. M. Черепащук.

   <<      Предметный указатель      >>