В разнообразии светил нашей Вселенной учёные выделили довольно интересные звезды типа Вольфа-Райе (WR). На самом деле, это редкий класс звёздных тел, который объединяет различные объекты.
Между прочим, название дали в честь астрономов из Франции, а именно Шарля Вольфа и Жоржа Райе. Как оказалось, они первые заметили определённые особенности их спектров.
А точнее в 1867 году астрономы наблюдали в телескоп созвездие Лебедя. Где, собственно говоря, и заметили три светила с необычайно мощными линиями спектра. Однако они не смогли объяснить такое явление.
Хотя другой астроном Эдуард Пикеринг из Америки предполагал, что его вызывает излучение водорода. Кстати, он сравнил спектры светил WR и планетарных туманностей, и пришёл к тому, что они похожи. Исходя из этого, Пикеринг выдвинул идею о том, что некоторые звёздные тела данного типа располагаются в планетарных туманностях. Очевидно, это и влияет на их состав и характеристики.
В действительности, звезды Вольфа-Райе обладают спектрами схожими с электромагнитным излучением, которые имеют ядра многих планетарных туманностей. Несмотря на то, что их массивность и светимость намного меньше массы звезды WR.
Лишь с открытием гелия и других элементов пришло понимание, что за загадочные полосы наблюдаются у группы светил. Как оказалось, звезды Вольфа-Райе в спектрах содержат широкие линии именно этих тяжёлых элементов.
Если домашнее оказалось весьма трудным, то вам поможет решебник. Готовые домашние задания по большинсву учебников.
Какие характеристики имеют звезды Вольфа-Райе
Прежде всего, все звезды Вольфа-Райе обладают высокой температурой и светимостью.
Кроме этого, данный тип светил имеет в спектре излучения широкие линии азота, гелия, кислорода и углерода.
Что интересно, многие звезды Вольфа-Райе содержат либо небольшое количество водорода, либо он отсутствует совсем. А вот энерговыделение в них происходит благодаря горению гелия, а также других более тяжелых элементов.
Правда, существуют светила, из представляющих тип Вольфа-Райе, сохраняют в составе водородный запас.
В любом случае, в химическом составе водородные атомы уступают атомам гелия. Поскольку, если они и присутствуют в спектре, то в разы слабее, чем гелиевые линии.
Из всех типов звезды Вольфа-Райе в своём эмиссионном спектре обладают сильными линиями. Хотя чаще всего у звёздных тел наблюдаются только полосы поглощения.
Другими словами, звезды WR имеют спектры излучения и испускания. Что отражает электромагнитное излучение по шкале частот. Стоит отметить, что его изучают в инфракрасном, ультрафиолетовом и видимом диапазоне.
Физические характеристики
Из других параметров, можно выделить, что температура фотосферы рассматриваемых светил более 50 тысяч градусов Цельсия. К тому же, их радиусы соответствуют около 10-15 радиусам Солнца, а по массе они составляют минимум 10 солнечных масс. Как оказалось, абсолютные звёздные величины могут достигать -6,8m.
Звезды Вольфа-Райе часто являются одним из компонентов тесных двойных звёзд. Причем пару им составляют светила главной последовательности с большей массой.
Горение тяжёлых элементов в ядрах создаёт больше энергии, чем обычные термоядерные процессы синтеза гелия из водорода. Плюс ко всему массивность увеличивает энерговыделение. Однако всё это и внешние факторы, например, такие, как звёздные ветра, влияют потерю массы тела. Проще говоря, вещество звезды Вольфа-Райе выходит на поверхность прямо из ядра, а затем попадает в космическое пространство.
Помимо этого, движение, а точнее вращение объекта WR, влияет на скорость потери его массы. Если металличность небольшая, то действует принцип ускоренного и равномерного распределения (в нашем случае растраты) горячего вещества при вращении тела. То есть, чем быстрее движение, тем больше вещества утекает.
Также установлено, что при металличности аналогичной солнечной тело практически недвижимо. Поскольку при уменьшении массы замедляется движение вокруг оси. Однако высокие показатели температуры и светимости способны заставить такое тело вращаться.
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
По правде говоря, существует несколько версий возникновения подобных звёзд.
Во-первых, считается, что массивные светила при горении водорода, не теряя массы, эволюционируют до красных гигантов или сверхгигантов. В них уже начинает сгорать гелий. А из-за огромной светимости внешние слои разрушаются и начинается потеря вещества. В результате чего появляется звезда WR.
Во-вторых, некоторые объекты ещё находящиеся на главной последовательности относят к WR. Но это всегда очень тяжёлые и ярчайшие тела. Что интересно, именно они способны перевоплотиться в голубого сверхгиганта или вновь в светило WR, правда в иной форме.
Наконец, в двойных системах, когда один компонент тяжелее другого, происходит взаимный обмен веществом. В итоге, более массивный элемент начинает эволюционировать быстрее. В нём заканчивается водородный запас, а внешние слои расширяются. Меньший «собрат» притягивает исходящее вещество от соседа, который в конце остаётся с раскалённым ядром и гелиевым наполнением. То есть, скажем, создаётся обычная звезда Вольфа-Райе. А она, в свою очередь, со временем теряет оставшуюся массу и взрывается.
Как видно из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, звезды Вольфа-Райе находятся между главной последовательностью и однородными гелиевыми светилами. Из чего следует, что они пребывают на позднем эволюционном этапе, когда внутри сгорел весь или почти весь водород.
На самом деле, продолжительность жизни звёздных тел типа WR недолгая. В то время, когда заканчивается ядерное топливо звезда взрывается как сверхновая, образуя при этом нейтронную звезду или чёрную дыру.
Данный этап эволюции является конечным для объекта.
К примеру, Тета Мухи это звезда Вольфа-Райе, которую можно наблюдать невооружённым глазом. Более того, к этому типу относится одно из самых массивных светил — R136а1.
В завершении хочется сказать, что у рассматриваемых объектов не только интересное название. Они, по праву, уникальные, необычные и богаты на энергию, состав, цвета спектра. С одной стороны являются промежуточными, а с другой финальной формой своего рода космических представителей.
Загрузка...
