В 1867 году внимание астрономов привлекли невероятно яркие эмиссионные линии тяжелых элементов в спектре некоторых космических объектов. Об их внутреннем строении узнали гораздо позже. В основном это бедные водородом и очень тяжелые светила на последней стадии своего жизненного цикла. Они довольно редки. И современной науке известно всего лишь несколько сотен таких небесных тел. Эти небесные тела и получили название звезды Вольфа-Райе.
Безводородная редкость
Такие звезды делят на три основных последовательности в соответствии с самым ярким элементом спектра: азотную, углеродную и кислородную. Каждая из них в свою очередь подразделяется на несколько типов в зависимости от интенсивности линий одного и того же вещества в разных степенях ионизации.
Каждая из трех последовательностей рассматривается как эволюционная. То есть принадлежность звезды к той или иной группе определяется количеством потерянного ею вещества. К кислородной последовательности WO2, к примеру, относится самая горячая звезда в изученной Вселенной – WR102, о которой мы писали ранее.
Это невероятно редкий звездный класс. В их составе почти нет водорода, и очень много кислорода. А их финальная стадия эволюции недолгая – от 1 до 10 тысяч лет.
Превращение
Большинство звезд Вольфа-Райе находятся на последней стадии развития. И они уже лишены практически всего водорода. В этом состоянии звезда пробудет немного: менее 3100 лет. Еще их возраст не такой уж и большой: несколько миллионов лет. Потерянная ими водородная оболочка может наблюдаться как туманность Вольфа-Райе вокруг звезды.
Скачать мобильное приложение SFERA:
🇷🇺Rustore
🤖Android
🍎iOS
SFERA — это мессенджер, социальная сеть, сервис знакомств, поиск новых друзей, поиск работы/сотрудников, видеосервис и многое другое. Всё бесплатно и без рекламы. Мы за развитие, мы для думающих людей и мы против деградации.
При формировании такие звезды изначально имеют массу 30-40 солнечных, но потом постепенно теряют ее примерно до 10. Так происходит с одиночными звездами, имеющими массу 25 солнечных. Став сверхгигантом и имея большую светимость, она может выбрасывать колоссальные массы вещества внешнего слоя (в основном водорода) в окружающую среду, и превратиться сначала в яркую голубую, а уж потом в звезду Вольфа-Райе.
В другом случае эволюционная потеря значительного количества вещества происходит в тесной двойной системе. Более массивное светило завершает свою главную последовательность и увеличивается. Ее вещество с внешних слоев перетекает к соседней звезде. Остается одно лишь гелиевое ядро, которое горит гелием, став звездой Вольфа-Райе. Затем вторая звезда сходит с главной последовательности и происходит тот же процесс.
Два пути
Со временем все звезды Вольфа-Райе теряют массу. Это приводит к изменению их состава на поверхности, а следом и излучаемого спектра. Получается, что одна и та же звезда проходит все типы последовательности.
Однако, по одной из версий, не все звезды проходят через кислородную последовательность. Этот процесс доступен лишь тем, которые имели начальную массу 40-60 масс Солнца.
В конечном итоге любая звезда Вольфа-Райе завершит свое существование взрывом сверхновой, способной порождать гамма-всплески. Далее она либо станет нейтронной звездой, либо превратится в черную дыру.
❗️ Ставьте 👍 и подписывайтесь на наш канал!
Читайте также:
