Звезды Вольфа-Райе

Звезда Вольфа-Райе

Звезда Вольфа-Райе

Планеты, пригодные для жизни, могут находиться у светил разных классов — безопасного расстояния и активного магнитного поля обычно хватает для создания земных условий. Исключением являются звезды Вольфа-Райе (звезды WR) — возле этих больших и активных звезд никогда не бывает спокойно.

 Характеристики звезд WR

Сложно выделить какую-то главную черту звезд Вольфа-Райе. Особенный состав, в котором мало водорода и много гелия с тяжелыми элементами, высокие светимость, температура и масса, а также склонность к сильным потерям вещества — первые из внешних признаков звезды WR. На самом деле, светила этого класса отличает особенное физическое и структурное состояние, которое достигается в ходе звездной эволюции. Поэтому существуют даже звездные пары, которые в процессе эволюции «заставляют» друг друга становится звездами Вольфа-Райе.

Чем же являются звезды Вольфа-Райе? Попробуем разобраться вместе:

Двойная система звезд (голубая — звезда Вольфа-Райе)

Двойная система звезд (голубая — звезда Вольфа-Райе)

Состав

Первоначальным критерием для причисления к звездам Вольфа-Райе является спектральный состав — он богат линиями сильно ионизированных (то есть заряженных) газов гелия, углерода, азота и иногда кислорода. Ионизация и интенсивность излучения спектров этих веществ объясняется высокой температурой звезд WR — накал поверхности составляет в среднем 30 градусов по Цельсию, что в 5-6 раз больше нагрева Солнца. Максимальные показатели достигают отметки в 200 000 °C!

Масса

Источником энергии звезд WR являются термоядерные процессы синтеза в ядре — как и у всех других светил. Интенсивность вырабатывания энергии непосредственно зависит от массы звезды. У звезд Вольфа-Райе она достаточно большая — самые легкие светила в классе достигают массы 10 Солнц, а некоторые звезды набирают по нескольку десятков, а то и сотен солнечных масс. Самая тяжелая звезда в обозримой Вселенной, R136a1, тоже принадлежащая к классу Вольфа-Райе, имеет массу в 256 Солнц. Минимальные размеры светил WR составляют 10 солнечных радиусов, что равно примерно равно 7 миллионам километров.

Материалы по теме

Масса звезды

Бывают, однако, и легкие звезды WR, массой в 0,6 Солнц — ядра планетарных туманностей, многослойных сферических образований. Эти ядра причисляют к классу звезд WR из-за их состава и температуры, хотя формально они ими не являются. Планетарные туманности можно наблюдать всего лишь 20 тысяч лет, пока они растут и светятся — после прекращения активности, они становятся невидимыми в большинстве световых диапазонов.

Источник энергии

Однако не одна масса создает такое количество энергии в звездах Вольфа-Райе. Как правило, светила этого класса являются достаточно старыми звездами, которые по тем или иным причин потеряли большую часть водорода. В среднем звезда WR состоит всего на 20% из водорода, когда Солнце и другие звезды Главной последовательности содержат его около 73-75%. Поэтому в ядрах звезд Вольфа-Райе «горят» преимущественно достаточно тяжелые элементы, которые дают намного больше энергии. Те немногие светила класса, в которых происходят ядерные реакции на основании водорода, тоже не плошают. Кроме обычного протон-протонного ядерного синтеза, где атомы водорода постепенно объединяются в гелий, у них происходит CNO-цикл — в нем углерод (C), азот (N) и кислород (O) участвуют как катализаторы, усиливая выделение энергии. Такое возможно только благодаря большой массе звезд Вольфа-Райе.

Схема CNO-цикла

Схема CNO-цикла

Светимость

Большое количество энергии логично делает звезду яркой — поэтому звезды Вольфа-Райе обычно обладают очень высокой светимостью. Средняя светимость звезд WR колеблется от сотен тысяч до миллионов яркостей Солнц. Та же рекордсменка по массе R136a1 ярче нашего светила в 8,7 миллионов раз! Пока что это высший показатель среди найденных звезд WR, хотя теоретически могут существовать звезды и ярче.

Однако эта светимость весьма специфическая. Звезды Вольфа-Райе из-за своей высокой температуры излучают в основном свет на коротких волнах — ультрафиолетовое излучение, рентгеновское, гамма-лучи и прочее. Порой на них приходится до 90% свечения звезды — поэтому видимые в телескоп звезды Вольфа-Райе всегда тусклее без специальных фильтров. Гамма созвездия Парусов, самая яркая звезда WR из видимых с Земли, имеет звездную величину 1,7. В то же время ее болометрическая величина, учитывающая все диапазоны света, составляет – 2 (Чем меньше звездная величина — тем ярче звезда на небе).

Потеря массы

Из-за всех вышеперечисленных факторов, звезды WR буквально пресыщены энергией. Это типично для массивных звезд — даже излучение от ядра доставляется на поверхность конвекцией, с помощью которой более горячие и насыщенные газы поднимаются на поверхность. Но у звезд  Вольфа-Райе конвекция с излучением настолько сильны, что вырывает вещество прямо из ядра — поэтому даже в молодых звезд класса поверхность богата тяжелыми элементами. Мощное излучение также вызывает сильные звездные ветры — потоки частиц из атмосферы светила. Ветер от звезд WR быстрый и насыщенный — его скорость достигает 2500 км/с. Он уносит тонны вещества из поверхности светила.

Гамма-взрыв на звезде в представлении художника

Гамма-взрыв на звезде в представлении художника

Скорость потери массы от ветров немало зависит от металличности звезды Вольфа-Райе — доли элементов тяжелее водорода и гелия в составе. В упрощенной модели, металлы делают звездный газ менее прозрачным — и сила излучения может придавать ему большую скорость. Также металлы ускоряют ядерные процессы в звезде, из-за чего потери массы тоже растут.

Вращение

Для звезд WR, у которых металличность мала, скорость растраты массы регулирует быстрота вращения вокруг оси — чем она больше, тем активнее звезда теряет массу. Явление базируется на том, что во вращающемся теле нагретое вещество из центра быстрее и равномернее распределяется по поверхности — этот же принцип мы используем, помешивая кашу во время варки.

С другой стороны, потеря массы замедляет вращение светила. Поэтому звезды Вольфа-Райе, металличность которых равна солнечной (2%), остаются почти неподвижными на протяжении всего стабильного периода жизни. В то же время, высокая температура и светимость может заставить звезду внезапно возобновить вращение.

Громадное светило, которое то кружится, то замирает, было бы прекрасным зрелищем. Но из-за крутого нрава звезд Вольфа-Райе, роботизированный зонд на текущем уровне технологий не выживет возле нее и пары секунд — что уже говорить о человеческом экипаже.

Звезда Вольфа-Райе из космического корабля (симулятор Elite)

Звезда Вольфа-Райе из космического корабля (симулятор Elite)

Длительность жизни

Из-за высокой ядерной активности и потерь массы, звезда Вольфа-Райе долго не живет — в таком виде светило может существовать не больше 4-6 миллионов лет. При этом стоит учесть, что класс Вольфа-Райе — это этап существования светила, а не его постоянное состояние. Соответственно, жизнь звезды до и после нахождения в категории WR может быть куда дольше. Но ненамного — сверхмассивные светила существуют не многим больше десятка-второго миллионов лет. Кроме того, набрать большую массу не так уж легко — поэтому звезды Вольфа-Райе можно называть одними из самых редких видов светил во Вселенной. Во всем Млечном Пути состоянием на сегодня было обнаружено всего 230 звезд WR, и астрономы ожидают найти еще примерно столько же — против 300 миллиардов существующих в нашей галактике светил.

Сценарии гибели

В большинстве случаев звезда Вольфа-Райе является последней формой светила. После ядерного «выгорания» гелия (а порой и более тяжелых элементов, если на это хватит массы звезды), звезда WR взрывается сверхновой.

Но протекание процесса «умирания»  тоже зависит от массивности. Самые тяжелые звезды Вольфа-Райе взрываются очень яркими сверхновыми типов 1b и 1с, в процессе которых в космос выбрасывается несметное количество нестабильного изотопа никеля, самостоятельно излучающего энергию во время распада. После массивных звезд может остаться только черная дыра — некоторые светила этого класса  настолько тяжелы, что коллапсируют в них даже без вспышки. Более легкие звезды могут превратиться в нейтронную звезду.

Гиперновая с сопутствующим выбросом излучения в представлении художника

Гиперновая с сопутствующим выбросом излучения в представлении художника

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

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

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.


comments powered by HyperComments

Подпишись на рассылку лучших статей от Spacegid.com. Без спама.

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 1166
Система Orphus