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:

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 50 000 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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.