Vol'fa-Raie zvezdy

VOL'FA-RA'E ZVEZDY (WR) - goryachie zvezdy ochen' vysokoi svetimosti, s yarkimi i shirokimi spektral'nymi liniyami vodoroda, neitral'nogo i ionizovannogo geliya, a takzhe azota, ugleroda, kisloroda v raznyh stadiyah ionizacii (NIII - NV, CIII - CIV, OIII - OV). Otkryty v 1867 g. franc. uchenymi Sh. Vol'fom i Zh. Raie.

Shiriny linii v spektrah V.- R. z. dostigayut , a intensivnosti v centre linii inogda v 10- 20 raz prevoshodyat intensivnost' sosednih uchastkov nepreryvnogo spektra. Glavnoi nablyudatel'noi osobennost'yu V.- R. z., naryadu s ogromnymi shirinami i intensivnostyami emissionnyh linii, yavl. odnovremennoe prisutstvie v ih spektrah sravnitel'no nizkotemperaturnogo kontinuuma (cvetovaya temperatura nepreryvnogo izlucheniya v vidimoi oblasti spektra ~10-20 tys. K) i linii atomov i ionov s vysokimi (do 100 eV) potencialami ionizacii, sootvetstvuyushih temp-re do 100 tys. K. Abs. zvezdnye velichiny V.- R. z. dostigayut -6,8^m.

Spektry, harakternye dlya V.- R. z., imeyut takzhe yadra nek-ryh planetarnyh tumannostei. Massy i svetimosti etih yader mnogo men'she, chem u "klassich." V.- R. z. Analogichnye spektry nablyudayutsya takzhe u novyh zvezd spustya nek-roe vremya posle vspyshki.

V nashei Galaktike izvestno ok. 160 V.- R. z. (vsego v Galaktike dolzhno sushestvovat' ~10³ V.- R. z.). Prostranstvennaya plotnost' ih chisla bystro rastet s priblizheniem k ploskosti Galaktiki (sr. vysota z V.- R. z. nad galaktich. ploskost'yu > 85 pk). V.- R. z. otkryty takzhe i v dr. galaktikah - izvestno ~100 V.- R. z. v Bol'shom Magellanovom Oblake, ~10 - v Malom Magellanovom Oblake i ok. 30 - v Tumannosti Andromedy.

V.- R. z. podrazdelyayutsya na dve posledovatel'nosti: azotnuyu (WN) i uglerodnuyu (WC). V spektrah V.- R. z. pervoi posledovatel'nosti v osnovnom soderzhatsya linii azota, a v spektrah vtoroi - linii ugleroda i kisloroda. V spektrah zvezd obeih posledovatel'nostei prisutstvuyut linii geliya i vodoroda, odnako linii vodoroda slaby i ocenki otnositel'nogo him. sostava neizmenno pokazyvayut, chto atomov vodoroda v atmosferah V.- R. z. v nesk. raz men'she, chem atomov geliya. Poka ne yasno, chto yavl. prichinoi razdeleniya V.- R. z. na posledovatel'nosti WN i WC - real'noe razlichie him. sostava ili razlichie v strukture i temp-re atmosfer V.- R. z.

Okolo poloviny V.- R. z. vhodit v sostav tesnyh dvoinyh sistem so sputnikami - massivnymi zvezdami spektral'nyh klassov O - V. Nek-rye V.- R. z., raspolozhennye v centrah kol'cevyh tumannostei ili imeyushie bol'shie z (ranee schitavshiesya odinochnymi), po-vidimomu, takzhe yavl. dvoinymi s malomassivnymi (~) sputnikami.

Iz analiza okolo polutora desyatkov spektral'no-dvoinyh (sm. Dvoinye zvezdy) V.- R. z. so sputnikami - zvezdami spektr. klassov O - V (WR + OV) - naideno, chto massy V.- R. z. v srednem blizki k .U treh V.- R. z. azotnoi posledovatel'nosti massy okazalis' ravnymi priblizitel'no 30, 45 i , a u odnoi zvezdy uglerodnoi posledovatel'nosti . V bol'shinstve izvestnyh sistem WR + OV massy V.- R. z. men'she mass sputnikov (izvestno tri sluchaya, kogda massa V.- R. z. prevyshaet massu sputnika OV).

Spektroskopich. dannye svidetel'stvuyut o tom, chto iz V.- R. z. proishodit moshnoe istechenie veshestva. Shiriny emissionnyh linii sootvetstvuyut skorostyam istecheniya >1000-2000 km/s, chto pri sr. harakteristikah etih zvezd prevyshaet parabolicheskuyu skorost' (t. e. zvezda teryaet veshestvo). Nek-rye emissionnye linii imeyut absorbcionnye komponenty s korotkovolnovoi storony, chto svidetel'stvuet v pol'zu modeli radial'nogo istecheniya veshestva. Skorost' poteri massy V.- R. z., ocenivaemaya iz analiza spektroskopich. dannyh, sostavlyaet v god. Eta ocenka sil'no zavisit ot prinyatoi modeli istecheniya (uskorennoe, zamedlennoe) i ot lokalizacii oblastei formirovaniya emissionnyh linii v protyazhennoi atmosfere. Analiz izmeneniya perioda dvoinoi sistemy V 444 Cyg s V.- R. z. WN5 (sm. Spektral'nye klassy) dal vozmozhnost' pryamo ocenit' skorost' poteri massy. Ona okazalas' ravnoi (1,1 + 0,2) - v god.

Naibolee nadezhnye svedeniya o radiusah, temp-pax i bolometrich. svetimostyah V.- R. z. udaetsya poluchit' iz analiza izlucheniya zatmennyh dvoinyh sistem, dlya k-ryh mozhno otdelit' izluchenie protyazhennoi atmosfery ot izlucheniya sobstvenno zvezdy ("yadra") V.-R. z. i dlya k-ryh poluchaemye rezul'taty ne zavisyat ot mezhzvezdnogo poglosheniya. Issledovaniya zatmenii v dvoinoi sisteme V 444 Cyg v shirokom diapazone spektra() pokazali, chto radius "yadra" WN5 (opredelyaemyi po urovnyu, na k-rom radial'naya opticheskaya tolsha v UF-oblasti spektra ravna edinice) blizok k , a ego cvetovaya i yarkostnaya temperatura >90000 K. Sootvetstvuyushaya bolometrich. svetimost' zvezdy ravna 2^.10³⁹ erg/s (t. e. v 10⁶ raz prevyshaet svetimost' Solnca) i blizka k kriticheskoi svetimosti dlya gelievoi zvezdy massoi . Pri etom cvetovaya temp-pa izlucheniya protyazhennoi atmosfery v vidimoi oblasti spektra vsego >7000 K. Cvetovaya temp-pa izlucheniya vsego diska WN5, opredelyaemaya v osnovnom nizkotemperaturnym izlucheniem protyazhennoi atmosfery (pererabotannoe v atmosfere izluchenie goryachego yadra), >20000 K dlya UF-diapazona i >8000K dlya IK-diapazona. T. o., izluchenie vsego diska WN5 predstavlyaet soboi superpoziciyu izluchenii s sil'no razlichayushimisya temp-rami (na poryadok velichiny).

Dlya vyyasneniya mehanizma vozbuzhdeniya emissionnogo lineichatogo spektra yavl. vazhnym opredelenie elektronnoi temperatury T_e v protyazhennyh atmosferah V.- R. z. Poskol'ku v protyazhennoi atmosfere otsutstvuet lokal'noe termodinamicheskoe ravnovesie, kinetich. temp-pa elektronov mozhet sil'no otlichat'sya ot temp-ry vyhodyashego izlucheniya. Znachenie elektronnoi temp-ry T_e, poluchennoe iz analiza zatmenii v IK-diapazone spektra v dvoinoi sisteme V 444Cyg, okazalos' sravnitel'no nizkim (T_e >50000 K) i ubyvaet s vysotoi v protyazhennoi atmosfere V.- R. z. Eto vmeste s vysokoi temp-roi yadra (>9^.10⁴ K) yavl. veskim argumentom v pol'zu rekombinac. mehanizma vozbuzhdeniya emissionnyh linii (sm. Rekombinaciya) - fluorescentnoi pererabotki v protyazhennoi atmosfere korotkovolnovogo izlucheniya goryachego "yadra".

Na Gercshprunga - Ressella diagramme V.-R. z. s naibolee nadezhno opredelennymi harakteristikami lezhat v oblasti mezhdu glavnoi posledovatel'nost'yu i posledovatel'nost'yu odnorodnyh gelievyh zvezd. Eto svidetel'stvuet o tom, chto V.-R. z. nahodyatsya na pozdnei stadii zvezdnoi evolyucii i uzhe proshli stadiyu glavnoi posledovatel'nosti (vodorod v nih "vygorel", sm. Evolyuciya zvezd). Tot fakt, chto menee massivnye komponenty dvoinyh sistem WR + OV nahodyatsya na bolee pozdnei stadii evolyucii, mozhet byt' ob'yasnen gipotezoi peremeny rolei komponentov v rezul'tate obmena veshestvom pri evolyucii tesnoi dvoinoi sistemy (sm. Evolyuciya tesnyh dvoinyh zvezd). Pervonachal'no bolee massivnyi komponent dvoinoi sistemy evolyucioniruet bystree sputnika i, rasshiryayas', posle ischerpaniya vodoroda v yadre i zagoraniya sloevogo vodorodnogo istochnika zapolnyaet svoyu polost' Rosha. Proishodit bystroe (za vremya ~10⁴ let) peretekanie znachit. chasti veshestva (do 70%) k sputniku. Posle poteri vodorodnoi obolochki ostaetsya goryachaya gelievaya zvezda s primes'yu vodoroda v naruzhnyh sloyah (>20% po masse), k-raya stanovitsya V.- R. z. Rezul'taty detal'nyh raschetov evolyucii massivnyh tesnyh dvoinyh, sistem s obmenom mass pokazali, chto soderzhanie ugleroda v obolochke molodoi V.-R. z. mozhet byt' neveliko po sravneniyu s soderzhaniem azota v rezul'tate CNO-reakcii (sm. Yadernye reakcii). Po mere istecheniya veshestva obnazhayutsya glubokie, obogashennye uglerodom sloi, i zvezda azotnoi posledovatel'nosti mozhet prevratit'sya v zvezdu uglerodnoi posledovatel'nosti. Vremya zhizni V.- R. z. sravnitel'no neveliko (~10⁵-10⁶ let), po istoshenii yadernogo topliva V.- R. z. vzryvaetsya kak sverhnovaya zvezda, obrazuya relyativistskii ob'ekt - neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru. Poskol'ku vzryvaetsya menee massivnyi komponent dvoinoi sistemy, raspad sistemy maloveroyaten, ona ostaetsya dvoinoi. Posle vygoraniya vodoroda vo vtorom komponente i zapolneniya im polosti Rosha nachinaetsya akkreciya veshestva na relyativistskii ob'ekt. Poka vtoroi komponent blizok k zapolneniyu polosti Rosha, no ne celikom zapolnyaet ee, tesnaya para (dvoinaya sistema s OV-sverhgigantom) nablyudaetsya kak "klassicheskii" rentg. istochnik. Pri zapolnenii svoei polosti Rosha vtoroi komponent istekaet v stol' vysokom tempe, chto akkrecionnyi disk vokrug relyativistskogo ob'ekta stanovitsya neprozrachnym dlya rentg. izlucheniya. Pri etom dvoinaya sistema mozhet (na 10³- 10⁴ let) pogruzit'sya v obshuyu obolochku, posle sbrosa k-roi ostaetsya molodaya vtoraya V.- R. z, azotnoi posledovatel'nosti v pare s relyativistskim ob'ektom. Sbros obolochki vyzyvaetsya dinamich. tormozheniem dvoinogo yadra, v rezul'tate chego obrazuetsya kol'cevaya tumannost', obtekaemaya zvezdnym vetrom V.- R. z. T. o., stadiya V.- R. z. v dvoinoi sisteme mozhet imet' mesto dvazhdy - do stadii rentg. dvoinoi sistemy i posle etoi stadii. Obnaruzhenie priznakov dvoistvennosti u V.-R. z. v centrah kol'cevyh tumannostei ili imeyushih bol'shuyu vysotu nad galaktich. ploskost'yu (k-raya mozhet byt' sledstviem impul'sa, poluchennogo dvoinoi sistemoi pri vzryve sverhnovoi) yavl. ser'eznym argumentom v pol'zu opisannoi shemy evolyucii dvoinyh V.- R. z.

Dr. vozmozhnyi put' evolyucii predlozhen dlya odinochnyh massivnyh V.- R. z. Raschety pokazyvayut, chto evolyuciya massivnoi () zvezdy na stadii goreniya vodoroda proishodit bez sushestvennoi poteri massy. Na stadii goreniya geliya, t. e. posle uhoda v oblast' krasnyh sverhgigantov, ustoichivost' vnesh. sloev zvezdy narushaetsya iz-za izbytochnoi svetimosti. V rezul'tate nachinaetsya moshnoe istechenie veshestva (do v god), obrazuetsya V.- R. z., v okrestnosti k-roi dolzhny ostavat'sya bol'shie () massy vybroshennogo gaza.

Sushestvuet takzhe mnenie, chto praroditelyami V.- R. z. mogut byt' ochen' massivnye zvezdy Of. Pri etom obrazovanie V.-R. z. svyazyvaetsya s poterei massy za schet moshnogo zvezdnogo vetra za vremya yadernoi evolyucii zvezd Of. Eta ideya v detalyah ne razrabotana.

T. o., dannye nablyudenii, v osobennosti dannye po dvoinym zvezdam, i teoriya evolyucii dvoinyh i odinochnyh zvezd pozvolyayut schitat', chto V. - R. z. ploskoi sostavlyayushei nashei Galaktiki predstavlyayut soboi gelievye ostatki pervonachal'no massivnyh zvezd, k-rye bystro "postareli" v rezul'tate intensivnoi poteri massy na opredelennom etape evolyucii. Osobennosti spektrov V.-R. z. svyazany s nalichiem goryachego "yadra" i protyazhennoi, rasshiryayusheisya so skorostyami ~1000 km/s atmosfery, v k-roi formiruyutsya (v osnovnom rekombinacionnym mehanizmom) emissionnye linii razlichnyh ionov i moshnyi sravnitel'no nizkotemperaturnyi nepreryvnyi spektr.

Lit.: Voroncov-Vel'yaminov V. A., Gazovye tumannosti i novye zvezdy, M.- L., 1948; Gorbackii V. G., Minin I. N., Nestacionarnye zvezdy, M., 1963; Rublev S. V., Cherepashuk A. M., Zvezdy Vol'fa - Raie, v kn.: Yavleniya nestacionarnosti i zvezdnaya evolyuciya, M., 1974.

(A.M. Cherepashuk)