Википедија

Волф-Рајеова звезда

Волф–Рајеове звезде (често називане WR звезде) су еволуиране, вреле, масивне звезде, са веома високом стопом губитка своје масе. Њихова маса износи 20 и више соларних маса;[1] температура је екстремно велика и креће се од 25 до 200 хиљада Келвина, а у снажном звезданом ветру брзине до 2000 км/с они врло брзо губе своју масу. Ове звезде су и веоме луминозне и њихов сјај износи од неколико десетина хиљада до неколико милиона пута јачи од Сунчевог сјаја. Највише зраче у далеком, ултраљубичастом и X-спектру, али нису посебно уочљиве у видљивом спектру.[2]

Волф-Рајеова звезда WР 25, позната и као ХД 93162 (најсјајнија звезда при дну фотографије), најсјајнија је звезда у нашој галаксији, око 6,3 милиона пута светлија од Сунца.

Ова врста масивних звезда откривена је 1867. године. Данас се зна да иако су малобројне (1:10 000 000), врло су значајне за процесе стварања хемијских елемената и имају кључну улогу у животним циклусима звезда. Њихов живот је кратак, али интензиван. Имају око 10 милијарди снажнији звездани ветар од соларног, за разлику од соларног ветра који нема утицаја на саму еволуцију Сунца, али има ефекте попут поларне светлости или сметњи на радио везама, ветар Волф-Рајеових звезда утиче на њихову еволуцију. Он у снажним налетима рапидно односи материју са њих, стварајући утисак да звезда испарава. Због огромних температура, они имају способност да сагоревају и теже елементе од угљеника, азота и кисеоника, све до гвожђа. При крају живота, звезде се одупиру снажном колапсу сагоревајући тешке елементе у својим језгрима. Од настале температуре, настаје веома снажан ветар који достиже брзине и до 9 милиона км/х односећи при том слој по слој звезде. На крају свог живота, звезде експлодирају као супернове и од њих настаје друга генерација звезда.[3]

Подела

уреди
 
Спектар звезда WR137, WC7 и једне од прве три идентификоване звезде.

Волф–Рајеове звезде се деле на три класе у зависности од доминантног елемента, тј. најшире емисионе линије у спектру[3]:

  • WN звезде, код којих је доминантан азот, те стога потиче N у називу, а има мало угљеника
Најдоминантније линије азота су NIII, NIV и NV.
Најдоминантније линије угљеника су CIII и CIV.
Најдоминантније линије кисеоника су OIII и OVI.

Две класе WN и WC се даље деле у зависности од температуре на WN5-WN8 засноване на релативној јачини таласних дужина једном јонизованог и неутралног хелијума на 541,1 нм и 587,5 нм. Волф-Рајеове емисионе линије обично имају проширен и апсорпциони део.

Спектрални низ WN је проширен на 8 подкласа од WN2 до WN9, у зависности од јачине линија NIII (463,4-464,1 нм и 531,4 нм), NIV линија (347,9-348,4 нм и 405,8 нм) и NV (460,3, 461,9 и 493,3-494,3 нм).

Класификација WН спектра
Спектрални тип Критеријум Друге емисионе линије
WН2 НV слаба или није ни присутна Јака линија ХеII
WН2.5 НV присутна, НIV не постоји
WН3 НIV << НV, НIII слаба или не постоји
WН4 НIV ≈ НV, НIII слаба или не постоји
WН5 НIII ≈ НIV ≈ НV
WН6 НIII ≈ НIV, НV слаба
WН7 НIII > НIV Слаба П-Цyг профил ХеI, 468.6 нм ХеII > НIII
WН8 НIII >> НIV Јак П-Цyг профил ХеI, 468.6 нм ХеII ≈ НIII
WН9 НIII > НII, НIV одсутна П-Цyг профил ХеI
WН10 НIII ≈ НII Х Балмерова линија, П-Цyг профил ХеI
WН11 НIII слаба или не постоји , НII присутна Х Балмерова линија, П-Цyг профил ХеI

Детаљније се могу класификовати и WC и WO спектри.

Класификација WЦ спектра
Спектрални тип Критеријум
WЦ4 CIV јака, CII слаба, ОV умерена
WЦ5 CIII << CIV, CIV < ОV
WЦ6 CIII << CIV, CIV > ОV
WЦ7 CIII < CIV, CIV >> ОV
WЦ8 CIII > CIV, CII одсутна, ОV слаба или одсутна
WЦ9 CIII > CIV, CII присутна, ОV слаба или одсутна
Класификација WО спектра
Спектрални тип Критеријум
WО1 ОVII ≥ ОV, ОVIII присутна
WО2 ОVII < ОV, CIV < ОVI
WО3 ОVII слаба или одсутна, CIV ≈ ОVI
WО4 CIV > ОIV

Историја посматрања

уреди
 
ХД 184738, позната и као Кампбелова звезда је планетарна галаксија у чијем центру се налази Волф-Рајеова звезда.

Године 1867. телескопом Фоуцаут астрономи Чарлс Волф и Џорџ Раје су у париској опсерваторији уочили три Сигнус звезде које су имале широке емисионе линије у непрекидом спектру. То су прве три идентификоване Волф–Рајеове звезде. Највећи број звезда у свом спектру имају апсорпционе линије, тако да су ове звезде биле необични објекти.[4]

Едвард Пикеринг је теоријски претпоставио да линије потичу од необичног стања водоника, попут стања водоника у Балмеровим серијама. Касније је потврђено да ове линије потичу од присуства хелијума, који је био откривен чак и касније од открића хелијума. Пикеринг је уочио сличности између Волф–Рајеових звезда и галактичког спектра, а закључак из ових сличности је био да су неке од Волф–Рајеових звезда централне звезде планетарних галаксија.[2]

До 1929. године ширина емисионих линија се приписивала Доплеровом ефекту ширења, што би значило да се околина гаса ових звезда мора кретати брзинама преко 300 км/с. То би било могуће једино да овакве звезде непрекидно избацију гас у атмосферу производећи омотач галактичког гаса који ће се ширити кроз простор. Притисак од оваквих таласа гаса уочен је као радијациони притисак. Познато је да велики број звезда које имају Волф-Рајеов тип спектра су централне везде планетарних галаксија, али такође велики број њих није ни на какав начин повезан са галаксијом.

Поред хелијума идентификоване су и емисионе линије угљеника, кисеоника и азота у њиховим спектрима. Међународна астрономска унија класификовала је 1938. године сектре Волф-Рајеових звезда у типове WN, WC и WO, у зависности од тога да ли су доминантне линије азота, угљеника и кисеоника редом.

Физичке особине

уреди

Волф–Рајеове звезде су уобичајени степен у еволуцији веома масивних звезда и тада су изражене њихове емисионе линије хелијума, азота, угљеника и кисеоника. Те јаке емисионе линије могу се идентификовати у оближњим галаксијама. У нашој галаксији је идентификовано око 500 Волф–Рајеових звезда. У последњих пар година, број идентификованих звезда, тј. звезда уведених у каталог, знатно се повећао када су добијени резултати фотометријких и спектроскопских истраживања у спектру блиском инфра-црвеном. У тим посматрањима, посматрана је првенствено галактичка раван. Очекивано је да у локалној групи галаксија постоји нешто мање од 1.000 оваквих звезда, од којих је у Магелановим облацима познато 150, у М33 се зна за 206, а у М31 је уочено 104. Истраживања су показала да се ван наше локалне групе налазе још хиљаде Волф–Рајеових звезда и кандидата за њих, а посебно их има у регионима у којима има огромни број звезда.[5]

Карактеристичне емисионе линије се формирају у регионима густих и врло брзих звезданих ветрова који окружују врло топле звездане фотосфере. У тим фотосферама производи се јако велика количина ултра-љубичастог зрачења које изазива флуоресценцију. Процес настајања емисионих линија састоји се од CNO циклуса (угљеник-азот-кисеоник циклус) у којима је водоник главно гориво, а касније долази до реакција у којима се користи и хелијум. Водоник је главно гориво код WN звезда и тада су линије азота најшире емисионе линије, док се сагоревањем хелијума добијају омотачи богати угљеником присутни код WC и WO звезда са најишим угљениковим и кисеониковим линијама редом.[6]

Физичке особине прве популације WN звезда
Спектрални тип Температура (К) Полупречник[а] Маса[а] Луминозност[а] Апсолутна
магнитуда
WN2 85.000 0,9 16 250.000 -2,6
WN3 85.000 2,3 19 220.000 -3,2
WN4 70.000 2,3 15 200.000 -3,8
WN5 60.000 3,7 15 160.000 -4,4
WN6 56.000 5,7 18 160.000 -5,1
WN6h 45.000 25 74 3.300.000 -7,5
WN7 50.000 6,0 21 350.000 -5,7
WN7h 45.000 23 52 2.000.000 -7,2
WN8h 40.000 22 39 1.300.000 -7,2
WN9h 35.000 23 33 940.000 -7,1

WNh звезде се врло разликују од WN звезда које не садрже водоник. Много су масивније и већ, те иако имају сличан спектар оне су једне од најлуминознијих звезда које постоје. Прве овакве пронађене звезде су у детектоване у Магелановим облацима.

Физичке особине прве популације WН/C звезда
Спектрални тип Температура (К) Полупречник[а] Маса[а] Луминозност[а] Апсолутна магнитуда
WO2 200.000 0,6 19 500.000 -2
WC4 117.000 1,0 10 160.000 -3,3
WC5 83.000 2,2 12 200.000 -4,1
WC6 78.000 2,9 14 320.000 -4,4
WC7 71.000 2,9 11 200.000 -4,2
WC8 60.000 4,2 11 200.000 -4,5
WC9 44.000 6,6 10 160.000 -5,2
  1. ^ а б в г д ђ У односу на Сунце

Волф–Рајеове звезде могу припадати угљеничном низу (WC), што је посебно присутно код најкаснијих типова, а уочљиво је по њиховој производњи прашине. Међузвездана прашина настаје и код усамљених звезда, али је најчешће производ судара звезданих ветрова са две звезде које се налазе у двојном систему.[1]

Номенклатура

уреди
 
WР 31а

Прва три каталога Волф–Рајеових звезда нису увела никакву номенклатуру за те звезде. Године 1962. издавањем четвртог каталога галактичких Волф–Рајеових звезда уведено је пребројавање звезда у зависности од њихове ректасцензије. У петом каталогу су коришћени редни бројеви четвртог каталога са префиксом МР, а додани су подаци о новим звездама са префиксом ЛС. Данас се не користи ниједна од ових шема.

У шестом каталогу су уведени бројеви ових звезда који се и данас користе. Звезде јесу поређане по ректасцензији. Нови подаци који су уведени у седмом каталогу су сврстане међу постојеће додавањем одговарајићих наставака за звезде из галактичког центра. Данашња посматрања у којима се уочава велики број нових звезда користе своје пребројавачке системе.[7]

У другим галаксијама ове звезде се пребројавају на другачије начине. У галаксији Великих Магеланових облака присутна је номенклатура из четвртог каталога прве популације Волф–Рајеових звезда. У Малим Магелановим облацима, звезде се пребројавају примарно најчешће са АБ и бројем, а до сад их је забележено 12.

Еволуција

уреди

Иако су и данас многе фазе еволуције ових звезда непроучене, постоје спекулације о животу ових звезда и упоређиване су са звезданим еволуцијама мањих и звездама са дужим животним веком.

Првобитне идеје

уреди
 
На слици гигантске галаксије НГЦ 3603, виде се звезде у различитим фазама животног циклуса.

Године 1965. астроном Рублеф је претпоставио, а касније и астроном Конти 1976. да класа Волф-Рајеових звезда потиче од масивних звезда спектралне класе О у којима постоје јаки звездани ветрови који разносе разне делове звезде у околни прострор. Ова хипотеза се показала истинитом у принципу, али је процес настајања WР звезде од О звезде у многоме компликованији.

Рани модели еволуције масивних звезда су показали да оне еволуирају прилично далеко од главног низа хладећи се и постајући најпре плави, а затим суперџинови. Једноставни модели нуклеарне фузије су показали да ови суперџинови сагоревају и тешке елементе пре него што експлодирају као супернове, али не постају Волф–Рајеове звезде.

Даља истраживања су показала да постоји горња граница стабилности луминозних звезда. Довољно масивне звезде не постају црвени суперџинови, већ просипају своју атмосферу у околни простор, тако да остају у фази плавог плавог суперџина или може њихова атмосфера да постане извор Волф–Рајеових звезда. Такав материјал се све више скупља и загрева. Претпостављено је да су раније и топлије звезде биле касне фазе еволуције хладних WР звезда, међутим експериментална истраживања нису била у складу са овом претпоставком.

Данашњи модели

уреди

WР звезде данас тумачимо као:

  • фазу у еволуцији најмасивнијих звезда
  • у много мањем броју налазе се као централне звезде планетарних галаксија

Као фаза у еволуцији масивних звезда, Волф–Рајеове звезде могу бити фаза везде после фазе црвеног суперџина, фаза звезде после плавог суперџина или директо најмасивнија звезда у главном низу. Само црвени суперџинови нижих маса могу експлодирати као супернове док се масивнији црвени суперџинови одбацујући атмосферу сажимају и добијају више температуре. Неки од овако еволуираних црвених суперџинова могу постати жути суперџинови, али већина постаје Волф–Рајеове звезда.

Масивне звезде са главног низа формирају веома топло језгро у ком се одвија физија водоника ЦНО циклусима. Резултат овог процеса је јака конвекција (провођење) топлоте кроз целу звезду. Конвекција узрокује мешање елемената насталих фузијом и односи их на површинске делове звезде. Долази до ротације, а посебно изражена површинска ротација када се језгро окреће брже од спољашње површине. Такве звезде имају у њиховим површинама имају азота још док су веома младе, а помоћу звезданих ветрова уколико су довољно топле, могу да се развију у везде из спектра WNh, и тада количина азота у површини расте. Овим поступком се објашњава луминозност звезда WНх. Оне ће и даље сагоревати водоник и губити масу. WNh звезде могу у неким случајевима да се прошире и стигну у фазу плавог суперџина у случајевима када се водоник у језгру потроши. Када је мешање задовољавајуће, тј. у случају довољно рапидне ротације, оне могу да еволуирају директно у WN звезде без водоника.

Посматрања супернове су показала да око четвртина језгара колапсирају у супернове типа Иб. У случајевима када у језгру више нема водоника, други начин колапсирања је супернова типа Иц када у језгру има јако мало хелијума и готово без присуства водоника. Истраживања су показала да највећи број звезда колапсира у супернове, а не умире мирно доласком у фазу неутронске звезде. Свака звезда са почетном масом већом од девет маса Сунца ће завршити као супернове.

Једноставна еволуција WР звезда из виших у ниже температуре која се завршава фазом WО звезде није доступна посматрањима. WО звезде су екстремно ретке и све познате овакве звезде (12) су много луминозније и масивније него просечна Волф-Рајеова звезда. Алтернативне теорије претпостављају да су WО звезде настале од најмасивнијих звезда главног низа или су оне екстремно кратке фазе звезданог живота која траје само неколико хиљада година пре експлозије.

 
М1-67 је у нашој галаксији најмлађа маглина око Волф-Рајеове звезде WР 124.
Шематски приказ еволуције звезда у зависности од почетне масе
Почетна маса (M☉) Еволуциони низ Тип супернове
60+ О → Оф → WНЛх ↔ ЛБВ →[WНЛ] ИИн
45–60 О → WНЛх → ЛБВ/WНЕ? → WО Иб/ц
20–45 О → РСГ → WНЕ → WЦ Иб
15–20 О → РСГ ↔ (YХГ) ↔ БСГ (плаве петља) II-L (ор ИИб)
8–15 О → РСГ II-П

Скраћенице:

  • О: Звезда О класе на Х-Р дијаграму
  • Оф: еволуирана звезда О класе са емисионим спектром азота и хелијума
  • БСГ: плави суперџин
  • РСГ: црвени суперџин
  • YХГ: жути хиперџин
  • ЛБВ: луминозна плава променљива
  • WНЛ: касна WН класа Волф-Рајеових звезда (WН6-WН9)
  • WНЕ: рана WН класа Волф-Рајеових звезда (WН2-WН6)
  • WНЛх: WНЛ са водониковим линијама
  • WЦ: WЦ класа Волф-Рајеових звезда
  • WО: WО класа Волф-Рајеових звезда

Хипернове

уреди

Хипернове су експлозије настале од Волф-Рајеових звезда које су изгубиле спољне омотаче због интензивног звезданог ветра. Непосредно пре експлозије, Волф-Рајеова звезда је убрзано трошила преостало гориво кроз нуклеарне реакције чијји је интензитет постао је недовољан да одржава језгро звезде против гравитационог колапса. У колапсираном језгру се формирала црна рупа окружена акреционим диском. За свега пар секунди, из близине црне рупе је огромном брзином избачен млаз материје који је прошавши кроз спољну љуску звезде заједно са снажним ветром новоформираног радиоактивног изотопа распадајућег никла-56 разнео звезду у експлозији која се назива хипернова. Овакав модел колапсара је предложен 1993. године. Хипернова зрачи у оптичком делу спектра углавном због нуклеарне експлозије радиоактивног никла. У међувремену, млаз налеће на материју која окружује звезду и ствара гама-блесак.[8][9]

Волф–Рајеове галаксије

уреди

Волф–Рајеове галаксије су галаксије које садрже велики број Волф–Рајеових звезда. Око једна четвртина оваквих галаксија има емисиони спектар који је концентрисан око таласних дужина од 468,6 нм.

Значај

уреди

Волф-Рајеове звезде представљају важну фазу у еволусији масивних звезда. Данас се проучавају преко НАСА-иних телескопа Хопкинс Ултравиолет Телесцопе (ХУТ) и Wисцонсин Ултравиолет Пхото-Полариметер Еxперимент (WУППЕ). Помоћу истраживања је процењено и очекивано скоро време када ће оне експлодирати као супернове.[3]

Галерија

уреди
  •  
    Бинарна звезда АБ7 позната и као СМЦ WР7 која се састоји од Волф-Рајеове звезде и звезде из класе О
  •  
    ХД 5980 је најсветлија звезда у Малим Магелановим облацима која се састоји од 3 компоненте, 2 Волф-Рајеова звезде и једне звезде класе О
  •  
    НГЦ 3603-Б Волф-Рајеова звезда је најсјајнија звезда у НГЦ 3603
  •  
    Р136а1 Волф-Рајеова звезда, најмасивнија од свих познатих звезда
  •  
    ВФТС 682 Волф-Рајеова звезда у Великим Магелановим облацима
  •  
    WР 102ка, позната и као Пеонијева галаксија, је Волф-Рајеова звезда и једна је од кандидата за најсјајнију звезду у нашој галаксији
  •  
    WР 124 окружена галаксијом М1-67.
  •  
    WР136 у центру сазвежђу Лабуд
  •  
    WР 22 у галаксији Карина

Референце

уреди
  1. ^ а б Волф-Рајеове звезде, харвард.еду; приступљено: 2. јануар 2014
  2. ^ а б Волф-Рајеова звезда, ЦОСМОС приступљено: 2. јануар 2015.
  3. ^ а б в Wолф – Раyетове звезде Архивирано на сајту Wayback Machine (27. децембар 2012), дипл. инг. Драго I. Драговић, статиц.астрономија.цо.рс; приступљено: 2. јануар 2015.
  4. ^ Волф-Рајеове звезде су најмасивније и најлуминозније познате звезде, Кристофер Крокет; приступљено: 2. јануар 2015.
  5. ^ Wолф-Раyет Старс (Волф-Рајеова звезда), Џон Хилиер, коокабурра.пхyаст.питт.еду; приступљено: 2. јануар 2014.
  6. ^ Спектар Волф-Рајеових звезда Архивирано на сајту Wayback Machine (2. јануар 2015), Замисли универзум (Имагинг тхе Универсе); приступљено: 2. јануар 2015.
  7. ^ VII каталог галактичких Волф-Рајеових звезда Архивирано на сајту Wayback Machine (2. јануар 2015), Карел А. ван дер Хуцхт, Неw Астрономy Ревиеwс; приступљено: 2. јануар 2015.
  8. ^ Хипернове и решење загонетке гама-блескова, Милан M. Ћирковић; приступљено: 2. јануар 2015.
  9. ^ Нова супернова изгледа да потиче из масивне Волф-Рајеове звезде, приступљено: 2. јануар 2015.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Volf-Rajeova_zvezda&oldid=25978582”