Волф-Рајеова ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
A cosmic couple
Слика од вселенскиот телескоп Хабл на маглината M1-67 околу Волф-Рајеовата ѕвезда WR 124.

Волф-Рајеова ѕвезда, честопати и само ВР-ѕвезда — редок хетероген збир на ѕвезди со невообичаен спектар со изразени широки оддавни линии на јонизиран хелиум и високојонизиран азот или јаглерод. Спектарот укажува на многу високо површинско ојачување на тешките елементи, искористување на водородот, и силни ѕвездени ветришта. Површинската температура на познатите Волф-Рајеови ѕвезди се движи од 20.000 K до околу 210.000 K, односно потопли се скоро од ссите други видови на ѕвезди. Претходно биле познати под името W-тип на ѕвезди според нивната спектрална класификација.

Класичните (или население I) Волф-Рајеови ѕвезди се развиени, масивни ѕвезди кои целосно го изгубиле надворешниот слој на водород и сврзуваат хелиум или потешки елементи во своето јадро. Подмножество на населението I од WR-ѕвезди укажува постоење на водородни линии во нивните спектри се познати како WNh ѕвсезди; тие се млади крајно масивни ѕвезди кои сè уште сврзуваат водород во своето јадро, при што хелиумот и азотот се изложени на површината поради силното мешање и загубата на маса предизвикана од зрачењето. Посебна група на ѕвезди со WR-спектри се централните ѕвезди во планетарните маглини (CSPNe), по-асимптотска гранка на џинови, ѕвезди кои биле слични на нашето Сонце додека биле на главната низа, но денес се неактивни односно го прекинале сврзниот процес и ги исфрлиле горните слоеви на атмосферата отскривајќи го јадрото богато со јаглерод и кислород.

Сите Волф-Рајеови ѕвезди се вискосјајни ѕвезди пред се поради високите температури—илијадници пати од болометриската сјајност на Сонцето (L☉) за CSPNe, стотици илјади L☉ за населението I на WR-ѕвезди, па сè до преку милион L☉ пати за WNh-ѕвезди—иако истите не се особено сјајни нагледно поради фактот што поголемиот дел од зрачење е во ултавиолетовото подрачје.

Ѕвездите кои се видливи за човековото око како Гама Едро и Тета Мува, како и една од најмасивните познати ѕвезди, R136a1 во 30 Златна Рипка, се Волф-Рајеови ѕвезди.

Историја на набљудувања[уреди | уреди извор]

Crescent Nebula
WR 136, ѕвезда од типот WN6 чија атмосфера се расејала за време на суперџиновската фаза од страна на врелите, брзи ѕвездени ветришта за да се оформи видливата меурестата маглина.

Во 1867 година, користејќи го 40 cm Фуков телескоп при Париската опсерваторија, астрономите Шарл Волф и Жорж Раје[1] забележале три ѕвезди во соѕвездието Лебед (HD 191765, HD 192103 и HD 192641, денес означени како WR 134, WR 135 и WR 137) кои поседувале широки појаси на оддавање во инаку непрекинатиот спектар.[2] Повеќето ѕвезди Повеќето ѕвезди покажуваат само впивни линии или појаси во нивните спектри, како резултат на преклопувањето на елементите кои ја впиваат светлинската енергија при одредени честоти, па со сигурност овие беа невообичаени тела.

Природата на оддавните појаси во спектрите на Волф-Рајеовите ѕвезди останале мистерија во следните десетолетија. Едвард Чарлс Пикеринг дал теорија дека линиите биле предизвикани од неовобичаените состојби на водородот, и било потврдено дека оваа "Пикерингова серија" на линии следела шема слична на онаа на Балмеровата серија, кога биле заменети половинките квантни броеви. Подоцнба се покажало дека овие линии се резултат на присуството на хелиум, елемент кој бил за првпат забележан во 1868 година.[3] Пикеринг ги забележал сличностите меѓу Волф–Рајеовите спектри и маглинските спектри, и оваа сличност довело до заклучокот дека само ако не сите Волф-Рајеова ѕвезди се централните ѕвезди во планетарните маглини.[4]

До 1929 година, ширината на оддавните појаси се објаснувала со Доплеровото проширување, а со тоа и гасот кој се наоѓа околу овие ѕвезди морал да се движи со брзини од 300–2400 km/s во линија на набљудувањето. Заклучокот бил дека Волф-Рајеовите ѕвезди постојано исфрлаат гас во вселената, создавајќи на тој начин растечка прекривка од гас. Силата која го исфрла гасот при високи брзини е зрачниот притисок.[5] Добро е познато дека многу од ѕвездите со спектри од типот на Волф-Рајеовите биле центрите на планетарните маглини, но имало и многу кои се поврзувале со очигледна планетарна маглина или каква и да е видлива маглина.[6]

Покрај хелиум, Карлајл Билс препознал оддавни линии на јаглерод, кислород и азот во спектрите на Волф–Рајеови ѕвезди.[7][8] Во 1938 година, Меѓународниот астрономски сојуз го класифицирала спектарот на Волф-Рајеовите ѕвезди како ѕвезди од типот WN и WC, во зависност од тоа дали преовладувале линиите на азотот или пак на јаглерод-кислород.[9]

Во 1969 година, неколку CSPNe со изразени O VI оддавни линии биле групирани под новата "O VI низа", или само OVI-тип.[10] Подоцна овие ѕвезди биле наречени [WO]-ѕвезди.[11] Слични ѕвезди кои не се поврзани со планетарни маглини се опишани кусо по WO класификацијата и подоцна е прифатено да се користи население I WR-ѕвезди.[11][12]

Сфаќањето дека одредени подоцнежни, и понекогаш не толку доцнежни, WN-ѕвезди со водородни линии во нивните спектри се во различен дел од развојот за разлика од WR-ѕвездите кои немаат водород, довело до воведување на нов поим WNh со што овие ѕвезди би се разликувале од останатите WN-ѕвезди. Претходно биле познати како WNL-ѕвезди, иако се подоцнежен тип на WN-ѕвезди без присуство на водород како и WR-ѕвезди со водордо како што се WN5.[13]

Класификација[уреди | уреди извор]

WR 137 spectrum
Спектарот на WR 137, ѕвезда од спектрален тип WC7[14] и една од трите првични ВР-ѕвезди (x-оска: бранова должина во Å).

Волф-Рајеовите ѕвезди се именувани врз основа силно изразените широки оддавни линии во нивните спектри, препознаени преку спектралните линии на хелиум, азот, јаглерод, силициум, и кислород, но со слаби или отсутни водородни линии. Првиот систем на класификација ги поделил овие ѕвезди на ѕвезди со доминирачки линии на јонизиран азот (N III, N IV, и N V) и оние со доминирачки линии на јонизиран јаглерод (C III и C IV) и понекогаш кислород (O III – O VI), и биле означувани како WN и WC.[15] Двете класи на WN и WC биле понатамошно поделени по температурните низи на WN5–WN8 и WC6–WC8 врз основа на релативната јачина на 541,1 nm He II и 587,5 nm He I линии. Волф-Рајеовите оддавни линии честопати имаат проширено впивно крило (Профил на P Лебед) што пак укажува на околуѕвезден материјал. Постои и WO-низа, низа одделна од WC-низата за потоплите ѕвезди каде оддавањето на јонизираниот кислород преодвладува над јонизираниот јаглерод, иако актуелните соодноси на овие елементи во ѕвездите се скоро споредливи.[6] WC and WO spectra are formally distinguished based on the presence or absence of C III emission.[16] WC - спектрите вообичаено имаат недостаток на O VI линии кои пак се изразени во WO - спектрите.[17]

WN-спектрланата низа ги вклучува и WN2–WN9, и дефинициите засновани на релативините јачини на N III линиите при 463,4–464,1 nm и 531,4 nm, N IV линиите при 347,9–348,4 nm и 405,8 nm, и N V линии при 460,3 nm, 461,9 nm, и 493,3–494,4 nm.[18] Овие линии се издвоени од областите со силни и променливи хелиумски оддавања и јачините на овие спектрални линии се во добрар сооднос со температурата. Ѕвездите со спектри меѓу WN и Ofpe се класифицирани како WN10 и WN11 иако ова именување не е сеопфатно признаено.[19]

Типот WN1 бил предложен за ѕвезди без N IV и N V линии, со цел да се вклопат во класификацијата ѕвездите Бреј 1 и Бреј 66 кои се измеѓу WN2 и WN2,5.[20] Релативните јачини на линиите и ширини за секоја од WN подкласите се објавени подоцна, и соодносот меѓу 541,1 nm He II и 587,5m, He I линиите бил воведен како првичен показател за јонизирачкото ниво а со тоа и спектралната подкласа. Со ова се отстранува потребата од WN1 и со тоа Бреј 1 и Бреј 66 денес се класифицирани како WN3b. До некој степен засенетите WN2,5 и WN4,5 класи се исто така исфрелени.[21]

Класификација на спектрите на WN - ѕвездите
Спектрален тип Првичен критериум[16] Надграден критериум[21] Други одлики
WN2 Слаби или отсутни N V Отсутни N V и N IV Силни He II, без He I
WN2,5 Присутни N  V, отсутни N IV Застарена класа
WN3 N IV ≪ N V, Слаби или отсутни N III He II/He I > 10, He II/C IV > 5 Специфичен профил, непредвидлива јачина на N V
WN4 N IV ≈ N V, Слаби или отсутни N III 4 < He II/He I < 10, N V/N III > 2 Присутни C IV
WN4,5 Слаби или отсутни N IV > N V, N III Застарена класа
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V 1,25 < He II/He I < 8, 0,5 < N V/N III < 2 N IV или C IV > He I
WN6 Слаби N III ≈ N IV, N V 1,25 < He II/He I < 8, 0,2 < N V/N III < 0,5 C IV ≈ He I
WN7 N III > N IV 0,65 < He II/He I < 1,25 Слаб P-Лебед профил на He I, He II > N III, C IV > He I
WN8 N III ≫ N IV He II/He I < 0,65 Силен P-Лебед профил на He I, He II ≈ N III, слаби C IV
WN9 N III > N II, отсутни N IV N III > N II, отсутни N IV P-Лебед профил на He I
WN10 N III ≈ N II N III ≈ N II H-Балмер, P-Лебед профил He I
WN11 Слаб или отсутен N III, присутни N II N III ≈ He II, слаби или отсутни N III, H-Балмер, P-Лебед профил He I, присутни Fe III

WC-спекралната низа била проширена да ги вклучува и WC4–WC11, иако некои постари трудови користат и WC1–WC3. Првичните оддавни линии се користат за да се направи разлика од WC-поттиповите на C II 426,7 nm, C III од 569,6 nm, C III/IV465,0 nm, C IV од 580,1–581,2 nm, и O V (и O III) слеани при 557,2–559,8 nm.[16] Низата била проширена за да ги вклучува WC10 и WC11, и критериумите за подкласите биле засновани на релативните јачини на јаглеродните линии и се поткрепени од јонизационите фактори иако постоеле бројни разлики меѓу јаглеродот и кислородот.[17]

Класификација на спектрите на WC - ѕвездите
Спектрален тип Првичен критериум[16] Квантитативен критериум[17] Други одлики
Првични Секундарни
WC4 Силни C IV, слаби C II, средни O V C IV/C III > 32 O V/C III > 2,5 Слаби или отсутни O VI
WC5 C III ≪ C IV, C III < O V 12,5 < C IV/C III < 32 0,4 < C III/O V < 3 Слаби или отсутни O VI
WC6 C III ≪ C IV, C III > O V 4 < C IV/C III < 12,5 1 < C III/O V < 5 Слаби или отсутни O VI
WC7 C III < C IV, C III ≫ O V 1,25 < C IV/C III < 4 C III/O V > 1,25 Слаби или отсутни O VI
WC8 C III > C IV, отсутни C II, слаби или отсутни O V 0,5 < C IV/C III < 1,25 C IV/C II > 10 He II/He I > 1,25
WC9 C III > C IV, присутни C II, слаби или отсутни O V 0,2 < C IV/C III < 0,5 0,6 < C IV/C II < 10 0,15 < He II/He I < 1,25
WC10 0,06 < C IV/C III < 0,15 0,03 < C IV/C II < 0,6 He II/He I < 0,15
WC11 C IV/C III < 0,06 C IV/C II < 0,03 Отсутни He II

За WO-типот на ѕвезди главните типови на линии кои се користат се C IV при 580,1 nm, O IV при 340,0 nm, O V (и O III) слеани при 557,2–559,8 nm, O VI при 381,1–383,4 nm, O VII при 567,0 nm, и O VIII при 606,8 nm. Низата била проширена за да ги вклучи и WO5 и е кванифицирана врз основа на релативните јачини quantified based the relative strengths на O VI/C IV и O VI/O V линии.[22] Подоцнежна поделба, осмислена за постојаност кај класичните ВР-ѕвезди и CSPNe, повторно го вратила стариот тип на поделба на WO1 до WO4 низи и соодветните поделби.[17]

Класификација на спектрите на WO - ѕвездите
Спектрален тип Првични критериум[16] Квантитативен критериум[17] Други одлики
Првични Секундарни
WO1 O VII ≥ O V, присутни O VIII O VI/O V > 12,5 O VI/C IV > 1,5 O VII ≥ O V
WO2 O VII < O V, C IV < O VI 4 < O VI/O V < 12,5 O VI/C IV > 1,5 O VII ≤ O V
WO3 Слаби или отсутни O VII, C IV ≈ O VI 1,8 < O VI/O V < 4 0,1 < O VI/C IV < 1,5 O VII ≪ O V
WO4 C IV ≫ O VI 0,5 < O VI/O V < 1,8 0,03 < O VI/C IV < 0,1 O VII ≪ O V

Деталните современи истражувања на Волф-Рајеовите ѕвезди може дополнително да ги препознаат спектралните одлики, кои се означени со додавки на главната спектрална класификација:[21]

  • h за водородно оддавање;
  • ha за водородно оддавање и впивање;
  • o за отсиство на водородно оддавање;
  • w за слаби линии;
  • s за силни линии;
  • b за широки линии;
  • d за прашина (вообичаено vd, pd, или ed за променлива, периодична, или епизодична прашина).[23]

Класификацијата на спектрите на Волф-Рајеовите ѕвезди е сложен процес бидејќи овие ѕвезди честопати се придружени од маглини, облаци прашина или придружник двојник. Претставката „+OB“ се користи за да се укаже на присуството на впивни линии во спектарот кои се надоврзуваат со понормална придружна ѕвезда, или „+abs“ за впивни линии со непознато потекло.[21]

Пожешките ВР-спектрални подкласи се опишани како млади ѕвезди додека поладните се опишани како стари ѕвезди, што е во согласност со останатите спектрални типови на ѕвезди. WNE и WCE се ознаки за млади ѕвезди додека пак, WNL и WCL се за постари ѕвезди, а поделбата се случува приоближно при преминот меѓу подкласите шест и седум. Не пости ѕвезди која е стара ѕвезда од типот на WO. Истовремено ѕвездите од типот WNE имаат силнио изразени спектри кај кои има слаб придонес на вододродни линии додека пак спектрите на WNL честопати имаат изразени вододродни линии.[16][24]

Централните ѕвезди во нивните планетарни маглини и нивните спектрални типови се определени со квадратни загради (пр. [WC4]). Сите се дел од низата на WC-ѕвезди пришто [WO]-ѕвздите го претставуваат жешкиот дел од јаглеродната низа. Постои и мал број на [WN] и [WC/WN] типови, чие забележување се случило неодамна.[25] [26] [27] [28] Начинот на нивното создавање е сè уште непознат.

Температурите на ѕвездите во планетарните маглини се крајно различни од оние кои се дел од населението I на WR-ѕвезди, па така [WC2] и [WC3] се чести и низата била надополнета до [WC12]. Ѕвездите од типот [WC11] и [WC12] имаат различни спектри со тесни оддавни линии и без присуство на He II и C IV линии.[29][30]

Новата GK Персеј
GK Персеј (Нова Персеј 1901), која покажува одлики на Волф-Рајеова ѕвезда во својот спектар.[5]

Одредени супернови набљудувани пред да го постигнат својата максимална сјајност прикажуваат ВР-спектри.[31] Ова се должи на природата на суперновата: брзоширечкиот хелиумов отфрлок сличен на оној при Волф-Рајеовите ветришта. Спектралните одлики на WR траат само неколку часа, високото ниво на јонизација исчезнува брзо, и остануваат сани неутрални виодиридни и хелиумови оддавни линии, пред да бидат заменети со вообичаениот спектар кај суперновите. Предложено е овие спектрални типови да се означуваат со „X“, на пример XWN5(h).[32] Слично, класичните нови развиваат спектри кои се состојат од широки оддавни појаси слични на оние на Волф-Рајеовите ѕвезди. Ова е предизвикано од истиот физички механизам: брзо ширење на густи гасови околу изразено врел централен извор.[6]

Пресечни ѕвезди[уреди | уреди извор]

Поделбата на Волф-Рајеовите ѕвезди од спектралната класа О со приближно исти температури зависи од постоењето ба силни изразени оддавни линии на јонизиран хелиум, азот, јаглерод и кислород, но постојат и голем број на ѕвезди со средни или збунувачки спектрални одлики. На пример, високосјајните O-ѕвезди може да покажат хелиумови или азотни линии во нивните спектри, додека пак некои ВР-ѕвезди имаат водородни линии, слаби оддавни, и слаби впивни прикази. Овие ѕвезди се означени со спектрални ознаки како O3If∗/WN6 и се нарекуваат пресечни ѕвезди.[33]

Суперџиновите од спектралната класа O, може да развијат оддавни линии на хелиум ин азот. И овие одлики се означени со особени претставки во облик на код, кој е соодветен за секој тип на овие ѕвезди:

  • f за N iii и He ii оддавање
  • f* за N и He оддавање со N iv поизразено од N iii
  • f+ за оддавање во Si iv со примеси на N и He
  • заграда која означува He ii впивни линии наместо оддавни, пр. (f)
  • двојни загради посочуваат силно He ii впивање и N iii ослабени оддавни линии, пр. ((f+))

Овие кодови може да се искомбинираат со поопштите поделби на спектрални типови како што се p или a. Чести записи се слични на OIafpe и OIf*, или Ofpe. Во 1970-ите било препознаено дека постои континуум на спектри на само чисто впивни класи на O до неодредените ВР-типови, и не било јасно дали на овие пресечни ѕвезди треба да им се зададе ознака за спектрален тип налик на O8Iafpe или WN8-a. Пресечното означување било предложени за овие ситуации и ѕвездата Sk−67°22 била означена како ѕвезда од спектрален тип O3If*/WN6-A.[34] Критериумите за разликување на OIf*, OIf*/WN, и WN се прераспределени за да постои конзистетност во означувањето. Означувањето на пресечните ѕвезди се користи кога Hβ линиите поседуваат профил сличен на P-Лебед; станува збор за впивна линија кај Суперџиновите од типот O и оддавни линии кај WN-ѕвездите. Критериумите за следниве спектрални типови на пресечни ѕвезди се зададени, користејќи фи оддавните линии за водород при 463,4–464,1 nm, 405,8 nm и 460,3–462,0 nm, заедно со стандардната ѕвезда од секој тип:[33]

Подредување на пресечните ѕвезди по спектрален тип
Спектрален тип Стандардна ѕвезда Критериум
O2If*/WN5 Мелник 35 N iv ≫ N iii, N v ≥ N iii
O2.5If*/WN6 WR 25 N iv > N iii, N v < N iii
O3.5If*/WN7 Мелник 51 N iv < N iii, N v ≪ N iii

Друг збир на пресечни ѕвезди се користи за Ofpe/WN ѕвезди. Овие ѕвезди поседуваат спектар на суперџиновите од спектрален тип O плус дополнителни оддавања на азотни и хелиумски линии, и профили од типот на P-Лебед. Поинакво гледиште е дека тие може да се разгледуваат како WN ѕвезди со исклучително ниски јонизациски нивоа на водород.[35] Се сметало дека нарекувањето на овие ѕвезди пресечни, било спорно и било понудено друго решение било било додавањето на дополнителни типови на ѕвезди WN10 и WN11 во WR азотната низа.[36] Други автори пак претпочитаат употреба на означување од типот на WNha, на пример WN9ha за WR 108.[37] Најнова препорака е да се користи спектрален тип O во обликот O8Iaf доколку постои впивна линија од 447,1 nm He i и класата WR од WN9h или WN9ha доколку линијата поседува профил од типот на P-Лебед.[33] Сепак, пресечната ознака Ofpe/WN а исто и ознаките WN10 и WN11 и понатаму се во широка употреба.[38]

Трета група на ѕвезди се исто така познати и се со спектри кои содржат особености на спектралната класа О и ВР-ѕвезди.Девет ѕвезди во Големиот Магеланов Облак можно е да поседуваат спектри кои поседуваат истовремено WN3 и O3V одлики, но веројатно не се двојни ѕвезди. Многу од WR-ѕвездите во Малиот Магеланов Облак покажуваат почетни WN спектри и дополнително поседуваат особености на изразено високо впивање. Постои предлог дека овие ѕвезди се всушност алката која недостасува до постоењето на класичните WN-ѕвезди или се резултат на плимно одземање на материјал од ѕвезда со мала маса.[39]

Именување[уреди | уреди извор]

Маглината Кобилица околу Волф-Рајеовата ѕвезда WR 22
WR 22 во Кобилица.

Првите три забележани Волф-Рајеови ѕвезди, а случајно и сите три биле придружени од врели придружници од спектралната класа O, и веќе биле запишани во HD-каталогот. Овие ѕвезди и останатите биле именувани како Волф-Рајеови ѕвезди од нивното првично откривање, нивното именување според воспоставените правила не било сторено сè до 1962 година во „четвртиот“ каталог на галактички Волф-Рајеови ѕвезди.[40] Првите три каталози не биле соодветно за списоци на Волф-Рајеовите ѕвезди и се користела веќе постоечкото именување.[41][42][43] Четвртиот каталог додал бројни ознаки за Волф-Рајеовите ѕвезди подредени според ректасцензијата. Петиот каталог ги користел истите бројни ознаки со дополнителна додавка MR за авторот на четвртиот каталог, плус дополнителна низа на броеви со додавка LS за новите откритија.[18] Ниедна од овие бројчани низи не во честа употреба.

Шестиот каталог на галактички Волф-Рајеови ѕвезди бил првиот каталог со тоа име, и дополнително ги опишувал и претходните пет каталози со тоа име. Дополнително во истиот се користат WR бројните ознаки кои се користени за галактичките WR ѕвезди. Тие повторно се бројчани низи од WR 1 до WR 158 според ректасцензијата.[44] Седмиот каталог и неговите дополненија ја користата истата бројчана шема и новите ѕвезди се внесени во низата користејќи додавки со мали букви, на пример WR 102ka како една од бројните WR ѕвезди забележани во галактичкиот центар.[16][45] Современите длабински прегледи со голем зафат користат сопствена бројна шема за големи броеви на новите откритија.[46] Работна група од МАС ги прифатила препораките да се прошири бројчаниот систем од Каталогот на галактички Волф-Рајеови ѕвезди така што на дополнителните забележани ѕвезди име се додаваат најблиските WR броеви плус бројчана додавка според редоследот на забележување. Ова се однесува на сите забележани ѕвезди од 2006 година, иако некои од овие веќе биле именувани според претходните каталози; па така WR 42e сега се со ознака со WR 42-1.[47]

Волф-рајеовите ѕвездите се бројчано забележани користејќи различни шеми. Во Големиот Магеланов Облак, најшироко користено и комплетно именување за WR ѕвездите е во "Четврт каталог на население I Волф-Рајеови ѕвезди во Големиот Магеланов Облак"[48] со претставка BAT-99, на пример BAT-99 105. Многу од овие ѕвезди се познати и нарекувани по нивниот трет каталошки броеви, на пример Бреј 77.[49] Од 2018 година, 154 WR ѕвезди биле каталогизирани во ГМО, повеќето од нив WN но вклучува и 23 WC како и три крајно реткит ѕвезди од спектралната класа WO.[39][50] Многу од овие ѕвезди честопати се наречени според сопствените RMC (Редкливска опсерваторија за Магелановиот Облак) броеви, честопати скратени само на R, на пример R136a1.

Во Мал Магеланов Облак се користат SMC WR броеви, честопати скратено само AB броеви, на пример AB7.[51] Познати се само 12 WR ѕвезди во ММО, за оваа мала бројност се верува дека е причинета од ниската металичност на галаксијата[52][53][54]

Својства[уреди | уреди извор]

Волф-Рајеовите ѕвезди се нормална фаза во развојот на многу масивните ѕвезди, кај кои се видливи и изразени силни, широки оддавни линии на хелиум и азот ("WN"-низа), јаглерод ("WC"-низа), и кислород ("WO"-низа).Поради силните оддавни линии може да се забележат и во блиските галаксии. Каталогизирани се околу 500 Волф-Рајеови ѕвезди во Млечниот Пат.[16][45][46] Овој број драматично се променил во последниве неколку години како резултат на фотометриските и спектроскопските прегледиво блиското инфрацрвено поле чуѓија цел била забележувањето на овие тела во галактичката рамнина.[55] Очекувано е дека постојат нешто помалку од 1.000 WR-ѕвезди во останатите галактички членови на Месната Група галаксии, пришто околу 166 се забележани во Магелановите Облаци,[39] 206 во M33,[56] и 154 во M31.[57] Надвор од Месната Група, целосните прегледи на галаксиите забележале илијадници WR-ѕвезди и можни кандидати. На пример, околу илјада WR-ѕвезди се забележани во M101, со привидна величина од 21 до 25.[58] За WR-ѕвездите се очекува да се особено чести во ѕвездородните галаксии и особено во Волф-рајеовите галаксии.[59]

Особените оддавни линии се создадени во продолжените и густи големобрзински ветрешни области кои ги обиколуваат ѕвездените фотосфери, што предизвикува поплава од UV-зрачење кое предизвикува флуресценција во областа каде се создаваат линиите.[14] Овој процес на исфрлање поредослед ги отскрива слоевите, првично азотните производи од CNO-циклусот при согорувањето на водородот (WN-ѕвезди), и подоцна јаглеродните слоеви поради согорувањето на хелиумот (WC и WO-ѕвезди).[12]

Физичките својства на WN-ѕвездите од галактичкото население I [24][60][61]
Спектртрален
тип		 Температура
(K)		 Полупречник
(R☉)		 Маса
(M☉)		 Сјајност
(L☉)		 Апсолутна
величина		 Пример
WN2 141,000 0.89 16 280,000 -2.6 WR 2
WN3 85,000 2.3 19 220,000 -3.2 WR 46
WN4 70,000 2.3 15 200,000 -3.8 WR 1
WN5 60,000 3.7 15 160,000 -4.4 WR 149
WN5h 50,000 20 200 5,000,000 -8.0 R136a1
WN6 56,000 5.7 18 160,000 -5.1 CD Јужен Крст
WN6h 45,000 25 74 3,300,000 -7.5 NGC 3603-A1
WN7 50,000 6.0 21 350,000 -5.7 WR 120
WN7h 45,000 23 52 2,000,000 -7.2 WR 22
WN8 45,000 6.6 11 160,000 -5.5 WR 123
WN8h 40,000 22 39 1,300,000 -7.2 WR 124
WN9h 35,000 23 33 940,000 -7.1 WR 102ea

Може да се забележи дека WNh-ѕвездите се сосема поразлични тела од WN-ѕвездите кои немаат водород. Иако имаат сличен спектар, тие се помасивни, поголеми, и едни од најсјајните познати ѕвезди. Тие се забележани од откривањето на WN5h во Магелановите облаци. Азотот кој е забележан во спектарот на WNh-ѕвездите е сепак производ на соединувањето при CNO-циклусот во јадрот на ѕвездата, но се забележува на површината на најмасивните ѕвезди поради вртежното и струејното мешање додека сè уште се одвива фазата на согорување на водородот, наместо по отфрлањето на надворешната обвивка кога започнува фазата на согорување на хелиумот.[13]

Физичките својства на WO/C-ѕвездите од галактичкото население I[62]
Спектрален
тип		 Температура
(K)[62]		 Полупречник
(R☉)[62]		 Маса
(M☉)[62]		 Сјајност
(L☉)[62]		 Апсолутна
величина		 Пример
WO2 200,000 0.7 22 630,000 -1.7 WR 142
WC4 117,000 0.9 10 158,000 -3.28 WR 143
WC5 83,000 3.2 18 398,000 -4.87 Тета Мува
WC6 78,000 3.6 18 501,000 -4.75 WR 45
WC7 71,000 4.0 17 398,000 -4.8 WR 86
WC8 60,000 6.3 18 398,000 -5.32 Гама Едро
WC9 44,000 8.7 13 251,000 -5.57 WR 104

Некои Волф-Рајеови ѕвезди од јаглеродната низа ("WC"), особено оние кои се припадници на подоцнежните типови, се препознатливи по тоа што создаваат прашина. Вообичаено ова се случува во ѕвезди кои се дел од двојни системи како резултат на судирите на ѕвездените ветришта на парот,[16] како што е случајот со познатиот пар WR 104; но сепак истиот процес е забележан и кај единечните ѕвезди.[14]

Неколку (околу 10%) од централните ѕвезди во планетарните маглини се, и покрај малите маси (вообичаено ~0,6 сончеви), наблудувани се припадници на ѕвездите од WR-тип; т.е. тие имаат оддавни линиски спектрисо широки линии на хелиум, јаглероди и кислород. Означени како [WR], тие се многу постари тела кои се последица од развојот на ѕвездите со мали маси и се во блиска роднинска врска со белите џуџиња, отколку со многу помалдите и многу помасивни ѕвезди од населението I, и се предводници на ѕвездите од спектралниот тип WR.[63] Засега овие ѕвезди се исклучени од класата која се нарекува Волф-Рајеови ѕвезди, или пак ѕвезди од типот на Волф-Рајеовите ѕвезди.[24]

Металичност[уреди | уреди извор]

Бројот и својствата на Волф-Рајеовите ѕвезди зависи од хемискиот состав на ѕвездата од која потекнуваат. Главен двигател на овие разлики е стапката на губиток на маса при различните нивоа на металичност. Повисоките нивоа на металичност значат и поголема загуба на маса, што пак влијае на развојот на масивните ѕвезди а воедно и за својствата на Волф-Рајеовите ѕвезди. Поголемите нивоа на загуба на маса предизвикува ѕвездите да ги загубат надворешните слоеви пред да се развие железно јадро кое и подоцна ќе колабира, на тој начин масивните црвени суперџинови повторно ќе се развијат во потопли ѕвезди пред да експлодираат како супернови, дополнително многу масивните ѕвезди никогаш нема да постанат црвени суперџинови. При волф-рајеовата фаза, поголемите загуби на маса водат до силно празнење на слоевите кои се надвор од стујниот слој на јадрото, ниско присуство на површински водороди уште побрзо губење на хелиумот што доведува до појава на WC-спектар.

Овие текови може да се набљудуваат во различни галаксии во месната група, каде металичноста се менува од нивоа блиски на сончевите во Млечниот Пат, малку се пониски во M31, уште пониски во Големиот Магеланов Облак, и уште помали во Малиот Магеланов Облак. Големи разлики во металичноста се забележани во голем број на галаксии, при што M33 и Млечниот Пат имаат голема металиност што поблиску до центарот на галаксијата, а пак M31 има изразено повисока металичност во дискот отколку во ореолот. Па така ММО има помалку WR-ѕвезди споредбено со стапката на ѕвездородието и нема ниедна WC-ѕвезда (една ѕвезда има WO спектрален тип), Млечниот Пат има подеднаков број на WN и WC-ѕвезди и голем број на WR-ѕвезди, и останатите поголеми галаксии имаат помалку WR-ѕвезди и поголем број на WN и уште поголем број на WC-ѕвезди.Волф-Рајеовите ѕвезди во ГМО, а особено во ММО, имаат послабо оддавање и значително повисоки нивоа на водород во површинската атмосфера. WR-ѕевздите од ММО скоро сеопфатно имаат водород и дури поседуваат впивни линии дури и во најраните спектрални типови, поради послабите ветришта фотосферата не е целосно прикриена.[64]

Максималната маса на ѕвезда од главната низа која може да се развие во црвен суперџин и повторно назад во WNL-ѕвезда е пресметано дека изнесува околу 20 M☉ во Млечниот Пат, 32 M☉ во ГМО, и преку 50 M☉ сончеви маси во ММО. Поразвиените WNE и WC-фази ги достигнуваат со почетни маси поголеми од 25 M☉ сончеви маси при сончево ниво на металичност, преку 60 M☉ сончеви маси во ГМО. Нормалниот развој на единечните ѕвезди не се очекува да создаде WNE или WC-ѕвезди при нивото на металичност забележано во ММО.[65]

Вртење[уреди | уреди извор]

Hubble Spies Vast Gas Disk around Unique Massive Star
Уметничко доловување на диск од гас околу масивната и богата со водород WR 122.

Вртењето на ѕвездата има влијание на загубата на маса, и ова е особено изразено при ниска металичност. Брзото вртење придонесува да дојде до мешање на производите од јадреното соединување со остатокот од ѕвездата, со што се појачува присуството на тешки елементи и се забрзува губитокот на маса. Вртењето предизвикува ѕвездите да останат подолго на главната низа од споровртежните ѕвезди, и побрзо се развиваат во фазата на црвен суперџин, или пак оние со многу големи маси директно се развиваат од главната низа во ѕвезди со поголеми температури, повисока металичност или зголемено вртење.

Загубите на ѕвездената маса предизвикува и намалување на аголниот момент и со тоа се забавува вртењето кај масивните ѕвезди. Многу масивните ѕвезди со металичност слична на сончевата можно е да застанат целосно додека се на главната низа, додека пак при металичност слична на онаа на ММО тие ќе продолжат да се вртат забрзано и при најголемите забележани маси. Брзото вртење на масивните ѕвезди може да е причината за неочекуваните својства и бројноста на WR-ѕвездите во ММО, на пример за нивните релативно високи температури и сјајности.[64]

Двојни[уреди | уреди извор]

Масивните ѕвезди во двојните системи може да се развијат во Волф-рајеови ѕвезди поради одземање на атмосферата од ѕвезда придружник отколку истото да биде предизвикано од загубата на маса поради соларниот ветер. Овој процес е релативно изразен преку металичноста или вртењето на секоја од ѕвездите се очекува да создаде пар од WR-ѕвезди низ целата група галаксии во Месната Група. Како резултат на ова, делот на WR-ѕвезди создадени низ двојниот канал, и со ова бројот на WR-ѕвезди кои се двојни ѕвезди, треба да е повисок во средини со ниска металичност. Пресметките укажуваат дека уделот на двојни WR-ѕвезди кои се набљудувани во ММО може да изнесува и 98%, сепак само помалку од половина имаат содружник кој е и набљудувачки потврден. Уделот на двојните WR-ѕвезди во Млечниот Пат е околу 20%, што е во согласност со теориските пресметки.[66]

Маглини[уреди | уреди извор]

LHA 115 - N76A
AB7 создава една од највозбудените маглини во Магелановите Облаци.
Главна статија: Волф–Рајеова маглина

Значаен дел од WR-ѕвездите се обиколени од маглини кои потекнуваат директно од ѕвездата, а не само нормалната позадинска маглина поврзана со која и да е област во која се создаваат масивни ѕвезди, и не станува збор за планетарни маглини кои се создадени од ѕвезди кои поминале низ гранката на асимптотски џинови. Маглината може да има најразлични облици и од оваа причниа класификацијата е отежната. Многу од нив првично биле каталогизирани како планетарни маглини и понекогаш внимателна многубранова анализа може да се искористи за да се разликуваат планетарните од Волф-рајеовите маглини околу ѕвездите кои се во фаза по асимптотската гранка на џинови создаваат маглини со сличен облик околу помасивните ѕвезди кои го согоруваат хелиумот во јадрото.[65][67]

Волф–Рајеови галаксии[уреди | уреди извор]

Главна статија: Волф–Рајеова галаксија

Волф-Рајеова галаксија е тип на ѕвездородна галаксија каде постои доволен број на WR-ѕвезди, кои со нивните карактеристични оддавања во линиските спектри постануваат видливи во целовкупниот спектар на галаксијата.[68] Особено широка оддавна одлика при 468.6 nm He ii и блиските спектрални линии е одредувачката одлика на Волф-Рајеовата галаксија. Релативно краткиот живот на WR-ѕвездите значи дека ѕвездородието во овие галаксии започнало пред помалку од милион години и се случило во претходните неколку милион години, во спротивно WR-оддавањето ќе биде придушено од големиот број на други сјајни ѕвезди.[69]

Развој[уреди | уреди извор]

Теориите за создавањето,развојот и смртта на Волф-Рајеовите ѕвезди не се токлу развиени во споредба со објаснувањата за ѕвездите чии ѕвезден развој се одвива поспоро. Овие ѕвезди се ретки, далечни, и честопати се прикриени, и дури денес во XXI век многу работи поврзани со животот на овие ѕвезди се непознати.

Историја[уреди | уреди извор]

Иако Волф-Рајеовите ѕвезди се препознаени како невообичаени и поразични од останатите ѕвездени класи од почетокот на XIX век,[70] природата на овие ѕвезди била непозната сè до крајот на XX век. Пред 1960-ите, дури и класификацијата на WR-ѕвездите биле неодредена, а нивната природа и развој биле целосно непознати. Сличниот изглед на централните ѕвезди на планетарните маглини (CSPNe) и посјајните класични WR-ѕвезди придонеле за оваа неопределеност.[71]

Околу 1960, разликата меѓу CSPNe и масивните сјајни класични WR-ѕвезди станувала се појасна. Изучувањето покажало дека ти се мали густи ѕвезди со обемен околуѕвезден материјал,но се уште е нејасно дали материјалот е исфрлен од ѕвездата или пак упаѓал на самата ѕвезда.[72][73] Невообичаените количества на азот, јаглерод и кислород, како и недостигот на водород, се забележани, но причината за ова останува прикриена.[74] Било препознаено дека WR-ѕвездитесе многу млади и мошне ретки, но се уште постоела дебата дали овие ѕвезди се развиваат кон или ја напуштаат главната низа.[75][76]

До 1980-ите, WR-ѕвездите биле профатени како наследници на масивните OB-ѕвезди, иако нивната точна развојна фаза во однос на главната низа и другите развиени масивни ѕвезди останало непознато.[77] Теориите дека за бројноста на WR-ѕвездите во масивните двојни ѕвезди и недостигот на водородот може да се должи на неземањето предвид или заборавањето на гравитациското соголување.[78] WR-ѕвездите биле предложени како претходници на суперновите, особено на новооткриените супернови од типот Ib, на кои им недостигал водород но истовремено се и млади масивни ѕвезди.[77]

До почетокот на XXI век, на WR-ѕвездите се гледало како на масивни ѕвезди кои го истрошиле водородното гориво во јадрото, кои ја напуштиле главната низа, и ја исфрлиле во поголем дел својата атмосфера, со што останало мало врело јадро на хелиум и другите потешки фузиони производи.[79][80]

Тековни модели[уреди | уреди извор]

Blue bubble in Carina
WR 31a е опколена од меур создаден од моќниот ѕвезден ветер судирајќи се со материјалот кој е исфрлен во претходните фази од живототн на ѕвездата(ЕСА/Хабл и НАСА: Џуди Смит).

Повеќето WR-ѕвезди, од класичното население I, денес се разбрани како природна фаза во развојот на најмасивните ѕвезди (не броејќи ги поретките централни ѕвезди во планетарните маглини), дали по период на црвен суперџин, по период на цин суперџин, или пак се директно настанати од најмасивните ѕвезди од главната низа. Само црвените џинови со мала маса се очекува да експлодираат како супернови при оваа фаза, додека пак помасивните црвени суперџинови се навраќаат повторно кон повисоки температури како што ја исфрлаат својата атмосфера. Некои од нив експлодираат при фазата на жолти хиперџинови или сјана сина променлива ѕвезда, но многу од нив ќе постанат Волф-Рајеови ѕвезди.[81] Тие го изгубиле или согореле поголемиот дел од нивниот водород и во моментот го согоруваат хелиумот во своите јадра, или пак потешките елементи во кусиот период при крајот на нивниот развој.[81]

Масивните ѕвезди од главната низа создаваат многу врело јадро во кое се согорува водородот преку CNO-процесот и како резултат се добива силно струење низ целата ѕвезда. Ова предизвикува мешање на хелиумот на површината, процес кој е засилен од вртењето, најверојатно поради диференцијалното вртење, при што јадрото има поголема вртежна брзина од површината. Овие ѕвезди исто така се збогатени со азот на нивната површина додека се уште млади, при што причината за ова се промените во односите на јаглеродот и азотот поради CNO-циклусот. Збогатувањето на атмосферата со тешки елементи, како и зголемената сјајност, создаваат силни ѕвездени ветришта кои се изворот на оддавните линии од спектарот. Овие ѕвезди развиваат Of спектар, Of* ако се доволно врели, кој понатаму се развива во WNh спектар како што јачината на сончевиот ветер се зголемува. Ова ги објаснува високата маса и сјајност на WNh ѕвездите, кои се уште го согоруваат водородот во јадрото и изгубиле мал дел од својата маса. Овие ѕвезди пак во еден момент ќе станат сини суперџинови (ССП?) како што водородот во јадрото се исцрпува, или ако се меша со голема делотворност (пр. преку брзо вртење) може диртектно да станат WN-ѕвезди без водород.

WR-ѕвездите најверојатно својот развој ќе го завршат насилно, отколку да исчезнат пополека како белите џуџиња. Следствено секоја ѕвезда со почетна маса од 9 сончеви маси, неизбежно ќе постане супернова (со исклучок на оние кои ќе имаат директен колапс[82]), при што најголем дел се во WR-фазата.[24][81][83]

Едноставен приказ на развојот на WR-ѕвездите од ниски до високи температури, кој на крајот ќе постанат WO-тип на ѕвезди, не е поддржан од набљудувањата. WO-типот на ѕвезди се крајно реткии сите позната примери се посјајни и помасивни од вообичаените WC-ѕвезди. Други теории наведуваат дека најверојатно WO-типот на ѕвездисе само создадени од најмасивните ѕвезди на главната низа,[14] и/или тие создаваат крајно куса крајна фаза од неколку илјади години пред да експлодираат, при што WC-фазата соодвествува на јадреното хелиумско согорување, а пак WO-фазата на понатамошното јадрено согорување. Се уште е нејасно дали WO-спектарот е само резултат на јонизационите ефекти при многувисоки температури, што пак го отсликува моменталната разлика во количествата, или пак постои можност двата ефекти се случуваат наизменично со различни степени.[81][84][85][86]

Шематски приказ на развојот на ѕвездите според почетната маса
(при сончева металичност)
Почетна маса (M☉) Развојна низа Тип на супернова
~250+ Ниеден[82]
~140– ~250 WNh-WNE-WO Ic/Двојна-нестабилност
120– ~140 WNh → WN → WC → WO Ic
60–120 O → Of → WNh ↔ LBV →[WNL] IIn
45–60 O → WNh → LBV/WNE? → WO Ib/c
20–45 O → RSG → WNE → WC Ib
15–20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (сини јамки) II-L (или IIb)
8–15 B → RSG II-P

Key:

Волф-Рајеовите ѕвезди се создаваат од масивните ѕвезди, иако развиените ѕвезди од население I имаат изгубено половина или повеќе од нивната почетна маса пред да постанат ВР-ѕвезди. На пример, γ2 Едро A моментало има маса од околу 9 сончеви маси, но своето постоење го започнуваат со маса најмалку 40 пати од онаа на Сонцето.[87] Многу масивните ѕвезди се и многу ретки ѕвезди, од причина што се создаваат многу ретко и истовремено имаат кратко развоен живот. Ова значи дека и Волф–Рајеовите ѕвезди се многу реткии се создаваат само од најмасивните ѕвезди од главната низа и бидејќи имаат релативно многу кус животен развој како дел од овие масивни ѕвезди. Ова истовремено објаснува зашто типот на Ib/c супернови се поретки од типот II, бидејќи потекнуваат од најмасивните ѕвезди.

WNh-ѕвездите, се спектроскопски слични, но се и помалку развиени ѕвезди кои само започнале да ја исфрлаат атмосферата, тие се исклучок и задржуваат поголем дел од својата маса. Тековно набљудуваните најмасиви ѕвезди е познато дека се WNh-ѕвезди наместо ѕвезди од спектрален тип O, и ова е очекувана ситуација бидејќи овие ѕвезди имаат хелиум и азот на нивната површина и тоа илјада години од кога се создадени, најверојатно пред да станат видливи од облакот од гас кој ги опкружува. Поинакво објаснување е дека овие ѕвезди се толку масивни што не е возможно да се ѕвезди од главната низа, тие се всушност резултат на спојување на помали не толку масивни ѕвезди.[88]

Тешкотиите во моделирањето на набљудуваниот број на типови на Волф-Рајеови ѕвезди низ развојот на само еден тип на ѕвезди довело до постоење на теории дека истите се создадени низ заемнодејствата на двојните ѕвезди кои може да го забрзаат губитокот на надворешните слоеви на ѕвездите преку процесот на размена на маси. WR 122 е добар пример за ѕвезда која има сплоснат околуѕвезден диск на гас, со ширина од скоро 3,6 трилиони километри, и постои можност да станува збор за придружна ѕвезда која ги изгубила своите надворешни атмосферски слоеви.[89]

Супернови[уреди | уреди извор]

Главна статија: Супернова

Постои сомневање дека многу од суперновите од типовите Ib и Ic се всушност родители на ВР-ѕвездите, иако до сега не постои таков заклучок дека токму тие се родителите на Волф-Рајеовите ѕвезди.

Суперновите од типот Ib имаат недостаток на водородни линиии во нивните спектри. Почестиот тип на супернови Ic пак има недостаток на водородни и хелиумски линии во својот спектар. Создавањето на овие супернови се очекува да бидат супермасивни ѕвезди кои истовремено имаат недостаток на водород или хелиум во своите надворешни слоеви, или пак имаат недостаток и од водород и хелиум. ВР-ѕвездите се токму такви тела. Сите ВР-ѕвезди имаат недостаток од водорода во некои од нив, особено забележливо кај спектралниот тип WO, има силно изразен недостаток на хелиум. За ВР-ѕвездите се очекува дека ќе доживеат колабрирање во моментот кога ќе се создаде железно јадро, и следствено суперновите ќе бидат од типот Ib или Ic. Во некои случаи можно е да дојде до директно колабирање на јадрото во црна дупка и притоа нема да се случи експлозија.[90]

ВР-ѕвездите се многу сјајни ѕвезди поради нивнинте високи температури, но не се воопшто забележливи во видливиот дел од спектарот, особено најврелите примероци за кои се очекува да бидат создавачи на поголемиот дел од суперновите. Теориите наведуваат дека ѕвездите родители на суперновите од типот Ibc не се доволно сјајни за да се забележат, иако самите ги ограничуваат својствата на ѕвездите од кои потекнуваат.[85] Можна ѕвезда за супернова која исчезнала на местото на кое била набљудувана супернова iPTF13bvn можно е да е ВР-ѕвезда,[91] иако ддруги анализи укажуваат на помалку масивен двоен систем со соголена ѕвезда или хелиумов џин.[92][93] Друг можен кандидат за ВР-супернова е SN 2017ein, и повторно постои несигурност дали ѕвездата која ќе постане супернова е единечна супермасивна ВР-ѕвезда или двоен систем.[94]

Во 2022 астрономите од Големиот канарски телескоп ја забележале првата супернова експлозија на Волф-Рајеова ѕвезда. SN 2019hgp била супернова од типот Icn и е воодно единствената ѕвезда кај која било забележано присуството на неон.[95][96][97]

Примери[уреди | уреди извор]

Најпознат пример за видлива Волф-Рајеова ѕвезда е γ2 Едро (WR 11), која е ѕвезда видлива за човековото око за оние кои се јужно од 40 степени северна географска ширина, иако поголемиот дел од светлината е од придружната ѕвезда од спектрален тип O7.5. Поради егзотичната природа на спектарот (сјајни оддавни линии наспроти темните впивни линии) Наречена е и "спектрален бисер на јужното небо". Друга Волф-Рајеова ѕвезда со величина поголема од 6 е θ Мува (WR 48), тројна ѕвезда со два придружници од спектралниот тип O. Двете се WC-ѕвезди. При што "поранешната" ВР-ѕвезда WR 79a (HR 6272) е посјајна и има величина поголема од 6 сега се смета дека е невообичаена ѕвезда суперџин од спектрален тип O8 со силни оддавни линии. Следна најсјајна ѕвезда со величина 6.4 е WR 22, масивна двојна ѕвезда каде главната ѕвезда е од спектрален тип WN7h.[16]

Најмасивната и најсјајната досега позната ѕвезда, R136a1, е исто така и Волф-Рајеова ѕвезда од типот WNh која се уште го согорува водородот во своето јадро. Овој вид на ѕвезда, како што се и најсјајните и најмасивните ѕвезди, се вообичаено млади ѕвезди во центарот на густите ѕвездени јата. Понекогаш избегана ѕвезда од спектралниот тип WNh како што е VFTS 682 може да се забележи и надвор од густите јата, и најверојатно е исфрлена од систем кој се состоел од повеќе ѕвезди или пак при заемнодејството со други ѕвезди.

Пример за троен ѕвезден систем кој содржи пар на Волф-Рајеови ѕвездие е Апеп. Овој систем ослободува големи количества на јаглероден прав кој е придвижуван од крајно силните ѕвездени ветришта. Како што двете ѕвезди се во орбита една околу друга, правта се замотува во светлечка саѓеста опашка.

Сите ѕвезди кои се најжешки недегеративни ѕвезди (неколку од најжешките) се Волф-Рајеови ѕвезди, од кои најврелата е WR 102, за која се смета дека има температура од 210.000 K, по што следи WR 142 со температура од 200.000 K. LMC195-1, сместена во Големиот Магеланов Облик, треба да има слична температура, но до овој момент температурата не е позната.

a giant smouldering star
HD 184738, позната е и како Кампбелова ѕвезда. Станува збор за планетарна маглина и централната ѕвезда е стара ѕвезда со мала маса и воопшто не доликува на главната класа на масивните Волф-Рајеови ѕвезди.[98]

Само мал дел од планетарните маглини имаат во центарот ѕвезди кои се ВР-ѕвезди, но значителен број од добро познатите маглини ги имаат во својот центар.

Планетарни маглини со централни Волф-Рајеови ѕвезди[99]
Планетарна маглина Central star type
NGC 2452 [WO1]
NGC 2867 [WO2]
NGC 5189 (спирална планетарна маглина) [WO1]
NGC 2371-2 [WO1]
NGC 5315 [WO4]
NGC 40 [WC8]
NGC 7026 [WO3]
NGC 1501 [WO4]
NGC 6751 [WO4]
NGC 6369 (Мал Дух (маглина) [WO3]
MyCn18 (Часовник (маглина)) [WC]-PG1159

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. ↑ Murdin, P. (2001). „Wolf, Charles J E (1827-1918)“. The Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. стр. 4101. Bibcode:2000eaa..bookE4101.. ISBN 978-0333750889.
  2. ↑ Huggins, W.; Huggins, Mrs. (1890). „On Wolf and Rayet's Bright-Line Stars in Cygnus“. Proceedings of the Royal Society of London. 49 (296–301): 33–46. doi:10.1098/rspl.1890.0063. S2CID 120014472.
  3. ↑ Fowler, A. (1912). „Hydrogen, Spectrum of, Observations of the principal and other series of lines in the“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 73 (2): 62–105. Bibcode:1912MNRAS..73...62F. doi:10.1093/mnras/73.2.62.
  4. ↑ Wright, W. H. (1914). „The relation between the Wolf–Rayet stars and the planetary nebulae“. The Astrophysical Journal. 40: 466. Bibcode:1914ApJ....40..466W. doi:10.1086/142138.
  5. ↑ 5,0 5,1 Beals, C. S. (1929). „On the nature of Wolf–Rayet emission“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 90 (2): 202–212. Bibcode:1929MNRAS..90..202B. doi:10.1093/mnras/90.2.202.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Beals, C. S. (1940). „On the Physical Characteristics of the Wolf–Rayet Stars and their Relation to Other Objects of Early Type (with Plates VIII, IX)“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 34: 169. Bibcode:1940JRASC..34..169B.
  7. ↑ Beals, C. S. (1930). „The Wolf–Rayet Stars“. Publ. Dominion Astrophysical Observatory. 4: 271–301. Bibcode:1930PDAO....4..271B.
  8. ↑ Beals, C. S. (1933). „Classification and temperatures of Wolf–Rayet stars“. The Observatory. 56: 196–197. Bibcode:1933Obs....56..196B.
  9. ↑ Swings, P. (1942). „The Spectra of Wolf–Rayet Stars and Related Objects“. The Astrophysical Journal. 95: 112. Bibcode:1942ApJ....95..112S. doi:10.1086/144379. hdl:2268/72172.
  10. ↑ Starrfield, S.; Cox, A. N.; Kidman, R. B.; Pensnell, W. D. (1985). „An analysis of nonradial pulsations of the central star of the planetary nebula K1-16“. Astrophysical Journal. 293: L23. Bibcode:1985ApJ...293L..23S. doi:10.1086/184484.
  11. ↑ 11,0 11,1 Sanduleak, N. (1971). „On Stars Having Strong O VI Emission“. The Astrophysical Journal. 164: L71. Bibcode:1971ApJ...164L..71S. doi:10.1086/180694.
  12. ↑ 12,0 12,1 Barlow, M. J.; Hummer, D. G. (1982). „The WO Wolf–Rayet stars“. Wolf–Rayet stars: Observations, physics, evolution; Proceedings of the Symposium, Cozumel, Mexico. 99. стр. 387–392. Bibcode:1982IAUS...99..387B. doi:10.1007/978-94-009-7910-9_51. ISBN 978-90-277-1470-1.
  13. ↑ 13,0 13,1 Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). „On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback“. The Astrophysical Journal. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ...679.1467S. doi:10.1086/586885. S2CID 15529810.
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. (2012). „The Galactic WC stars“. Astronomy & Astrophysics. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A&A...540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830. S2CID 119182468.
  15. ↑ Beals, C. S. (1933). „Classification and temperatures of Wolf–Rayet stars“. The Observatory. 56: 196. Bibcode:1933Obs....56..196B.
  16. ↑ 16,00 16,01 16,02 16,03 16,04 16,05 16,06 16,07 16,08 16,09 Van Der Hucht, Karel A. (2001). „The VIIth catalogue of galactic Wolf–Rayet stars“. New Astronomy Reviews. 45 (3): 135–232. Bibcode:2001NewAR..45..135V. doi:10.1016/S1387-6473(00)00112-3.
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 17,3 17,4 Crowther, P. A.; De Marco, O.; Barlow, M. J. (1998). „Quantitative classification of WC and WO stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 296 (2): 367–378. Bibcode:1998MNRAS.296..367C. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x. ISSN 0035-8711.
  18. ↑ 18,0 18,1 Smith, Lindsey F. (1968). „A revised spectral classification system and a new catalogue for galactic Wolf–Rayet stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 138: 109–121. Bibcode:1968MNRAS.138..109S. doi:10.1093/mnras/138.1.109.
  19. ↑ Crowther, P. A.; Smith, L. J. (1997). „Fundamental parameters of Wolf–Rayet stars. VI. Large Magellanic Cloud WNL stars“. Astronomy and Astrophysics. 320: 500. Bibcode:1997A&A...320..500C.
  20. ↑ Conti, Peter S.; Massey, Philip (1989). „Spectroscopic studies of Wolf–Rayet stars. IV – Optical spectrophotometry of the emission lines in galactic and large Magellanic Cloud stars“. The Astrophysical Journal. 337: 251. Bibcode:1989ApJ...337..251C. doi:10.1086/167101.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 Smith, L. F.; Michael m., S.; Moffat, A. F. J. (1996). „A three-dimensional classification for WN stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 281 (1): 163–191. Bibcode:1996MNRAS.281..163S. doi:10.1093/mnras/281.1.163.
  22. ↑ Kingsburgh, R. L.; Barlow, M. J.; Storey, P. J. (1995). „Properties of the WO Wolf–Rayet stars“. Astronomy and Astrophysics. 295: 75. Bibcode:1995A&A...295...75K. ISSN 0004-6361.
  23. ↑ Smith, J. D. T.; Houck, J. R. (2001). „A Mid-Infrared Spectral Survey of Galactic Wolf–Rayet Stars“. The Astronomical Journal. 121 (4): 2115–2123. Bibcode:2001AJ....121.2115S. doi:10.1086/319968.
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 24,3 Crowther, Paul A. (2007). „Physical Properties of Wolf–Rayet Stars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 45 (1): 177–219. arXiv:astro-ph/0610356. Bibcode:2007ARA&A..45..177C. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID 1076292.
  25. ↑ Todt, H.; и др. (2010). „The central star of the planetary nebula PB 8: a Wolf–Rayet-type wind of an unusual WN/WC chemical composition“. Astronomy and Astrophysics. 515: A83. arXiv:1003.3419. Bibcode:2010A&A...515A..83T. doi:10.1051/0004-6361/200912183. S2CID 118684886.
  26. ↑ Miszalski, B.; и др. (2012). „IC 4663: the first unambiguous [WN] Wolf–Rayet central star of a planetary nebula“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (1): 934–947. arXiv:1203.3303. Bibcode:2012MNRAS.423..934M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x. S2CID 10264296.
  27. ↑ Todt, H.; и др. (2013). „Abell 48 – a rare WN-type central star of a planetary nebula“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 430 (3): 2301–2312. arXiv:1301.1944. Bibcode:2013MNRAS.430.2302T. doi:10.1093/mnras/stt056. S2CID 118527324.
  28. ↑ Frew, David J.; и др. (2014). „The planetary nebula Abell 48 and its [WN] nucleus“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 440 (2): 1345–1364. arXiv:1301.3994. Bibcode:2014MNRAS.440.1345F. doi:10.1093/mnras/stu198. S2CID 118489305.
  29. ↑ Hamann, W.-R. (1997). „Spectra of Wolf–Rayet type central stars and their analysis (Invited Review)“. Proceedings of the 180th Symposium of the International Astronomical Union. Kluwer Academic Publishers. стр. 91. Bibcode:1997IAUS..180...91H.
  30. ↑ Hamann, Wolf-Rainer (1996). „Spectral analysis and model atmospheres of WR central stars (Invited paper)“. Astrophysics and Space Science. 238 (1): 31. Bibcode:1996Ap&SS.238...31H. doi:10.1007/BF00645489. S2CID 118326865.
  31. ↑ Liu, Q.-Z.; Hu, J.-Y.; Hang, H.-R.; Qiu, Y.-L.; Zhu, Z.-X.; Qiao, Q.-Y. (2000). „The supernova 1998S in NGC 3877: Another supernova with Wolf–Rayet star features in pre-maximum spectrum“ (PDF). Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 144 (2): 219–225. Bibcode:2000A&AS..144..219L. doi:10.1051/aas:2000208.
  32. ↑ Groh, Jose H. (2014). „Early-time spectra of supernovae and their precursor winds“. Astronomy. 572: L11. arXiv:1408.5397. Bibcode:2014A&A...572L..11G. doi:10.1051/0004-6361/201424852. S2CID 118935040.
  33. ↑ 33,0 33,1 33,2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. (2011). „Spectral classification of O2-3.5 If*/WN5-7 stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 416 (2): 1311. arXiv:1105.4757. Bibcode:2011MNRAS.416.1311C. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID 118455138.
  34. ↑ Walborn, N. R. (1982). „The O3 stars“. Astrophysical Journal. 254: L15. Bibcode:1982ApJ...254L..15W. doi:10.1086/183747.
  35. ↑ Walborn, N. R. (1982). „Ofpe/WN9 circumstellar shells in the Large Magellanic Cloud“. Astrophysical Journal. 256: 452. Bibcode:1982ApJ...256..452W. doi:10.1086/159922.
  36. ↑ Smith, L. J.; Crowther, P. A.; Prinja, R. K. (1994). „A study of the luminous blue variable candidate He 3-519 and its surrounding nebula“. Astronomy and Astrophysics. 281: 833. Bibcode:1994A&A...281..833S.
  37. ↑ Crowther, P. A.; Bohannan, B. (1997). „The distinction between OIafpe and WNLha stars. A spectral analysis of HD 151804, HD 152408 and HDE 313846“. Astronomy and Astrophysics. 317: 532. Bibcode:1997A&A...317..532C.
  38. ↑ Vamvatira-Nakou, C.; Hutsemékers, D.; Royer, P.; Cox, N. L. J.; Nazé, Y.; Rauw, G.; Waelkens, C.; Groenewegen, M. A. T. (2015). „The Herschel view of the nebula around the luminous blue variable star AG Carinae“. Astronomy & Astrophysics. 578: A108. arXiv:1504.03204. Bibcode:2015A&A...578A.108V. doi:10.1051/0004-6361/201425090. S2CID 119160088.
  39. ↑ 39,0 39,1 39,2 Neugent, Kathryn F; Massey, Philip; Morrell, Nidia (2018). „A Modern Search for Wolf–Rayet Stars in the Magellanic Clouds. IV. A Final Census“. The Astrophysical Journal. 863 (2): 181. arXiv:1807.01209. Bibcode:2018ApJ...863..181N. doi:10.3847/1538-4357/aad17d. S2CID 118988083.
  40. ↑ Roberts, M. S. (1962). „The galactic distribution of the Wolf–Rayet stars“. The Astronomical Journal. 67: 79. Bibcode:1962AJ.....67...79R. doi:10.1086/108603.
  41. ↑ Campbell, W. W. (1895). „Stars whose spectra contain both bright and dark hydrogen lines“. The Astrophysical Journal. 2: 177. Bibcode:1895ApJ.....2..177C. doi:10.1086/140127.
  42. ↑ Gaposchkin, Cecilia Payne (1930). The stars of high luminosity. Harvard Observatory Monographs. 3. стр. 1. Bibcode:1930HarMo...3....1P.
  43. ↑ Fleming, Williamina Paton Stevens; Pickering, Edward Charles (1912). „Stars having peculiar spectra“. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. 56 (6): 165. Bibcode:1912AnHar..56..165F.
  44. ↑ Van Der Hucht, Karel A.; Conti, Peter S.; Lundström, Ingemar; Stenholm, Björn (1981). „The Sixth Catalogue of galactic Wolf–Rayet stars, their past and present“. Space Science Reviews. 28 (3): 227–306. Bibcode:1981SSRv...28..227V. doi:10.1007/BF00173260. S2CID 121477300.
  45. ↑ 45,0 45,1 Van Der Hucht, K. A. (2006). „New Galactic Wolf–Rayet stars, and candidates“. Astronomy and Astrophysics. 458 (2): 453–459. arXiv:astro-ph/0609008. Bibcode:2006A&A...458..453V. doi:10.1051/0004-6361:20065819. S2CID 119104786.
  46. ↑ 46,0 46,1 Shara, Michael M.; Faherty, Jacqueline K.; Zurek, David; Moffat, Anthony F. J.; Gerke, Jill; Doyon, René; Artigau, Etienne; Drissen, Laurent (2012). „A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf–Rayet Stars. Ii. Going Fainter: 71 More New W-R Stars“. The Astronomical Journal. 143 (6): 149. arXiv:1106.2196. Bibcode:2012AJ....143..149S. doi:10.1088/0004-6256/143/6/149. S2CID 119186111.
  47. ↑ Rosslowe, C. K.; Crowther, P. A. (2015). „Spatial distribution of Galactic Wolf–Rayet stars and implications for the global population“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 447 (3): 2322–2347. arXiv:1412.0699. Bibcode:2015MNRAS.447.2322R. doi:10.1093/mnras/stu2525. S2CID 28747394.
  48. ↑ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). „The fourth catalogue of Population I Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 137: 117–145. Bibcode:1999A&AS..137..117B. doi:10.1051/aas:1999240.
  49. ↑ Breysacher, J. (1981). „Spectral Classification of Wolf–Rayet Stars in the Large Magellanic Cloud“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 43: 203. Bibcode:1981A&AS...43..203B.
  50. ↑ Hainich, R.; Rühling, U.; Todt, H.; Oskinova, L. M.; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). „The Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud. A comprehensive analysis of the WN class“. Astronomy & Astrophysics. 565: A27. arXiv:1401.5474. Bibcode:2014A&A...565A..27H. doi:10.1051/0004-6361/201322696. S2CID 55123954.
  51. ↑ Azzopardi, M.; Breysacher, J. (1979). „A search for new Wolf–Rayet stars in the Small Magellanic Cloud“. Astronomy and Astrophysics. 75: 120. Bibcode:1979A&A....75..120A.
  52. ↑ Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Parker, J. Wm. (2003). „The Discovery of a 12th Wolf‐Rayet Star in the Small Magellanic Cloud“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (813): 1265–1268. arXiv:astro-ph/0308237. Bibcode:2003PASP..115.1265M. doi:10.1086/379024. S2CID 15609362.
  53. ↑ Massey, Philip; Duffy, Alaine S. (2001). „A Search for Wolf‐Rayet Stars in the Small Magellanic Cloud“. The Astrophysical Journal. 550 (2): 713–723. arXiv:astro-ph/0010420. Bibcode:2001ApJ...550..713M. doi:10.1086/319818. S2CID 1579181.
  54. ↑ Bonanos, A. Z.; Lennon, D. J.; Köhlinger, F.; Van Loon, J. Th.; Massa, D. L.; Sewilo, M.; Evans, C. J.; Panagia, N.; Babler, B. L.; Block, M.; Bracker, S.; Engelbracht, C. W.; Gordon, K. D.; Hora, J. L.; Indebetouw, R.; Meade, M. R.; Meixner, M.; Misselt, K. A.; Robitaille, T. P.; Shiao, B.; Whitney, B. A. (2010). „Spitzersage-Smc Infrared Photometry of Massive Stars in the Small Magellanic Cloud“. The Astronomical Journal. 140 (2): 416–429. arXiv:1004.0949. Bibcode:2010AJ....140..416B. doi:10.1088/0004-6256/140/2/416. S2CID 119290443.
  55. ↑ Shara, Michael M.; Moffat, Anthony F. J.; Gerke, Jill; Zurek, David; Stanonik, Kathryn; Doyon, René; Artigau, Etienne; Drissen, Laurent; Villar-Sbaffi, Alfredo (2009). „A Near-Infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf–Rayet Stars. I. Methods and First Results: 41 New Wr Stars“. The Astronomical Journal. 138 (2): 402–420. arXiv:0905.1967. Bibcode:2009AJ....138..402S. doi:10.1088/0004-6256/138/2/402. S2CID 118370109.
  56. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip (2011). „The Wolf–Rayet Content of M33“. The Astrophysical Journal. 733 (2): 123. arXiv:1103.5549. Bibcode:2011ApJ...733..123N. doi:10.1088/0004-637X/733/2/123. S2CID 118507918.
  57. ↑ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip; Georgy, Cyril (2012). „The Wolf–Rayet Content of M31“. The Astrophysical Journal. 759 (1): 11. arXiv:1209.1177. Bibcode:2012ApJ...759...11N. doi:10.1088/0004-637X/759/1/11. S2CID 118620069.
  58. ↑ Bibby, Joanne; Shara, M. (2012). „A Study of the Wolf–Rayet Population of M101 using the Hubble Space Telescope“. American Astronomical Society. 219: #242.13. Bibcode:2012AAS...21924213B.
  59. ↑ Schaerer, Daniel; Vacca, William D. (1998). „New Models for Wolf‐Rayet and O Star Populations in Young Starbursts“. The Astrophysical Journal. 497 (2): 618–644. arXiv:astro-ph/9711140. Bibcode:1998ApJ...497..618S. doi:10.1086/305487. S2CID 10201971.
  60. ↑ Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). „The Galactic WN stars“. Astronomy and Astrophysics. 457 (3): 1015–1031. arXiv:astro-ph/0608078. Bibcode:2006A&A...457.1015H. doi:10.1051/0004-6361:20065052. S2CID 18714731.
  61. ↑ Barniske, A.; Hamann, W.-R.; Gräfener, G. (2006). „Wolf–Rayet stars of the carbon sequence“. ASP Conference Series. 353: 243. Bibcode:2006ASPC..353..243B.
  62. ↑ 62,0 62,1 62,2 62,3 62,4 Sander, A. A. C.; Hamann, W. -R.; Todt, H.; Hainich, R.; Shenar, T.; Ramachandran, V.; Oskinova, L. M. (2019). „The Galactic WC and WO stars. The impact of revised distances from Gaia DR2 and their role as massive black hole progenitors“. Astronomy and Astrophysics. 621: A92. arXiv:1807.04293. Bibcode:2019A&A...621A..92S. doi:10.1051/0004-6361/201833712. S2CID 67754788.
  63. ↑ Tylenda, R.; Acker, A.; Stenholm, B. (1993). „Wolf–Rayet Nuclei of Planetary Nebulae – Observations and Classification“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 102: 595. Bibcode:1993A&AS..102..595T.
  64. ↑ 64,0 64,1 Hainich, R.; Pasemann, D.; Todt, H.; Shenar, T.; Sander, A.; Hamann, W.-R. (2015). „Wolf–Rayet stars in the Small Magellanic Cloud. I. Analysis of the single WN stars“. Astronomy & Astrophysics. 581: A21. arXiv:1507.04000. Bibcode:2015A&A...581A..21H. doi:10.1051/0004-6361/201526241. ISSN 0004-6361. S2CID 56230998.
  65. ↑ 65,0 65,1 Toalá, J. A.; Guerrero, M. A.; Ramos-Larios, G.; Guzmán, V. (2015). „WISE morphological study of Wolf–Rayet nebulae“. Astronomy & Astrophysics. 578: A66. arXiv:1503.06878. Bibcode:2015A&A...578A..66T. doi:10.1051/0004-6361/201525706. S2CID 55776698.
  66. ↑ Foellmi, C.; Moffat, A. F. J.; Guerrero, M. A. (2003). „Wolf–Rayet binaries in the Magellanic Clouds and implications for massive-star evolution – I. Small Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 338 (2): 360–388. Bibcode:2003MNRAS.338..360F. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x.
  67. ↑ Frew, David J.; Parker, Quentin A. (2010). „Planetary Nebulae: Observational Properties, Mimics and Diagnostics“. Publications of the Astronomical Society of Australia. 27 (2): 129–148. arXiv:1002.1525. Bibcode:2010PASA...27..129F. doi:10.1071/AS09040. S2CID 59429975.
  68. ↑ Conti, Peter S.; Vacca, William D. (1994). „HST UV Imaging of the Starburst Regions in the Wolf–Rayet Galaxy He 2-10: Newly Formed Globular Clusters?“. Astrophysical Journal Letters. 423: L97. Bibcode:1994ApJ...423L..97C. doi:10.1086/187245.
  69. ↑ Leitherer, Claus; Vacca, William D.; Conti, Peter S.; Filippenko, Alexei V.; Robert, Carmelle; Sargent, Wallace L. W. (1996). „Hubble Space Telescope Ultraviolet Imaging and Spectroscopy of the Bright Starburst in the Wolf–Rayet Galaxy NGC 4214“. Astrophysical Journal. 465: 717. Bibcode:1996ApJ...465..717L. doi:10.1086/177456.
  70. ↑ Campbell, W.W. (1894). „The Wolf–Rayet stars“. Astronomy and Astro-Physics. 13: 448. Bibcode:1894AstAp..13..448C.
  71. ↑ Zanstra, H.; Weenen, J. (1950). „On physical processes in Wolf–Rayet stars. Paper 1: Wolf–Rayet stars and Beals' hypothesis of pure recombination (Errata: 11 357)“. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 11: 165. Bibcode:1950BAN....11..165Z.
  72. ↑ Limber, D. Nelson (1964). „The Wolf–Rayet Phenomenon“. The Astrophysical Journal. 139: 1251. Bibcode:1964ApJ...139.1251L. doi:10.1086/147863.
  73. ↑ Underhill, Anne B. (1968). „The Wolf–Rayet Stars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 6: 39–78. Bibcode:1968ARA&A...6...39U. doi:10.1146/annurev.aa.06.090168.000351.
  74. ↑ Underhill, Anne B. (1960). „A study of the Wolf–Rayet stars HD 192103 and HD 192163“. Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria. 11: 209. Bibcode:1960PDAO...11..209U.
  75. ↑ Sahade, J. (1958). „On the nature of the Wolf–Rayet stars“. The Observatory (journal). 78: 79. Bibcode:1958Obs....78...79S.
  76. ↑ Westerlund, B.E.; Smith, L.F. (1964). „Worlf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 128 (4): 311–325. Bibcode:1964MNRAS.128..311W. doi:10.1093/mnras/128.4.311.
  77. ↑ 77,0 77,1 Abbott, David C.; Conti, Peter S. (1987). „Wolf–Rayet stars“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25: 113–150. Bibcode:1987ARA&A..25..113A. doi:10.1146/annurev.aa.25.090187.000553.
  78. ↑ Paczyński, B. (1967). „Evolution of close binaries. V. The evolution of nassive binaries and the formation of the Wolf–Rayet stars“. Acta Astronomica. 17: 355. Bibcode:1967AcA....17..355P.
  79. ↑ Nugis, T.; Lamers, H.J.G.L.M. (2000). „Mass-loss rates of Wolf–Rayet stars as a function of stellar parameters“. Astronomy and Astrophysics. 360: 227. Bibcode:2000A&A...360..227N.
  80. ↑ Humphreys, R.M. (1991). The Wolf–Rayet connection – luminous blue variables and evolved supergiants (review). 143rd Symposium of the International Astronomical Union. 143. стр. 485. Bibcode:1991IAUS..143..485H.
  81. ↑ 81,0 81,1 81,2 81,3 Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). „Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death“. Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
  82. ↑ 82,0 82,1 Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (20 Dec 2002). „How Massive Single Stars End their Life“. The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. doi:10.1086/375341. ISSN 0004-637X.
  83. ↑ Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; Phil Massey; Norbert Przybilla; M-Fernanda Nieva (2011). „Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf–Rayet stars: The single massive star perspective“. Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. v1. 80 (39): 266–278. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  84. ↑ Tramper, Frank (2013). „The nature of WO stars: VLT/X-Shooter spectroscopy of DR1“. Massive Stars: From α to Ω: 187. arXiv:1312.1555. Bibcode:2013msao.confE.187T.
  85. ↑ 85,0 85,1 Eldridge, John J.; Fraser, Morgan; Smartt, Stephen J.; Maund, Justyn R.; Crockett, R. Mark (2013). „The death of massive stars – II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436 (1): 774–795. arXiv:1301.1975. Bibcode:2013MNRAS.436..774E. doi:10.1093/mnras/stt1612. S2CID 118535155.
  86. ↑ Groh, Jose; Meynet, Georges; Ekstrom, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). „The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage“. Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573. S2CID 118870118.
  87. ↑ Oberlack, U.; Wessolowski, U.; Diehl, R.; Bennett, K.; Bloemen, H.; Hermsen, W.; Knödlseder, J.; Morris, D.; Schönfelder, V.; von Ballmoos, P. (2000). „COMPTEL limits on 26Al 1.809 MeV line emission from gamma2 Velorum“. Astronomy and Astrophysics. 353: 715. arXiv:astro-ph/9910555. Bibcode:2000A&A...353..715O.
  88. ↑ Banerjee, Sambaran; Kroupa, Pavel; Oh, Seungkyung (2012). „The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 426 (2): 1416–1426. arXiv:1208.0826. Bibcode:2012MNRAS.426.1416B. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x. S2CID 119202197.
  89. ↑ Mauerhan, Jon C.; Smith, Nathan; Van Dyk, Schuyler D.; Morzinski, Katie M.; Close, Laird M.; Hinz, Philip M.; Males, Jared R.; Rodigas, Timothy J. (2015). „Multiwavelength Observations of NaSt1 (WR 122): Equatorial Mass Loss and X-rays from an Interacting Wolf–Rayet Binary“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1502 (3): 1794. arXiv:1502.01794. Bibcode:2015MNRAS.450.2551M. doi:10.1093/mnras/stv257. S2CID 40573971.
  90. ↑ Dessart, Luc; Hillier, D. John; Livne, Eli; Yoon, Sung-Chul; Woosley, Stan; Waldman, Roni; Langer, Norbert (2011). „Core-collapse explosions of Wolf–Rayet stars and the connection to Type IIb/Ib/Ic supernovae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (4): 2985. arXiv:1102.5160. Bibcode:2011MNRAS.414.2985D. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x. S2CID 119257348.
  91. ↑ Groh, Jose H.; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). „Progenitors of supernova Ibc: A single Wolf–Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn“. Astronomy & Astrophysics. 558: L1. arXiv:1307.8434. Bibcode:2013A&A...558L...1G. doi:10.1051/0004-6361/201322369. S2CID 58911704.
  92. ↑ Cerda-Duran, Pablo; Elias-Rosa, Nancy (2018). „Neutron Stars Formation and Core Collapse Supernovae“. The Physics and Astrophysics of Neutron Stars. Astrophysics and Space Science Library. 457. стр. 1–56. arXiv:1806.07267. doi:10.1007/978-3-319-97616-7_1. ISBN 978-3-319-97615-0. S2CID 119340817.
  93. ↑ Milisavljevic, D. (2013). „The Progenitor Systems and Explosion Mechanisms of Supernovae“. New Horizons in Astronomy (Bash 2013): 9. Bibcode:2013nha..confE...9M.
  94. ↑ Kilpatrick, Charles D.; Takaro, Tyler; Foley, Ryan J.; Leibler, Camille N.; Pan, Yen-Chen; Campbell, Randall D.; Jacobson-Galan, Wynn V.; Lewis, Hilton A.; Lyke, James E.; Max, Claire E.; Medallon, Sophia A.; Rest, Armin (2018). „A potential progenitor for the Type Ic supernova 2017ein“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (2): 2072–2084. arXiv:1808.02989. Bibcode:2018MNRAS.480.2072K. doi:10.1093/mnras/sty2022. S2CID 73695137.
  95. ↑ Gal-Yam, A.; Bruch, R.; Schulze, S.; Yang, Y.; Perley, D. A.; Irani, I.; Sollerman, J.; Kool, E. C.; Soumagnac, M. T.; Yaron, O.; Strotjohann, N. L. (2022-01-13). „A WC/WO star exploding within an expanding carbon–oxygen–neon nebula“. Nature (англиски). 601 (7892): 201–204. arXiv:2111.12435. Bibcode:2022Natur.601..201G. doi:10.1038/s41586-021-04155-1. ISSN 0028-0836. PMID 35022591 Проверете ја вредноста |pmid= (help). S2CID 244527654 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  96. ↑ „Astronomers discover first supernova explosion of a Wolf-Rayet star“. Instituto de Astrofísica de Canarias • IAC (англиски). Посетено на 2022-02-09.
  97. ↑ „SN2019hgp – The Open Supernova Catalog“ (англиски). Архивирано од изворникот на 2022-02-09. Посетено на 2022-02-09.
  98. ↑ Acker, A.; Neiner, C. (2003). „Quantitative classification of WR nuclei of planetary nebulae“. Astronomy and Astrophysics. 403 (2): 659–673. Bibcode:2003A&A...403..659A. doi:10.1051/0004-6361:20030391.
  99. ↑ Peña, M.; Rechy-García, J. S.; García-Rojas, J. (2013). „Galactic kinematics of Planetary Nebulae with [WC] central star“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 49: 87. arXiv:1301.3657. Bibcode:2013RMxAA..49...87P.

Дополнителна литература[уреди | уреди извор]

  • Tuthill, Peter G.; Monnier, John D.; Danchi, William C.; Turner, Nils H. (2003). „High-resolution near-IR imaging of the WCd(+OB) environments: Pinwheels“. Proceedings of the 212th International Union of Astronomy Symposium. 212. стр. 121. Bibcode:2003IAUS..212..121T.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Протоѕвезди
Развој
Својства
Структура
Остатоци
Списоци на ѕвезди
Пулсирачки
Кефеиди и
кефеидни
Сино-бели со
зачеточен спектар
Долгопериодични
Други
Избувни
Протоѕвезда и ПГН
Џинови и
суперџинови
Избувна двојна ѕвезда
Други
Катаклизмични
Вртечки
Несферни
Ѕвездени дамки
Магнетни полиња
Еклиптички

Предлошка:Supernovae

Нормативна контрола
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Волф-Рајеова_ѕвезда&oldid=5145982“