Волф-Рајеова ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
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 се 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 фреквенции, 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, Меѓународната астрономска унија 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 OVI оддавни линии биле групирани под новата "OVI 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]

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. 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. 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. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име barlow.
  13. Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име wnh.

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]

Предлошка:Supernovae