ВОЛЬФА-РАЙЕ ЗВЁЗДЫ (WR)

-это очень горячие звёзды высокой светимости, с яркими и широкими спектральными линиями водорода, нейтрального и ионизованного гелия, а также азота, углерода, кислорода в разных стадиях ионизации (NIII - NV, CIII - CIV, OIII - OV). Они были открыты в середине ХIХ века Вольфом и Ж. Райе.Главной наблюдательной особенностью В.- Р. з., наряду с огромными ширинами и интенсивностями эмиссионных линий, явл. одновременное присутствие в их спектрах сравнительно низкотемпературного континуума (цветовая температура непрерывного излучения в видимой области спектра ~10-20 тыс. К) и линий атомов и ионов с высокими (до 100 эВ) потенциалами ионизации, соответствующих темп-ре до 100 тыс. К. Спектры, характерные для В.- Р. з., имеют также ядра нек-рых планетарных туманностей. Массы и светимости этих ядер много меньше, чем у "классич." В.- Р. з. Аналогичные спектры наблюдаются также у новых звёзд спустя нек-рое время после вспышки.Пространственная плотность числа ВР-быстро растёт с приближением к плоскости Галактики. Они набл. также и в др. галактиках.Они подразделяются на две последовательности: азотную (WN) и углеродную (WC). Пока не ясно,что именно яв-ся причиной разделения на эти последовательности...Около половины В.Р. з. входит в состав тесных двойных систем со спутниками - массивными звёздами спектральных классов О - В. Нек-рые В Р з., расположенные в центрах кольцевых туманностей или имеющие большие z (ранее считавшиеся одиночными), по-видимому, также явл. двойными с маломассивными (~1Mo)спутниками.Спектроскопич. данные свидетельствуют о том, что из В.- Р. з. происходит мощное истечение вещества. Ширины эмиссионных линий соответствуют скоростям истечения >1000-2000 км/с, что при ср. характеристиках этих звёзд превышает параболическую скорость (т. е. звезда теряет вещество). Нек-рые эмиссионные линии имеют абсорбционные компоненты с коротковолновой стороны, что свидетельствует в пользу модели радиального истечения вещества. Скорость потери массы В Р з., оцениваемая из анализа спектроскопич. данных, составляет около 10(-6) масс Сол. в год.Эта оценка сильно зависит от принятой модели истечения (ускоренное, замедленное) и от локализации областей формирования эмиссионных линий в протяжённой атмосфере. Наиболее надёжные сведения о радиусах, темп-pax и болометрич. светимостях В.Р.удаётся получить из анализа излучения затменных двойных систем, для к-рых можно отделить излучение протяжённой атмосферы от излучения собственно звезды ("ядра") В.Р. з. и для к-рых получаемые результаты не зависят от межзвёздного поглощения.Цветовая темп-pa излучения всего диска WN, определяемая в основном низкотемпературным излучением протяжённой атмосферы (переработанное в атмосфере излучение горячего ядра), >20000 К для УФ-диапазона и >8000К для ИК-диапазона. Для выяснения механизма возбуждения эмиссионного линейчатого спектра явл. важным определение электронной температуры Те в протяжённых атмосферах В. Р. з. Поскольку в протяжённой атмосфере отсутствует локальное термодинамическое равновесие, кинетич. темп-pa электронов может сильно отличаться от темп-ры выходящего излучения.Электронная температура Te - характеристика "газа" свободных электронов в условиях Максвелла распределения электронов по энергиям. Э.т. явл. мерой ср. энергии электронов, к-рая равна 3/2kTe. Темп-ры электронного (Te) и ионного (Ti) компонентов плазмы могут не совпадать....Результаты детальных расчётов эволюции массивных тесных двойных, систем с обменом масс показали, что содержание углерода в оболочке молодой В.Р. з. может быть невелико по сравнению с содержанием азота в результате CNO-реакций .По мере истечения вещества обнажаются глубокие, обогащённые углеродом слои, и звезда азотной последовательности может превратиться в звезду углеродной последовательности. Время жизни ВР невелико (около 10(5)лет), по истощении ядерного топлива В.- Р. з. взрывается как сверхновая звезда, образуя релятивистский объект - нейтронную звезду или чёрную дыру. Поскольку взрывается менее массивный компонент двойной системы, распад системы маловероятен, она остаётся двойной. После выгорания водорода во втором компоненте и заполнения им полости Роша начинается аккреция вещества на релятивистский объект. Пока второй компонент близок к заполнению полости Роша, но не целиком заполняет её, тесная пара наблюдается как "классический" рентг. источник. При заполнении своей полости Роша второй компонент истекает в столь высоком темпе, что аккреционный диск вокруг релятивистского объекта становится непрозрачным для рентг. излучения. При этом двойная система может (на 10(3)- 10(4) лет) погрузиться в общую оболочку, после сброса к-рой остаётся молодая вторая В.Р. азотной последовательности в паре с релятивистским объектом. Сброс оболочки вызывается динамич. торможением двойного ядра, в результате чего образуется кольцевая туманность, обтекаемая звёздным ветром В. Р. з. Т. о., стадия В.- Р. з. в двойной системе может иметь место дважды - до стадии рентг. двойной системы и после этой стадии. Др. возможный путь эволюции предложен для одиночных массивных В.Р.Расчёты показывают, что эволюция массивной ( окло 30Сол масс)звезды на стадии горения водорода происходит без существенной потери массы. На стадии горения гелия, т. е. после ухода в область красных сверхгигантов, устойчивость внеш. слоев звезды нарушается из-за избыточной светимости. В результате начинается мощное истечение вещества(до 0,5 Мо в год) образуется WRв окрестности к-рой должны оставаться большие массы выброшенного газа.Существует также мнение, что прародителями WR могут быть очень массивные звёзды Of. При этом образование WRсвязывается с потерей массы за счёт мощного звёздного ветра за время ядерной эволюции звёзд Of.