✖


Jump to content

Волк -Райет Звезда

(Перенаправлен от звезды Wolf-Rayet )
Изображение космического телескопа Джеймса Уэбба из Wolf -Rayet Star WR 124 и туманности M1–67 окружает его. Nircam и Miri Composite.

Звезды Волка - Райет , часто сокращенные в качестве звезд WR , представляют собой редкий гетерогенный набор звезд с необычными спектрами , показывающими заметные широкие линии излучения ионизированного гелия и высокоионизированный азот или углерод . Спектры указывают на очень высокое усиление поверхности тяжелых элементов , истощение водорода и сильные звездные ветры . Поверхностные температуры известных звезд волков -проходов варьируются от 20 000 до 210 000 К , горячее, чем почти все другие виды звезд. Ранее их называли звездами W-типа, относящиеся к их спектральной классификации .

Классические (или популяция I ) звезды волков -районов развиваются , массивные звезды, которые полностью потеряли свой внешний водород и слияют гелий или более тяжелые элементы в сердечнике. Подмножество популяции, которые я wr Звезды показывают линии водорода в своих спектрах и известны как звезды WNH; Это молодые чрезвычайно массивные звезды, все еще слияющие водород в ядре, с гелий и азотом, подвергнутым на поверхности сильным смешиванием и потерей массы, управляемой радиацией. Отдельная группа звезд со спектрами WR- это центральные звезды планетарных туманных (CSPNE), пост- асимптотических гигантских ветвей звезд, которые были похожи на солнце , находясь в основной последовательности, но теперь прекратили слияние и проливают их атмосферу, чтобы обнаружить голую углеродистый ядро.

All Wolf–Rayet stars are highly luminous objects due to their high temperatures—thousands of times the bolometric luminosity of the Sun (L☉) for the CSPNe, hundreds of thousands L☉ for the population I WR stars, to over a million L☉ for the WNh stars—although not exceptionally bright visually since most of their radiation output is in the ultraviolet.

The naked-eye star systems γ Velorum and θ Muscae both contain Wolf-Rayet stars, and one of the most massive known stars, R136a1 in 30 Doradus, is also a Wolf–Rayet star.

Observation history

[edit]
Полумесяц
WR 136, a WN6 star where the atmosphere shed during the red supergiant phase has been shocked by the hot, fast WR winds to form a visible bubble nebula

In 1867, using the 40 cm Foucault telescope at the Paris Observatory, astronomers Charles Wolf and Georges Rayet[1] discovered three stars in the constellation Cygnus (HD 191765, HD 192103 and HD 192641, now designated as WR 134, WR 135, and WR 137 respectively) that displayed broad emission bands on an otherwise continuous spectrum.[2] Most stars only display absorption lines or bands in their spectra, as a result of overlying elements absorbing light energy at specific frequencies, so these were clearly unusual objects.

The nature of the emission bands in the spectra of a Wolf–Rayet star remained a mystery for several decades. E.C. Pickering theorized that the lines were caused by an unusual state of hydrogen, and it was found that this "Pickering series" of lines followed a pattern similar to the Balmer series when half-integer quantum numbers were substituted. It was later shown that these lines resulted from the presence of helium, the chemical element having just been discovered in 1868.[3] Pickering noted similarities between Wolf–Rayet spectra and nebular spectra, and this similarity led to the conclusion that some or all Wolf–Rayet stars were the central stars of planetary nebulae.[4]

By 1929, the width of the emission bands was being attributed to Doppler broadening, and hence the gas surrounding these stars must be moving with velocities of 300–2400 km/s along the line of sight. The conclusion was that a Wolf–Rayet star is continually ejecting gas into space, producing an expanding envelope of nebulous gas. The force ejecting the gas at the high velocities observed is radiation pressure.[5] It was well known that many stars with Wolf–Rayet type spectra were the central stars of planetary nebulae, but also that many were not associated with an obvious planetary nebula or any visible nebulosity at all.[6]

In addition to helium, Carlyle Smith Beals identified emission lines of carbon, oxygen and nitrogen in the spectra of Wolf–Rayet stars.[7][8] In 1938, the International Astronomical Union classified the spectra of Wolf–Rayet stars into types WN and WC, depending on whether the spectrum was dominated by lines of nitrogen or carbon-oxygen respectively.[9]

In 1969, several CSPNe with strong oxygen  VI (O VI) emissions lines were grouped under a new "O VI sequence", or just OVI type.[10] Similar stars not associated with planetary nebulae were described shortly after and the WO classification was adopted for them.[11][12] The OVI stars were subsequently classified as [WO] stars, consistent with the population I WR stars.[13]

The understanding that certain late, and sometimes not-so-late, WN stars with hydrogen lines in their spectra are at a different stage of evolution from hydrogen-free WR stars has led to the introduction of the term WNh to distinguish these stars generally from other WN stars. They were previously referred to as WNL stars, although there are late-type WN stars without hydrogen as well as WR stars with hydrogen as early as WN5.[14]

Classification

[edit]
WR 137 Spectrum
Spectrum of WR 137, a WC7 star[15] and one of the three original WR stars (horizontal axis : wavelength in Å)

Wolf–Rayet stars were named on the basis of the strong broad emission lines in their spectra, identified with helium, nitrogen, carbon, silicon, and oxygen, but with hydrogen lines usually weak or absent. Initially simply referred to as class W or W-type stars,[16][17] the classification was then split into stars with dominant lines of ionised nitrogen (N III, N IV, and N V) and those with dominant lines of ionised carbon (C III and C IV) and sometimes oxygen (O III – O VI), referred to as WN and WC respectively.[18] The two classes WN and WC were further split into temperature sequences WN5–WN8 and WC6–WC8 based on the relative strengths of the 541.1 nm He II and 587.5 nm He I lines. Wolf–Rayet emission lines frequently have a broadened absorption wing (P Cygni profile) suggesting circumstellar material. A WO sequence has also been separated from the WC sequence for even hotter stars where emission of ionised oxygen dominates that of ionised carbon, although the actual proportions of those elements in the stars are likely to be comparable.[6] WC and WO spectra are formally distinguished based on the presence or absence of C III emission.[19] WC spectra also generally lack the O VI lines that are strong in WO spectra.[20]

The WN spectral sequence was expanded to include WN2–WN9, and the definitions refined based on the relative strengths of the N III lines at 463.4–464.1 nm and 531.4 nm, the N IV lines at 347.9–348.4 nm and 405.8 nm, and the N V lines at 460.3 nm, 461.9 nm, and 493.3–494.4 nm.[21] These lines are well separated from areas of strong and variable He emission and the line strengths are well correlated with temperature. Stars with spectra intermediate between WN and Ofpe have been classified as WN10 and WN11 although this nomenclature is not universally accepted.[22]

The type WN1 was proposed for stars with neither N IV nor N V lines, to accommodate Brey 1 and Brey 66 which appeared to be intermediate between WN2 and WN2.5.[23] The relative line strengths and widths for each WN sub-class were later quantified, and the ratio between the 541.1 nm He II and 587.5 nm, He I lines was introduced as the primary indicator of the ionisation level and hence of the spectral sub-class. The need for WN1 disappeared and both Brey 1 and Brey 66 are now classified as WN3b. The somewhat obscure WN2.5 and WN4.5 classes were dropped.[24]

Classification of WN spectra
Spectral Type Original criteria[19] Updated criteria[24] Other features
WN2 N V weak or absent N V and N IV absent Strong He II, no He I
WN2.5 N  V present, N IV absent Obsolete class
WN3 N IV ≪ N V, N III weak or absent He II/He I > 10, He II/C IV > 5 Peculiar profiles, unpredictable N V strength
WN4 N IV ≈ N V, N III weak or absent 4 < He II/He I < 10, N V/N III > 2 C IV present
WN4.5 N IV > N V, N III weak or absent Obsolete class
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V 1.25 < He II/He I < 8, 0.5 < N V/N III < 2 N IV or C IV > He I
WN6 N III ≈ N IV, N V weak 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 Weak P-Cyg profile He I, He II > N III, C IV > He I
WN8 N III ≫ N IV He II/He I < 0.65 Strong P-Cyg profile He I, He II ≈ N III, C IV weak
WN9 N III > N II, N IV absent N III > N II, N IV absent P-Cyg profile He I
WN10 N III ≈ N II N III ≈ N II H Balmer, P-Cyg profile He I
WN11 N III weak or absent, N II present N III ≈ He II, N III weak or absent, H Balmer, P-Cyg profile He I, Fe III present

The WC spectral sequence was expanded to include WC4–WC11, although some older papers have also used WC1–WC3. The primary emission lines used to distinguish the WC sub-types are C II 426.7 nm, C III at 569.6 nm, C III/IV 465.0 nm, C IV at 580.1–581.2 nm, and the O V (and O III) blend at 557.2–559.8 nm.[19] The sequence was extended to include WC10 and WC11, and the subclass criteria were quantified based primarily on the relative strengths of carbon lines to rely on ionisation factors even if there were abundance variations between carbon and oxygen.[20]

Classification of WC spectra
Spectral type Original criteria[19] Quantitative criteria[20] Other features
Primary Secondary
WC4 C IV strong, C II weak, O V moderate C IV/C III > 32 O V/C III > 2.5 O VI weak or absent
WC5 C III ≪ C IV, C III < O V 12.5 < C IV/C III < 32 0.4 < C III/O V < 3 O VI weak or absent
WC6 C III ≪ C IV, C III > O V 4 < C IV/C III < 12.5 1 < C III/O V < 5 O VI weak or absent
WC7 C III < C IV, C III ≫ O V 1.25 < C IV/C III < 4 C III/O V > 1.25 O VI weak or absent
WC8 C III > C IV, C II absent, O V weak or absent 0.5 < C IV/C III < 1.25 C IV/C II > 10 He II/He I > 1.25
WC9 C III > C IV, C II present, O V weak or absent 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 He II absent

For WO-type stars the main lines used are C IV at 580.1 nm, O IV at 340.0 nm, O V (and O III) blend at 557.2–559.8 nm, O VI at 381.1–383.4 nm, O VII at 567.0 nm, and O VIII at 606.8 nm. The sequence was expanded to include WO5 and quantified based the relative strengths of the O VI/C IV and O VI/O V lines.[25] A later scheme, designed for consistency across classical WR stars and CSPNe, returned to the WO1 to WO4 sequence and adjusted the divisions.[20]

Classification of WO spectra
Spectral type Original criteria[19] Quantitative criteria[20] Other features
Primary Secondary
WO1 O VII ≥ O V, O VIII present 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 O VII weak or absent, 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

Detailed modern studies of Wolf–Rayet stars can identify additional spectral features, indicated by suffixes to the main spectral classification:[24]

  • h for hydrogen emission;
  • ha for hydrogen emission and absorption;
  • o for no hydrogen emission;
  • w for weak lines;
  • s for strong lines;
  • b for broad strong lines;
  • d for dust (occasionally vd, pd, or ed for variable, periodic, or episodic dust).[26]

The classification of Wolf–Rayet spectra is complicated by the frequent association of the stars with dense nebulosity, dust clouds, or binary companions. A suffix of "+OB" is used to indicate the presence of absorption lines in the spectrum likely to be associated with a more normal companion star, or "+abs" for absorption lines with an unknown origin.[24]

The hotter WR spectral sub-classes are described as early and the cooler ones as late, consistent with other spectral types. WNE and WCE refer to early type spectra while WNL and WCL refer to late type spectra, with the dividing line approximately at sub-class six or seven. There is no such thing as a late WO-type star. There is a strong tendency for WNE stars to be hydrogen-poor while the spectra of WNL stars frequently include hydrogen lines.[19][27]

Spectral types for the central stars of planetary nebulae are qualified by surrounding them with square brackets (e.g. [WC4]).[19][28] They are almost all of the WC sequence with the known [WO] stars representing the hot extension of the carbon sequence. There are also a small number of [WN] and [WC/WN] types, only discovered quite recently.[29][30][31][32] Their formation mechanism is as yet unclear. Temperatures of the planetary nebula central stars tend to the extremes when compared to population I WR stars, so [WC2] and [WC3] are common and the sequence has been extended to [WC12]. The [WC11] and [WC12] types have distinctive spectra with narrow emission lines and no He II and C IV lines.[33][28]

Новый GK Perseus
GK Persei (Nova Persei 1901), which showed Wolf–Rayet features in its spectrum[5]

Certain supernovae observed before their peak brightness show WR spectra.[34] This is due to the nature of the supernova at this point: a rapidly expanding helium-rich ejecta similar to an extreme Wolf–Rayet wind. The WR spectral features only last a matter of hours, the high ionisation features fading by maximum to leave only weak neutral hydrogen and helium emission, before being replaced with a traditional supernova spectrum. It has been proposed to label these spectral types with an "X", for example XWN5(h).[35] Similarly, classical novae develop spectra consisting of broad emission bands similar to a Wolf–Rayet star. This is caused by the same physical mechanism: rapid expansion of dense gases around an extremely hot central source.[6]

Slash stars

[edit]

The separation of Wolf–Rayet stars from spectral class O stars of a similar temperature depends on the existence of strong emission lines of ionised helium, nitrogen, carbon, and oxygen, but there are a number of stars with intermediate or confusing spectral features. For example, high luminosity O stars can develop helium and nitrogen in their spectra with some emission lines, while some WR stars have hydrogen lines, weak emission, and even absorption components. These stars have been given spectral types such as O3If∗/WN6 and are referred to as slash stars.[36]

Class O supergiants can develop emission lines of helium and nitrogen, or emission components to some absorption lines. These are indicated by spectral peculiarity suffix codes specific to this type of star:

  • f for N iii and He ii emission
  • f* for N and He emission with N iv stronger than N iii
  • f+ for emission in Si iv in addition to N and He
  • parentheses indicating He ii absorption lines instead of emission, e.g. (f)
  • double parentheses indicating strong He ii absorption and N iii emission diluted, e.g. ((f+))

These codes may also be combined with more general spectral type qualifiers such as p or a. Common combinations include OIafpe and OIf*, and Ofpe. In the 1970s it was recognised that there was a continuum of spectra from pure absorption class O to unambiguous WR types, and it was unclear whether some intermediate stars should be given a spectral type such as O8Iafpe or WN8-a. The slash notation was proposed to deal with these situations and the star Sk−67°22 was assigned the spectral type O3If*/WN6-A.[37] The criteria for distinguishing OIf*, OIf*/WN, and WN stars have been refined for consistency. Slash star classifications are used when the Hβ line has a P Cygni profile; this is an absorption line in O supergiants and an emission line in WN stars. Criteria for the following slash star spectral types are given, using the nitrogen emission lines at 463.4–464.1 nm, 405.8 nm, and 460.3–462.0 nm, together with a standard star for each type:[36]

Classification of slash stars
Spectral type Standard star Criteria
O2If*/WN5 Melnick 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 Melnick 51 N iv < N iii, N v ≪ N iii

Another set of slash star spectral types is in use for Ofpe/WN stars. These stars have O supergiant spectra plus nitrogen and helium emission, and P Cygni profiles. Alternatively they can be considered to be WN stars with unusually low ionisation levels and hydrogen.[38] The slash notation for these stars was controversial and an alternative was to extend the WR nitrogen sequence to WN10 and WN11[39] Other authors preferred to use the WNha notation, for example WN9ha for WR 108.[40] A recent recommendation is to use an O spectral type such as O8Iaf if the 447.1 nm He i line is in absorption and a WR class of WN9h or WN9ha if the line has a P Cygni profile.[36] However, the Ofpe/WN slash notation as well as WN10 and WN11 classifications continue to be widely used.[41]

A third group of stars with spectra containing features of both O class stars and WR stars has been identified. Nine stars in the Large Magellanic Cloud have spectra that contain both WN3 and O3V features, but do not appear to be binaries. Many of the WR stars in the Small Magellanic Cloud also have very early WN spectra plus high excitation absorption features. It has been suggested that these could be a missing link leading to classical WN stars or the result of tidal stripping by a low-mass companion.[42]

Nomenclature

[edit]
Карина туманность вокруг Вольф -Райет Звезда 22
WR 22 in the Carina Nebula

The first three Wolf–Rayet stars to be identified, coincidentally all with hot O-class companions, had already been numbered in the Henry Draper catalogue. These stars and others were referred to as Wolf–Rayet stars from their initial discovery but specific naming conventions for them would not be created until 1962 in the "fourth" catalogue of galactic Wolf–Rayet stars.[43] The first three catalogues were not specifically lists of Wolf–Rayet stars and they used only existing nomenclature.[44][45][46]

The fourth catalogue of Wolf-Rayet stars numbered them sequentially in order of right ascension. The fifth catalogue used the same numbers prefixed with MR after the author of the fourth catalogue, plus an additional sequence of numbers prefixed with LS for new discoveries.[21] Neither of these numbering schemes remains in common use.

Modern WR catalogues

[edit]

The sixth Catalogue of Galactic Wolf–Rayet stars was the first to actually bear that name, as well as to describe the previous five catalogues by that name. It also introduced the WR numbers widely used ever since for galactic WR stars. These are again a numerical sequence from WR 1 to WR 158 in order of right ascension.[47]

Compiled in 2001, the seventh catalogue and its annex used the same numbering scheme and inserted new stars into the sequence using lower case letter suffixes, for example WR 102ka for one of the numerous WR stars discovered in the galactic centre.[19][48] Modern high volume identification surveys use their own numbering schemes for the large numbers of new discoveries.[49] A 2006 Annex was added to the seventh catalog.

In 2011, an online Galactic Wolf Rayet Catalogue was set up, hosted by the University of Sheffield. As of 2023, it includes 669 stars.[50]

Other numbering schemes

[edit]

Wolf–Rayet stars in external galaxies are numbered using different schemes. In the Large Magellanic Cloud, the most widespread and complete nomenclature for WR stars is from "The Fourth Catalogue of Population I Wolf–Rayet stars in the Large Magellanic Cloud"[51] prefixed by BAT-99, for example BAT-99 105. Many of these stars are also referred to by their third catalogue number, for example Brey 77.[52] As of 2018, 154 WR stars are catalogued in the LMC, mostly WN but including about twenty-three WCs as well as three of the extremely rare WO class.[42][53] Many of these stars are often referred to by their RMC (Radcliffe observatory Magellanic Cloud) numbers, frequently abbreviated to just R, for example R136a1.

In the Small Magellanic Cloud SMC WR numbers are used, usually referred to as AB numbers, for example AB7.[54] There are only twelve known WR stars in the SMC, a very low number thought to be due to the low metallicity of that galaxy[55][56][57]

В 2012 году рабочая группа IAU расширила систему нумерации из каталога галактических звезд волков -районов, так что дополнительные открытия получают наиболее близкий существующий номер WR и числовой суффикс в порядке открытия. Это относится ко всем открытиям с приложения 2006 года, хотя некоторые из них уже были названы под предыдущей номенклатурой; Таким образом, WR 42E теперь пронумерован WR 42-1. [ 58 ]

Характеристики

[ редактировать ]

Звезды Волка -Райет - это нормальная стадия эволюции очень массивных звезд, в которых сильные, широкие линии излучения гелия и азота («WN»), углерод («WC») и кислород («WO») видны. Из -за их сильных линий выбросов они могут быть идентифицированы в близлежащих галактиках. Около 600 волков -районов были каталогизированы в нашей собственной галактике Млечного пути . [ 19 ] [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] Это число резко изменилось в течение последних нескольких лет в результате фотометрических и спектроскопических исследований в почти инфракрасных, посвященных обнаружению этого вида объекта в галактической плоскости . [ 59 ] Ожидается, что в остальных галактиках местных группировок насчитывается менее 1000 звезд WR , примерно 166 известных в Magellanic Clouds , [ 42 ] 206 в галактике треугольника ; [ 60 ] и 154 в галактике Андромеды . [ 61 ]

За пределами местной группы целые галактики обследования нашли еще тысячи звезд WR и кандидатов. Например, в группе M101 было обнаружено более тысячи потенциальных звезд WR, от величины 21 до 25, [ 62 ] И астрономы надеются в конечном итоге каталогизировать более десяти тысяч. [ 63 ] Ожидается, что эти звезды будут особенно распространены в галактиках волков -районов, названных в честь них и в галактиках Starburst . [ 64 ]

Их характерные линии излучения образуются в расширенной и плотной высокоскоростной области ветра, охватывающей очень горячую звездную фотосферу , которая создает поток ультрафиолетового излучения, который вызывает флуоресценцию в линейной области ветра. [ 15 ] Этот процесс выброса раскрывается последовательно, сначала богатые азотом продукты сжигания цикла CNO (звезд WN), а затем и богатый углеродом слой из-за его сжигания (WC и Wo-Type Stars). [ 12 ]

Физические свойства галактического населения I wn звезд [ 27 ] [ 65 ] [ 66 ]
Спектральный
тип 		Температура
(K) 		Радиус
( R ☉ ) 		Масса
( M ☉ ) 		Светимость
( L ☉ ) 		Абсолютный
величина 		Пример
Делать 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 Cross
Do6h 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

Видно, что звезды WNH являются совершенно разными объектами от звезд WN без водорода. Несмотря на подобные спектры, они гораздо более массивные, намного больше и одни из самых ярких известных звезд. Они были обнаружены еще в WN5H в магелланических облаках. Азот, наблюдаемый в спектре звезд WNH, по -прежнему является продуктом слияния цикла CNO в сердечнике, но он появляется на поверхности наиболее массивных звезд из -за вращательного и конвекционного смешивания, пока в фазе сжигания водорода, а не после после Внешний конверт теряется во время слияния основного гелия. [ 14 ]

Физические свойства галактической популяции I WO/C звезд [ 67 ]
Спектральный
тип 		Температура
(K) [ 67 ] 		Радиус
( R ☉ ) [ 67 ] 		Масса
( M ☉ ) [ 67 ] 		Светимость
( L ☉ ) [ 67 ] 		Абсолютный
величина 		Пример
W2 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 Тетает
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 Гамма Велорум
WC9 44,000 8.7 13 251,000 −5.57 WR 104

Некоторые звезды волчья -прозвища углеродной последовательности («WC»), особенно те, которые принадлежат к последним типам, заметны из -за их производства пыли . Обычно это происходит на тех, кто принадлежит бинарным системам как продукту столкновения звездных ветров, образующих пару, [ 19 ] Как и случай знаменитого бинарного WR 104 ; Однако этот процесс происходит и на отдельных. [ 15 ]

Несколько-примерно 10%-из центральных звезд планетарных туманных , несмотря на их гораздо более низкие массы-обычно ~ 0,6 м ☉ -также наблюдают за WR-типом; т.е. они показывают спектры линий эмиссии с широкими линиями от гелия, углерода и кислорода. Обозначенные [WR], это гораздо более старые объекты, произошедшие от развитых звезд с низкой массой и тесно связаны с белыми карликами , а не с очень молодыми, очень массивными звездами , которые составляют большую часть класса WR. [ 68 ] В настоящее время они обычно исключаются из класса, обозначенного как звезды Вольф-Райет, или называются звезды типа Волка-Райет. [ 27 ]

Металличность

[ редактировать ]

Цифры и свойства звезд волка -проводника варьируются в зависимости от химической композиции их звезд -предшественников. Основным фактором этого различия является скорость потери массы на разных уровнях металличности. Более высокая металличность приводит к высокой потере массы, которая влияет на эволюцию массивных звезд, а также на свойства звезд волков -проходов. Более высокие уровни потери массы заставляют звезды потерять свои внешние слои до развития железного ядра и обрушиваются, так что более массивные красные супергиганты развиваются до более горячих температур, прежде чем взрываться как сверхновая, а самые массивные звезды никогда не становятся красными супергиантами. На стадии Волка -Райет более высокая потеря массы приводит к более сильному истощению слоев за пределами конвективного ядра, более низкому содержанию поверхности водорода и более быстрому урезанию гелия для получения спектра WC.

Эти тенденции можно наблюдать в различных галактиках локальной группы, где металличность варьируется от ближнего уровня в Млечном пути, несколько ниже в M31, ниже в большом магеллановом облаке и намного ниже в маленьком облаке магелланического облака. Сильные вариации металличности наблюдаются в отдельных галактиках, причем M33 и Млечный путь показывают более высокую металличность ближе к центру, а M31 демонстрирует более высокую металличность на диске, чем в ореоле. Таким образом, SMC имеет мало звезд WR по сравнению со скоростью его звездного образования, и вообще нет звезд WC (одна звезда имеет спектральный тип WO), у Млечного пути примерно одинаковое количество звезд WN и WC и большое общее количество WR Stars, а другие основные галактики имеют несколько меньше звезд WR и больше WN, чем типы WC. LMC, и особенно SMC, волка -прозвища имеют более слабую излучение и тенденцию к более высоким фракциям атмосферного водорода. Звезды SMC WR почти повсеместно показывают некоторые водород и даже линии поглощения даже при самых ранних спектральных типах, из -за более слабых ветров, не полностью маскирующих фотосен. [ 69 ]

Максимальная масса звезды основной последовательности, которая может развиваться через красную супергиантную фазу и обратно к звезде WNL, считается, что составляет около 20 м ☉ в Млечном пути, 32 м ☉ в LMC и более 50 м ☉ в SMC. Более развитые стадии WNE и WC достигаются только звезд с начальной массой более 25 м ☉ при почти солдолянной металличности, более 60 м ☉ в LMC. Ожидается, что нормальная эволюция одиночной звезды будет производить какие -либо звезды WNE или WC при металличности SMC. [ 70 ]

Ротация

[ редактировать ]
Шпионы Хаббла Огромный газовый диск вокруг уникальной массивной звезды
Иллюстрация художника газового диска вокруг массивного богатого водородом WR 122

На потеря массы влияют скорость вращения звезды, особенно сильно при низкой металличности. Быстрое вращение способствует смешиванию продуктов слияния ядра через остальную часть звезды, повышение численности поверхности тяжелых элементов и стимулирования потери массы. Вращение заставляет звезды оставаться на основной последовательности дольше, чем не связанные звезды, быстрее развиваться от фазы красного супергианта или даже развиваться непосредственно от основной последовательности до более высоких температур для очень высоких масс, высокой металличности или очень быстрого вращения.

Звездная потеря массы приводит к потере углового импульса, и это быстро делает вращение массивных звезд. Очень массивные звезды в ближней металличности должны быть зажаты почти до остановки, пока все еще находятся на главной последовательности, в то время как в SMC металличность они могут продолжать быстро вращаться даже в самых высоких наблюдаемых массах. Быстрое вращение массивных звезд может объяснить неожиданные свойства и количество звезд SMC WR, например, их относительно высокие температуры и яркости. [ 69 ]

Двоичные файлы

[ редактировать ]

Массивные звезды в бинарных системах могут превратиться в звезды волка -прозвище из -за лишения компаньона, а не присущей массовой потерь из -за звездного ветра. Этот процесс относительно нечувствителен к металличности или вращению отдельных звезд и, как ожидается, будет создавать постоянный набор звезд WR во всех местных групповых галактиках. В результате доля звезд WR, произведенных через бинарный канал, и, следовательно, количество звезд WR, которые наблюдаются в двоичных файлах, должна быть выше в средах с низкой металличностью. Расчеты показывают, что бинарная доля звезд WR, наблюдаемые в SMC, должна достигать 98%, хотя на самом деле наблюдается менее половины, которая имеет огромный компаньон. Бинарная фракция в Млечном пути составляет около 20%, в соответствии с теоретическими расчетами. [ 71 ]

Туманность

[ редактировать ]
LHA 115 - N76A
AB7 производит одну из самых высоких туманных возбуждений в магеллановых облаках .
Основная статья: туманность Вольф -Райет

Значительная доля звезд WR окружена туманностью, связанной непосредственно со звездой, а не только обычной фоновой туманностью, связанной с какой-либо массивной областью формирования звезды, а не планетарной туманностью, образованной звездой после AGB . Туманность представляет множество форм, и классификация была трудной. Первоначально многие из них были каталогизированы как планетарные туманности, и иногда только тщательное многоволновое исследование может отличить планетарную туманность вокруг звезды с низкой массой после агбирования от туманности с аналогичной формой вокруг более массивной основной гелиевой звезды. [ 70 ] [ 72 ]

Волк -Райет Галактики

[ редактировать ]
Основная статья: Galaxy Wolf - Rayet

Галактика Волка - Райет - это тип галактики звездочки , где существует достаточное количество звезд WR, что их характерные спектры линии излучения становятся видимыми в общем спектре галактики. [ 73 ] В частности, широкая функция излучения из -за 468,6 нм он  II и близлежащие спектральные линии являются определяющей характеристикой галактики волка -прола. Относительно короткая жизнь звезд WR означает, что звездочки в таких галактиках должны были произойти в течение последних нескольких миллионов лет, и, должно быть, длились менее миллиона лет, иначе выброс WR будет затоплена большим количеством других светящихся звезд. [ 74 ]

Эволюция

[ редактировать ]

Теории о том, как формируются звезды WR, развиваются и умирают, были медленно формироваться по сравнению с объяснением менее экстремальной звездной эволюции . Они редки, далекие и часто скрыты, и даже в 21 -м веке многие аспекты их жизни неясны.

История

[ редактировать ]

Хотя звезды Волка -Райет были четко идентифицированы как необычный и характерный класс звезд с 19 -го века, [ 75 ] Природа этих звезд была неопределенной до конца 20 -го века. До 1960 -х годов даже классификация звезд WR была весьма неопределенной, а их природа и эволюция были по сути неизвестны. Очень похожий внешний вид центральных звезд планетарных туманных (CSPNE) и гораздо более ярких классических звезд WR способствовал неопределенности. [ 76 ]

Примерно к 1960 году различие между CSPNE и массивными светящимися классическими звездами WR было более ясным. Исследования показали, что это были маленькие плотные звезды, окруженные обширным вежливым материалом, но еще не ясно, был ли материал изгнан из звезды или сжимается на него. [ 77 ] [ 78 ] Было признано необычное содержание азота, углерода и кислорода, а также отсутствие водорода, но причины оставались неясными. [ 79 ] Было признано, что звезды WR были очень молодыми и очень редкими, но все еще было открыто, чтобы обсудить, развивались ли они в сторону или от основной последовательности. [ 80 ] [ 81 ]

К 1980 -м годам звезды WR были приняты как потомки массивных звезд OB, хотя их точное эволюционное состояние по отношению к основной последовательности и другими развивающимися массивными звездами до сих пор неизвестно. [ 82 ] Теории о том, что преобладание звезд WR в массивных двоичных файлах и отсутствие их водорода может быть связано с гравитационным урезанием, в значительной степени игнорировалось или заброшено. [ 83 ] Звезды WR были предложены в качестве возможных предшественников сверхновых, и особенно недавно обнаруженные сверхновые типа IB, в которых отсутствует водород, но, по-видимому, связан с молодыми массивными звездами. [ 82 ]

К началу 21 -го века звезды WR были в значительной степени приняты как массивные звезды, которые исчерпали их основной водород, покинули основную последовательность и изгнали большинство их атмосфер, оставив после себя небольшое горячее ядро ​​гелия и более тяжелых продуктов слияния. [ 84 ] [ 85 ]

Текущие модели

[ редактировать ]
Синий пузырь в Карине
WR 31A окружен синим пузырьком, созданным мощным звездным ветром, влияющим на материал, изгнанный на более ранних этапах жизни звезды (ESA/Hubble & NASA подтверждение: Джуди Шмидт)

Большинство звезд WR, классическая популяция I, теперь понимаются как естественная стадия в эволюции самых массивных звезд (не считая менее распространенных центральных звезд Планета. как синий супергигант или непосредственно от самых массивных звезд основной последовательности. Ожидается, что только красные супергианты с более низкой массой взорвутся как сверхновое на этом этапе, в то время как более массивные красные супергианты возвращаются к более горячим температурам, когда они изгнают свои атмосферы. Некоторые взорвутся на сцене желтой гипергианты или LBV, но многие становятся звездными волками. [ 86 ] Они потеряли или сожгли почти весь свой водород и в настоящее время сливают гелий в своих ядрах или более тяжелые элементы в течение очень короткого периода в конце своей жизни. [ 86 ]

Массивные звезды основной последовательности создают очень горячее ядро, которое очень быстро объединяет водород с помощью процесса CNO и приводит к сильной конвекции по всей звезде. Это вызывает смешивание гелия с поверхностью, процесс, который усиливается вращением, возможно, путем дифференциального вращения, когда ядро ​​вращается до более быстрого вращения, чем поверхность. Такие звезды также показывают усиление азота на поверхности в очень молодом возрасте, вызванные изменениями в пропорциях углерода и азота из -за цикла CNO. Улучшение тяжелых элементов в атмосфере, а также увеличение светимости создает сильные звездные ветры, которые являются источником спектров линии излучения. Эти звезды разрабатывают спектр*, если они достаточно горячих, что развивается в спектр WNH, когда звездные ветры увеличиваются дальше. Это объясняет высокую массу и светимость звезд WNH, которые все еще сжигают водород в ядре и потеряли мало своей первоначальной массы. Они в конечном итоге будут расширяться в синие супергианты (LBV?), По мере того, как водород в ядре становится истощенным, или если смешивание достаточно эффективно (например, через быстрое вращение), они могут перейти непосредственно к WN звезд без водорода.

Звезды WR, скорее всего, насильствуют насильственно, а не исчезают до белого карлика. Таким образом, каждая звезда с начальной массой более чем в 9 раз больше, чем на солнце неизбежно приведет к взрыву сверхновой (за исключением прямого краха [ 87 ] ), многие из них со сцены WR. [ 27 ] [ 86 ] [ 88 ]

Простая прогрессия звезд WR от низких до горячих температур, в результате чего, наконец, в звездах Wo-Type, не подтверждается наблюдением. Звезды Wo-Type чрезвычайно редки, и все известные примеры более яркие и более массивные, чем относительно распространенные звезды WC. Альтернативные теории предполагают, что звезды Wo-Type образуются только из самых массивных звезд основной последовательности, [ 15 ] и/или что они образуют чрезвычайно недолговечную конечную стадию всего за несколько тысяч лет до взрыва, причем фаза WC соответствует основной фазе сжигания гелия и фазой WO до стадий ядерного сжигания за пределами. До сих пор неясно, является ли спектр WO чисто результатом эффектов ионизации при очень высокой температуре, отражает фактическую разницу химической изобилии или оба эффекта происходят в различных степени. [ 86 ] [ 89 ] [ 90 ] [ 91 ]

Схематическая эволюция звезд по начальной массе (при солнечной металличности) [ Цитация необходима ]
Начальная масса ( M ☉ ) Эволюционная последовательность сверхновой Тип
~250+ Никто [ 87 ]
~140–  ~250 WNH-WO IC/Pair-Instability
120–  ~140 WNH → WN → WC → WO IC
60–120 O → → wnh ↔ lbv → [wnl] Iin [ Цитация необходима ]
45–60 O → WNH → LBV/WNE? → Wo Один / c
20–45 O → RSG → WNE → WC Одинокий
15–20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (синие петли) Ii-l (или iib)
8–15 B → RSG II-P

Ключ:

Звезды Волка - Райет формируются от массивных звезд, хотя развитая популяция, которую я звезды потеряла половину или более своих первоначальных масс к тому времени, когда они показывают внешний вид WR. Например, γ 2 Велорум A в настоящее время имеет массу примерно в 9 раз больше солнца, но начался с массы, по крайней мере, в 40 раз больше солнца. [ 92 ] Звезды с высокой массой очень редки, потому что они формируются реже и потому, что у них короткая жизнь. Это означает, что сами звезды Волка-Райет чрезвычайно редки, потому что они образуются только из самых массивных звезд основной последовательности и потому, что они являются относительно недолговечной фазой в жизни этих звезд. Это также объясняет, почему сверхновые типа IB/C встречаются реже, чем тип II, поскольку они являются результатом звезд с более высокой массой.

WNH Stars, спектроскопически похожие, но на самом деле гораздо менее развитая звезда, которая только начала вытеснять свою атмосферу, является исключением и все еще сохраняет большую часть своей первоначальной массы. Наиболее массивные звезды, которые в настоящее время известны,-это звезды WNH, а не звезды O-типа основной последовательности, ожидаемая ситуация, потому что такие звезды демонстрируют гелий и азот на поверхности всего через несколько тысяч лет после того, как они образовались, возможно, прежде чем они станут видимыми через окружение газовое облако. Альтернативное объяснение состоит в том, что эти звезды настолько массивны, что они не могли образовываться как нормальные звезды основной последовательности, вместо этого являются результатом слияний менее экстремальных звезд. [ 93 ]

Трудности моделирования наблюдаемых чисел и типов звезд волков -прохождения через одиночную звездную эволюцию привели к теориям, которые они образуют через бинарные взаимодействия, которые могут ускорить потерю внешних слоев звезды посредством массового обмена. WR 122 - это потенциальный пример, который имеет плоский диск газа, окружающий звезду, шириной почти 2 триллиона миль, и может иметь компаньон -звезду, которая лишила его внешнюю конверт. [ 94 ]

Сверхновые

[ редактировать ]
Основная статья: Supernova

Широко подозревается, что многие предшественники типа IB и типа IC Supernova являются звездами WR, хотя из такого прародителя не было сделано никакой убедительной идентификации.

Сверхновов типа IB не хватает линий водорода в их спектрах. В более распространенном типах в сверхновых отсутствуют линии водорода и гелия в их спектрах. Ожидаемыми предшественниками для таких сверхновых являются массивные звезды, в которых соответственно отсутствуют водород во внешних слоях или не имеют как водорода, так и гелия. Звезды WR - именно такие объекты. У всех звезд WR не хватает водорода, а в некоторых звездах WR, особенно в группе WO, гелий также сильно истощен. Ожидается, что WR Stars будут испытывать базовый коллапс, когда они сгенерировали железное ядро, а в результате взрывы сверхновой будут иметь тип IB или IB. В некоторых случаях возможно, что прямой коллапс сердечника в черную дыру не приведет к видимому взрыву. [ 95 ]

Звезды WR очень яркие из -за их высоких температур, но не визуально яркие, особенно самые горячие примеры, которые, как ожидается, будут составлять большинство предшественников сверхновой. Теория предполагает, что предшественники сверхновых типа IBC, наблюдаемые на сегодняшний день, не будут достаточно яркими, чтобы их обнаружили, хотя они налагают ограничения на свойства этих предшественников. [ 90 ] Возможная звезда -предшественники, которая исчезла в месте SuperNova IPTF13BVN, может быть одной звездой WR, [ 96 ] Хотя другие анализы предпочитают менее массивную бинарную систему с разряженной звездой или гелиевым гигантом. [ 97 ] [ 98 ] Единственный другой возможный предшественник WR SuperNova - это SN 2017EIN , и опять же, неясно, является ли предшественник единственной массивной звездой WR или бинарной системой. [ 99 ]

В 2022 году астрономы из Gran Telescopio Canarias сообщили о первом взрыве сверхновой звезды Волка -Райет. элемент Neon . SN 2019HGP был типом ICN Supernova, а также является первым, в котором был обнаружен [ 100 ] [ 101 ] [ 102 ]

Примеры

[ редактировать ]
Основная статья: Список звезд Вольф-Райета

Безусловно, наиболее заметным примером звезды Волка -Райет является γ 2 Велорум (WR 11), которая является яркой невооруженной звездой глаз для тех, кто расположен к югу от 40 градусов северной широты , хотя большая часть света поступает из гигантского компаньона O7,5. Из -за экзотической природы его спектра (яркие линии излучения вместо темных линий поглощения ) его называют «спектральной жемчужиной южного неба». Единственная другая звезда волков -районов ярче, чем величина 6, - это муска (WR 48), тройная звезда с двумя Class Companions. Оба звезды WC. «Ex» WR Star WR 79A ( HR 6272 ) ярче, чем величина 6, но теперь считается своеобразным сверхгигантом O8 с сильной эмиссией. Следующим самым ярким на магнитуде 6.4 является WR 22 , массивный бинар с первичным WN7H. [ 19 ]

Самая массивная и самая светящаяся звезда, известная в настоящее время, R136A1 , также является звездой волчьей - районов типа WNH, которая все еще сочетает водород в своем ядре. Этот тип звезды, который включает в себя многие из самых ярких и самых массивных звезд, очень молод и обычно встречается только в центре самых плотных звездных кластеров. Иногда бегущая звезда WNH, такая как VFTS 682, встречается за пределами таких кластеров, вероятно, была выброшена из множественной системы или путем взаимодействия с другими звездами.

Примером системы Triple Star, содержащей бинарную бинарную волку -Rayet, является Apep . Он выпускает огромное количество углеродной пыли, вызванное их экстремальными звездными ветрами. Когда две звезды вращаются друг с другом, пыль превращается в светящийся хвост.

Все самые жаркие неэгенеративные звезды (самые горячие немногих)-это волчьи-Rayet Stars, самыми горячими из которых является WR 102 , который, по-видимому, составляет 210 000 К, с последующим WR 142 , который составляет около 200 000 К температуре. LMC195-1 , расположенный в большом облаке Magellanic , должен иметь аналогичную температуру, но в настоящее время эта температура неизвестна.

Гигантская тлеющая звезда
HD 184738 , также известный как звезда Кэмпбелла. Это на самом деле планетарная туманность, а центральная звезда-старая звезда с низкой массой, в отличие от основного класса массивных звезд волка-Райет. [ 103 ]

HD 45166 был описан как самая магнитная массивная звезда, известная и как первая магнитная известная звезда Вольф-Райета. [ 104 ]

Только меньшинство планетарных туманных имеют центральные звезды типа WR, но значительное количество известных планетарных туманности имеют их.

Планетарные туманности с центральными звездами типа WR [ 105 ]
Планетарная туманность Центральная звезда тип
NGC 2452 [Wo1]
NGC 2867 [W2]
NGC 5189 (спиральная планетарная туманность) [Wo1]
NGC 2371-2 [Wo1]
NGC 5315 [Way4]
NGC 40 [WC8]
NGC 7026 [W3]
NGC 1501 [Way4]
NGC 6751 [Way4]
NGC 6369 (маленькая туманность призрака) [W3]
Mycn18 (туманность песочных часов) [WC] - PG1159

Смотрите также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Мердин П. (2001). «Вольф, Чарльз Дж. (1827–1918)». Энциклопедия астрономии и астрофизики . п. 4101. Bibcode : 2000eaa..Booke4101. Полем ISBN  978-0333750889 .
  2. ^ Huggins, W.; Хаггинс, миссис (1890). «На волке и ярких звездах Rayet в Cygnus» . Труды Королевского общества Лондона . 49 (296–301): 33–46. doi : 10.1098/rspl.1890.0063 . S2CID   120014472 .
  3. ^ Фаулер А. (декабрь 1912). «Наблюдения за основным и другим рядом линий в спектре водорода (пластины 2–4)» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 73 (2): 62–63. Bibcode : 1912mnras..73 ... 62f . doi : 10.1093/mnras/73.2.62 .
  4. ^ Wright, WH (1914). «Связь между волчьными звездами и планетарными туманными» . Астрофизический журнал . 40 : 466. Bibcode : 1914Apj .... 40..466W . doi : 10.1086/142138 .
  5. ^ Jump up to: а беременный Билс, CS (1929). «О природе излучения волка - Райет» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 90 (2): 202–212. Bibcode : 1929mnras..90..202b . doi : 10.1093/mnras/90.2.202 .
  6. ^ Jump up to: а беременный в Билс, CS (1940). «О физических характеристиках звезд Волка -Райет и их отношение к другим объектам раннего типа (с тарелками viii, ix)». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 34 : 169. Bibcode : 1940jrasc..34..169b .
  7. ^ Билс, CS (1930). «Звезды Волка - Райет». Публикации Доминионной астрофизической обсерватории . 4 : 271–301. Bibcode : 1930pdao .... 4..271b .
  8. ^ Билс, CS (1933). «Классификация и температура звезд волков -пролетов». Обсерватория . 56 : 196–197. Bibcode : 1933bs .... 56..196b .
  9. ^ Качели, П. (1942). «Спектры звезд волков -районов и связанных с ними объектов» . Астрофизический журнал . 95 : 112. Bibcode : 1942Apj .... 95..112S . doi : 10.1086/144379 . HDL : 2268/72172 .
  10. ^ Starrfield, S .; Кокс, Ан; Кидман, РБ; Pensnell, WD (1985). «Анализ нерадиальных пульсаций центральной звезды планетарной туманности K1-16». Астрофизический журнал . 293 : L23. Bibcode : 1985Apj ... 293L..23S . doi : 10.1086/184484 .
  11. ^ Sanduleak, N. (1971). "На звездах с сильным о МЫ Эмиссия » . Астрофизический журнал . 164 : L71. Bibcode : 1971Apj ... 164L..71S . DOI : 10.1086/180694 .
  12. ^ Jump up to: а беременный Барлоу, MJ; Hummer, DG (1982). Wo Wolf -Rayet Stars . Звезды Волка - Райет: наблюдения, физика, эволюция. Тол. 99. Cozumel, Мексика: Международный астрономический союз . С. 387–392. Bibcode : 1982iaus ... 99..387b . doi : 10.1007/978-94-009-7910-9_51 . ISBN  978-90-277-1470-1 .
  13. ^ Акер, А.; Neiner, C. (2003). «Количественная классификация ядер WR планетарных туманных» . Астрономия и астрофизика . 403 (2): 659. Bibcode : 2003a & A ... 403..659a . doi : 10.1051/0004-6361: 20030391 .
  14. ^ Jump up to: а беременный Смит, Натан; Conti, Peter S. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с обратной связью». Астрофизический журнал . 679 (2): 1467–1477. Arxiv : 0802.1742 . Bibcode : 2008Apj ... 679.1467S . doi : 10.1086/586885 . S2CID   15529810 .
  15. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый Сандер, А.; Hamann, W.-R.; Тодт, Х. (2012). «Галактические звезды WC». Астрономия и астрофизика . 540 : A144. Arxiv : 1201.6354 . Bibcode : 2012a & A ... 540a.144s . doi : 10.1051/0004-6361/201117830 . S2CID   119182468 .
  16. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930bharo.878 .... 1p .
  17. ^ Heintz, Wulff D. (1978). «Бинарные компоненты типа Вольф-Райета». Двойные звезды . С. 144–145. doi : 10.1007/978-94-009-9836-0_52 . ISBN  978-90-277-0886-1 .
  18. ^ Билс, CS (1933). «Классификация и температура звезд волков -пролетов». Обсерватория . 56 : 196. Bibcode : 1933bs .... 56..196b .
  19. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый и фон глин час я Дж k Ван дер Хухт, Карел А. (2001). «Каталог Viith галактических волков -районов». Новые обзоры астрономии . 45 (3): 135–232. Bibcode : 2001newar..45..135V . doi : 10.1016/s1387-6473 (00) 00112-3 .
  20. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый и Кроутер, Пенсильвания; Де Марко, О.; Барлоу, MJ (1998). «Количественная классификация WC и WO Stars» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 296 (2): 367–378. Bibcode : 1998mnras.296..367c . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01360.x . ISSN   0035-8711 .
  21. ^ Jump up to: а беременный Смит, Линдси Ф. (1968). «Пересмотренная система спектральной классификации и новый каталог для галактических звезд волков -районов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 138 : 109–121. Bibcode : 1968mnras.138..109S . doi : 10.1093/mnras/138.1.109 .
  22. ^ Кроутер, Пенсильвания; Смит, LJ (1997). «Фундаментальные параметры волков -районов звезд. VI. Астрономия и астрофизика . 320 : 500. Bibcode : 1997a & A ... 320..500c .
  23. ^ Conti, Peter S.; Massey, Philip (1989). «Спектроскопические исследования звезд волка -прола. IV - оптическая спектрофотометрия линий излучения в галактических и крупных звездах облаков магеллана» . Астрофизический журнал . 337 : 251. Bibcode : 1989Apj ... 337..251c . doi : 10.1086/167101 .
  24. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый Смит, LF; Майкл, С.М.; Moffat, AFJ (1996). «Трехмерная классификация для звезд WN» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (1): 163–191. Bibcode : 1996mnras.281..163S . doi : 10.1093/mnras/281.1.163 .
  25. ^ Кингсбург, RL; Барлоу, MJ; Стори, PJ (1995). «Свойства Wo Wolf -Rayet Stars». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Bibcode : 1995a & A ... 295 ... 75K . ISSN   0004-6361 .
  26. ^ Смит, JDT; Houck, Jr (2001). «Спектральное обследование в середине унфракрасных звезд галактических волков-районов» . Астрономический журнал . 121 (4): 2115–2123. Bibcode : 2001aj .... 121.2115s . doi : 10.1086/319968 . S2CID   122617193 .
  27. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства волчьей звезд». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. Arxiv : Astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ara & A..45..177c . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID   1076292 .
  28. ^ Jump up to: а беременный Hamann, Wolf-Rainer (1996). «Спектральный анализ и модели атмосферы WR Central Stars». Приглашенная бумага. Астрофизика и космическая наука . 238 (1): 31. Bibcode : 1996ap & ss.238 ... 31h . doi : 10.1007/bf00645489 . S2CID   118326865 .
  29. ^ Тодт, Х.; и др. (2010). «Центральная звезда планетарной туманности PB 8: ветер типа волков-районов необычной химической композиции WN/WC». Астрономия и астрофизика . 515 : A83. Arxiv : 1003.3419 . Bibcode : 2010a & A ... 515a..83t . doi : 10.1051/0004-6361/200912183 . S2CID   118684886 .
  30. ^ Miszalski, B.; и др. (2012). «IC 4663: Первая однозначная [WN] Центральная звезда Вольф -Райет планетарной туманности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 934–947. Arxiv : 1203.3303 . Bibcode : 2012mnras.423..934M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID   10264296 .
  31. ^ Тодт, Х.; и др. (2013). «Абелл 48-редкая центральная звезда типа WN планетарной туманности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 430 (3): 2301–2312. Arxiv : 1301.1944 . Bibcode : 2013mnras.430.2302T . doi : 10.1093/mnras/stt056 . S2CID   118527324 .
  32. ^ Фрю, Дэвид Дж.; и др. (2014). «Планетарная туманность Abell 48 и его ядро ​​[WN]» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (2): 1345–1364. Arxiv : 1301.3994 . Bibcode : 2014mnras.440.1345f . doi : 10.1093/mnras/stu198 . S2CID   118489305 .
  33. ^ Hamann, W.-R. (1997). Спектры Центральных звезд типа волков -Райет и их анализ . Приглашенный обзор. 180 -й симпозиум Международного астрономического союза . Kluwer Academic Publishers. п. 91. Bibcode : 1997iaus..180 ... 91h .
  34. ^ Лю, Q.-Z.; Hu, J.y.; Hang, H.-R.; Qiu, Y.-L.; Zhu, Z.-X.; Qiao, Q.-Y. (2000). «Supernova 1998s в NGC 3877: еще одна сверхновая с функциями Wolf-Rayet Star в предварительном спектре» (PDF) . Серия добавок астрономии и астрофизики . 144 (2): 219–225. Bibcode : 2000a & As..144..219L . doi : 10.1051/aas: 2000208 . S2CID   8496705 .
  35. ^ Гро, Хосе Х. (2014). «Ранние спектры сверхновых и их ветер-предшественника». Астрономия и астрофизика . 572 : L11. Arxiv : 1408.5397 . Bibcode : 2014a & A ... 572L..11g . doi : 10.1051/0004-6361/201424852 . S2CID   118935040 .
  36. ^ Jump up to: а беременный в Кроутер, Пол А.; Уолборн, Нолан Р. (2011). «Спектральная классификация O2–3,5, если*/wn5-7 звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311. Arxiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011mnras.416.1311c . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID   118455138 .
  37. ^ Walborn, NR (1982). "Звезды O3" . Астрофизический журнал . 254 : L15. Bibcode : 1982Apj ... 254L..15W . doi : 10.1086/183747 .
  38. ^ Walborn, NR (1982). «Офтеэндсетрные раковины OFPE/WN9 в большом магелланическом облаке». Астрофизический журнал . 256 : 452. Bibcode : 1982apj ... 256..452W . doi : 10.1086/159922 .
  39. ^ Смит, LJ; Кроутер, Пенсильвания; Принжа, Р.К. (1994). «Исследование светящегося синего кандидата с переменной HE 3-519 и его окружающей туманности». Астрономия и астрофизика . 281 : 833. Bibcode : 1994a & A ... 281..833s .
  40. ^ Кроутер, Пенсильвания; Bohannan, B. (1997). «Различие между звездами OIAFPE и WNLHA. Спектральный анализ HD 151804, HD 152408 и HDE 313846». Астрономия и астрофизика . 317 : 532. Bibcode : 1997a & A ... 317..532c .
  41. ^ Vamvatira-Nakou, C.; Hutsemékers, D.; Royer, P.; Кокс, NLJ; Назе, у.; Rauw, G.; Waelkens, C.; Groenewegen, Mat (2015). «Гершельский вид на туманность вокруг светящейся синей переменной звезды аг карины». Астрономия и астрофизика . 578 : A108. Arxiv : 1504.03204 . Bibcode : 2015a & A ... 578a.108V . doi : 10.1051/0004-6361/201425090 . S2CID   119160088 .
  42. ^ Jump up to: а беременный в Neugent, Kathryn F; Масси, Филипп; Моррелл, Нидия (2018). «Современный поиск звезд волков -районов в магелланических облаках. IV. Последняя перепись» . Астрофизический журнал . 863 (2): 181. Arxiv : 1807.01209 . Bibcode : 2018Apj ... 863..181n . doi : 10.3847/1538-4357/aad17d . S2CID   118988083 .
  43. ^ Робертс, MS (1962). «Галактическое распределение звезд волков -районов». Астрономический журнал . 67 : 79. Bibcode : 1962aj ..... 67 ... 79r . doi : 10.1086/108603 .
  44. ^ Кэмпбелл, WW (1895). «Звезды, чьи спектры содержат как яркие, так и темные линии водорода» . Астрофизический журнал . 2 : 177. Bibcode : 1895Apj ..... 2..177c . doi : 10.1086/140127 .
  45. ^ Гэппишкин, Сесилия Пейн (1930). Звезды высокой светимости . Гарвардская обсерватория монографии. Тол. 3. С. 1. Bibcode : 1930harmo ... 3 .... 1p .
  46. ^ Флеминг, Уильямина Патон Стивенс; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Звезды, имеющие своеобразные спектры». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (6): 165. Bibcode : 1912anhar..56..165f .
  47. ^ Ван дер Хухт, Карел А .; Conti, Peter S.; Lundsström, Ingemar; Стенхольм, Бьорн (1981). «Шестой каталог галактических волчьих звезд, их прошлое и настоящее». Обзоры космических наук . 28 (3): 227–306. Bibcode : 1981ssrv ... 28..227V . doi : 10.1007/bf00173260 . S2CID   121477300 .
  48. ^ Jump up to: а беременный Ван дер Хухт, К.А. (2006). «Новые галактические волки -прозрачные звезды и кандидаты». Астрономия и астрофизика . 458 (2): 453–459. Arxiv : Astro-ph/0609008 . Bibcode : 2006a & A ... 458..453V . doi : 10.1051/0004-6361: 20065819 . S2CID   119104786 .
  49. ^ Jump up to: а беременный Шара, Майкл М.; Фахерти, Жаклин К . ; Зурек, Дэвид; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Герке, Джилл; Дойон, Рене; Артигау, Этьен; Drissen, Laurent (2012). "Переосмысленное обследование внутреннего галактического самолета для звезд волка-Райет. Пойдя к кончину: еще 71 новые звезды WR" Астрономический журнал 143 6): 149. Arxiv : 1106.2 ( Bibcode : 2012aj .... 143..149s Doi : 10.1088/0004-6256/143/6/ 1  119186111S2CID
  50. ^ Jump up to: а беременный «Каталог звезд Wolf-Rayet» . pacrowther.staff.shef.ac.uk . Получено 2024-01-06 .
  51. ^ Breysacher, J.; Azzopardi, M.; Testor, G. (1999). «Четвертый каталог популяции I Wolf -Rayet Stars в большом магелланическом облаке» . Серия добавок астрономии и астрофизики . 137 : 117–145. Bibcode : 1999a & As..137..117b . doi : 10.1051/aas: 1999240 .
  52. ^ Breysacher, J. (1981). «Спектральная классификация звезд волков -пролетов в большом магелланическом облаке». Астрономия и астрофизика . 43 : 203. Bibcode : 1981a & as ... 43..203b .
  53. ^ Hainich, R.; Rühling, U.; Тодт, Х.; Оскинова, LM; Liermann, A.; Gräfener, G.; Foellmi, C.; Schnurr, O.; Hamann, W.-R. (2014). «Звезды Волка - Райет в большом магелланическом облаке. Комплексный анализ класса WN». Астрономия и астрофизика . 565 : A27. Arxiv : 1401.5474 . Bibcode : 2014a & A ... 565a..27h . doi : 10.1051/0004-6361/201322696 . S2CID   55123954 .
  54. ^ Azzopardi, M.; Breysacher, J. (1979). «Поиск новых звезд Волка - Райет в маленьком магеллановом облаке». Астрономия и астрофизика . 75 : 120. Bibcode : 1979a & A .... 75..120a .
  55. ^ Масси, Филипп; Олсен, Каг; Паркер, J. Wm. (2003). «Открытие 12-й волки-райетной звезды в маленьком магелланическом облаке». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (813): 1265–1268. Arxiv : Astro-ph/0308237 . Bibcode : 2003pasp..115.1265m . doi : 10.1086/379024 . S2CID   15609362 .
  56. ^ Масси, Филипп; Даффи, Ален С. (2001). «Поиск звезд волка-райета в маленьком магелланическом облаке». Астрофизический журнал . 550 (2): 713–723. Arxiv : Astro-ph/0010420 . Bibcode : 2001Apj ... 550..713M . doi : 10.1086/319818 . S2CID   1579181 .
  57. ^ Bonanos, AZ; Леннон, диджей; Köhlinger, F.; Ван Луон, Дж. Т.; Масса, DL; Sewilo, M.; Эванс, CJ; Panagia, N.; Babler, BL; Блок, м.; Bracker, S.; Энгельбрахт, CW; Гордон, KD; Хора, JL; Indebetouw, R.; Мид, мистер; Meixner, M.; Миссильт, Ка; Robitaille, TP; Shiao, B.; Уитни, Б.А. (2010). «Spitzersage-SMC Инфракрасная фотометрия массивных звезд в маленьком магеллановом облаке». Астрономический журнал . 140 (2): 416–429. Arxiv : 1004.0949 . Bibcode : 2010aj .... 140..416b . doi : 10.1088/0004-6256/140/2/416 . S2CID   119290443 .
  58. ^ Росслоу, CK; Кроутер, Пенсильвания (2015). «Пространственное распределение галактических волчьей звезд и последствий для глобального населения» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2322–2347. Arxiv : 1412.0699 . Bibcode : 2015mnras.447.2322r . doi : 10.1093/mnras/stu2525 . S2CID   28747394 .
  59. ^ Шара, Майкл М.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Герке, Джилл; Зурек, Дэвид; Станон, Кэтрин; Дойон, Рене; Артигау, Этьен; Дриссен, Лоран; Villy-Sbaffi, Alfredo (2009). "Плос-инфракрасный обзор внутренней галактической плоскости для звезд волков-районов. I. Методы и первые результаты: 41 новые звезды WR" Астрономический журнал 138 (2): 402–4 Arxiv : 0905.1967 Bibcode : 2009aj .... 138..402s Doi : 10.1088/0004-6256/138/2/ 4  118370109S2CID
  60. ^ Neugent, Kathryn F.; Massey, Philip (2011). «Содержание волка - Райет в M33». Астрофизический журнал . 733 (2): 123. Arxiv : 1103.5549 . Bibcode : 2011Apj ... 733..123n . doi : 10.1088/0004-637X/733/2/123 . S2CID   118507918 .
  61. ^ Neugent, Kathryn F.; Масси, Филипп; Georgy, Cyril (2012). «Содержание волка - Райет в M31». Астрофизический журнал . 759 (1): 11. Arxiv : 1209.1177 . Bibcode : 2012Apj ... 759 ... 11n . doi : 10.1088/0004-637x/759/1/11 . S2CID   118620069 .
  62. ^ Бибби, Джоан; Шара, М. (2012). «Исследование популяции волков -пролавмина M101 с использованием космического телескопа Хаббла». Американское астрономическое общество . 219 : #242.13. Bibcode : 2012aas ... 21924213b .
  63. ^ Шара, Майкл М.; Bibby, Joanne L.; Зурек, Дэвид; Кроутер, Пол А.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Drissen, Laurent (2013-12-01). «Огромная популяция волчьей и красной супергигантской звезд в M101. I. Мотивация и первые результаты» . Астрономический журнал . 146 (6): 162. Arxiv : 1302.6631 . Bibcode : 2013aj .... 146..162s . doi : 10.1088/0004-6256/146/6/162 . ISSN   0004-6256 .
  64. ^ Шарер, Даниэль; Вакка, Уильям Д. (1998). «Новые модели для Вольф-Райета и О-звездных популяций в молодых звездочках». Астрофизический журнал . 497 (2): 618–644. Arxiv : Astro-ph/9711140 . Bibcode : 1998Apj ... 497..618s . doi : 10.1086/305487 . S2CID   10201971 .
  65. ^ Hamann, W.-R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). «Галактические звезды WN». Астрономия и астрофизика . 457 (3): 1015–1031. Arxiv : Astro-ph/0608078 . Bibcode : 2006a & A ... 457.1015H . doi : 10.1051/0004-6361: 20065052 . S2CID   18714731 .
  66. ^ Barniske, A.; Hamann, W.-R.; Gräfener, G. (2006). "Волк -Райет Звезды углеродной последовательности". Серия конференций ASP . 353 . Астрономическое общество Тихого океана : 243. Bibcode : 2006spc..353..243b .
  67. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый и Сандер, AAC; Hamann, W. -r.; Тодт, Х.; Hainich, R.; Shenar, T.; Рамачандран, В.; Оскинова, Л.М. (2019). «Галактические WC и Wo Stars. Влияние пересмотренных расстояний от Gaia DR2 и их роль массивных предшественников черной дыры». Астрономия и астрофизика . 621 : A92. Arxiv : 1807.04293 . Bibcode : 2019a & A ... 621a..92s . doi : 10.1051/0004-6361/201833712 . S2CID   67754788 .
  68. ^ Tylenda, R.; Акер, А.; Стенхольм Б. (1993). «Ядра волка - Райет планетарных туманных - наблюдения и классификация». Астрономия и астрофизика . 102 : 595. Bibcode : 1993a & as..102..595t .
  69. ^ Jump up to: а беременный Hainich, R.; Пасеманн, Д.; Тодт, Х.; Shenar, T.; Сандер, А.; Hamann, W.-R. (2015). «Звезды Волка - Райет в маленьком магелланическом облаке. I. Анализ одиноких звезд WN». Астрономия и астрофизика . 581 : A21. Arxiv : 1507.04000 . Bibcode : 2015a & A ... 581a..21h . doi : 10.1051/0004-6361/201526241 . ISSN   0004-6361 . S2CID   56230998 .
  70. ^ Jump up to: а беременный Тоала, JA; Герреро, Массачусетс; Рамос-Лариос, Г.; Guzmán, V. (2015). «Мудрое морфологическое исследование туманных волков -районов». Астрономия и астрофизика . 578 : A66. Arxiv : 1503.06878 . Bibcode : 2015a & A ... 578a..66t . doi : 10.1051/0004-6361/201525706 . S2CID   55776698 .
  71. ^ Foellmi, C.; Моффат, AFJ; Guerrero, MA (2003). «Волные-Райет двоичные файлы в магелланических облаках и последствия для массивной звездной эволюции-I. Маленькое магеллановое облако» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (2): 360–388. Bibcode : 2003mnras.338..360f . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x . S2CID   124628247 .
  72. ^ Фрю, Дэвид Дж.; Паркер, Квентин А. (2010). «Планетарные туманности: наблюдательные свойства, имитации и диагностика». Публикации Астрономического общества Австралии . 27 (2): 129–148. Arxiv : 1002.1525 . Bibcode : 2010pasa ... 27..129f . doi : 10.1071/as09040 . S2CID   59429975 .
  73. ^ Conti, Peter S.; Вакка, Уильям Д. (1994). «HST UV-визуализация регионов звезд в галактике волков-Rayet He 2-10: недавно сформированные глобулярные кластеры?» Полем Астрофизические журнальные буквы . 423 : 197. Bibcode : 1994Apj ... 423L..97c . doi : 10.1086/187245 .
  74. ^ Лейтерер, Клаус; Вакка, Уильям Д.; Conti, Peter S.; Филиппенко, Алексей В.; Роберт, Кармель ; Сарджент, Уоллес Л.В. (1996). «Ультрафиолетовая визуализация космического телескопа Хаббла и спектроскопия яркого звездочного вспышки в волке -районе Galaxy NGC 4214» . Астрофизический журнал . 465 : 717. Bibcode : 1996apj ... 465..717L . doi : 10.1086/177456 .
  75. ^ Кэмпбелл, WW (1894). «Звезды Волка - Райет». Астрономия и астрофизика . 13 : 448. Bibcode : 1894astap..13..448c .
  76. ^ Zanstra, H.; Weenen, J. (1950). «О физических процессах у волчьей звезды. Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 11 : 165. Bibcode : 1950ban .... 11..165Z .
  77. ^ Лимбер, Д. Нельсон (1964). «Феномен волка - Райет». Астрофизический журнал . 139 : 1251. Bibcode : 1964pj ... 139.1251L . doi : 10.1086/147863 .
  78. ^ Андерхилл, Энн Б. (1968). «Звезды Волка - Райет». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 6 : 39–78. Bibcode : 1968ara & A ... 6 ... 39U . doi : 10.1146/annurev.aa.06.090168.000351 .
  79. ^ Андерхилл, Энн Б. (1960). «Изучение волчьей звезды HD 192103 и HD 192163». Публикации Доминионной астрофизической обсерватории Виктория . 11 : 209. Bibcode : 1960pdao ... 11..209U .
  80. ^ Sahade, J. (1958). «О природе звезд волка - Райет». Обсерватория . 78 : 79. Bibcode : 1958bs .... 78 ... 79 с .
  81. ^ Вестерлунд, будь; Смит, LF (1964). «Звезды Worlf - Rayet в большом магелланическом облаке» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 128 (4): 311–325. Bibcode : 1964mnras.128..311w . doi : 10.1093/mnras/128.4.311 .
  82. ^ Jump up to: а беременный Эбботт, Дэвид С.; Conti, Peter S. (1987). "Волк -Райет Звезды". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 25 : 113–150. Bibcode : 1987ara & A..25..113a . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.000553 .
  83. ^ Paczyński, B. (1967). «Эволюция близких двоичных файлов. V. Эволюция насивных двоичных файлов и образование звезд волков -Райет». Acta Astronomica . 17 : 355. Bibcode : 1967aca .... 17..355p .
  84. ^ Nugis, T.; Lamers, HJGLM (2000). «Скорость массового потери звезд волков-районов как функция звездных параметров». Астрономия и астрофизика . 360 : 227. Bibcode : 2000a & A ... 360..227n .
  85. ^ Хамфрис, Р.М. (1991). Соединение волков - Райет - светящиеся синие переменные и эволюционировали супергианты (обзор) . 143 -й симпозиум Международного астрономического союза . Тол. 143. с. 485. Bibcode : 1991iaus..143..485h .
  86. ^ Jump up to: а беременный в дюймовый Гро, Хосе Х.; Мейнет, Жорж; Георгия, Кирилл; Ekström, Sylvia (2013). «Фундаментальные свойства суперновой и предшественников GRB: прогнозирование массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : A131. Arxiv : 1308.4681 . Bibcode : 2013a & A ... 558a.131g . doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID   84177572 .
  87. ^ Jump up to: а беременный Хегер, А.; Фрайер, кл; Woosley, SE; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают их жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. Arxiv : Astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003Apj ... 591..288H . doi : 10.1086/375341 . ISSN   0004-637X . S2CID   15539500 .
  88. ^ Жорж Мейнет; Кирилл Георгия; Рафаэль Хирски; Андре Мадер; Фил Масси; Норберт Презибилла; М-Фернанда Нива (2011). «Красные супергианты, светящиеся синие переменные и звезды волков: единственная массивная звезда». Бюллетень de la Société Royale des Sciences de Liège . V1. 80 (39): 266–278. Arxiv : 1101.5873 . Bibcode : 2011bsrsl..80..266m .
  89. ^ Трамп, Фрэнк (2013). «Природа звезд WO: спектроскопия VLT/X-Shiter DR1». Массовые звезды: от Альфа до Омеги : 187. Арксив : 1312.1555 . Bibcode : 2013msao.confe.187t .
  90. ^ Jump up to: а беременный Элдридж, Джон Дж.; Фрейзер, Морган; Smartt, Stephen J.; Маунд, Джастин Р.; Крокетт, Р. Марк (2013). «Смерть массивных звезд - II. Ограничения наблюдений на предшественниках типа IBC SuperNovae» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (1): 774–795. Arxiv : 1301.1975 . Bibcode : 2013mnras.436..774e . doi : 10.1093/mnras/stt1612 . S2CID   118535155 .
  91. ^ Гро, Хосе; Мейнет, Жорж; Экстрем, Сильвия; Георгия, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры I. Неоткрытая звезда 60 мсну от основной последовательности нулевого возраста до стадии до суперновой». Астрономия и астрофизика . 564 : A30. Arxiv : 1401.7322 . Bibcode : 2014a & A ... 564a..30g . doi : 10.1051/0004-6361/201322573 . S2CID   118870118 .
  92. ^ Oberlack, U.; Wessolowski, U.; Diehl, R.; Беннетт, К.; Bloemen, H.; Hermsen, W.; Knödlseder, J.; Моррис, Д.; Schönfelder, v.; Von Ballmoos, P. (2000). «Комптел ограничивает 26AL 1,809 MEV -линии излучения от Gamma2 Velorum». Астрономия и астрофизика . 353 : 715. Arxiv : Astro-ph/9910555 . Bibcode : 2000a & A ... 353..715o .
  93. ^ Банерджи, Самбаран; Крупа, Павел; О, Seungkyung (2012). «Появление суперканонических звезд в кластерах звездочка типа R136» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (2): 1416–1426. Arxiv : 1208.0826 . Bibcode : 2012mnras.426.1416b . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x . S2CID   119202197 .
  94. ^ Мауэрхан, Джон С.; Смит, Натан; Ван Дайк, Шайлер Д.; Морзинский, Кэти М.; Закрыть, Лэйрд М.; Хинц, Филипп М.; Мужчины, Джаред Р.; Родигас, Тимоти Дж. (2015). «Многоволновые наблюдения NAST1 (WR 122): потерь экваториальной массы и рентгеновские лучи из взаимодействующего бинарного волка-Rayet» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 1502 (3): 1794. Arxiv : 1502.01794 . Bibcode : 2015mnras.450.2551m . doi : 10.1093/mnras/stv257 . S2CID   40573971 .
  95. ^ Дессарт, Люк; Хиллиер, Д. Джон; Ливн, Эли; Юн, Сун Чул; Вусли, Стэн; Вальдман, Рони; Лангер, Норберт (2011). «Взрывы основных коллапсов звезд волков-проходов и соединение с суперновами типа IIB/IB/IC» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 414 (4): 2985. Arxiv : 1102.5160 . Bibcode : 2011mnras.414.2985d . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18598.x . S2CID   119257348 .
  96. ^ Гро, Хосе Х.; Георгия, Кирилл; Ekström, Sylvia (2013). «Продрогенщики Supernova IBC: единственная звезда волков -районов в качестве возможного предшественника SN IB IPTF13BVN». Астрономия и астрофизика . 558 : L1. Arxiv : 1307.8434 . Bibcode : 2013a & A ... 558L ... 1G . doi : 10.1051/0004-6361/201322369 . S2CID   58911704 .
  97. ^ Cerda-Duran, Pablo; Элиас-Роса, Нэнси (2018). «Формирование нейтронных звезд и суперновы коллапса ядра». Физика и астрофизика нейтронных звезд . Астрофизика и библиотека космической науки. Тол. 457. С. 1–56. Arxiv : 1806.07267 . doi : 10.1007/978-3-319-97616-7_1 . ISBN  978-3-319-97615-0 Полем S2CID   119340817 .
  98. ^ Milisavljevic, D. (2013). «Системы предшественников и механизмы взрыва сверхновых» . Новые горизонты в астрономии (Bash 2013) : 9. Bibcode : 2013nha..confe ... 9m . doi : 10.22323/1.206.0009 .
  99. ^ Килпатрик, Чарльз Д.; Такаро, Тайлер; Фоли, Райан Дж.; Leibler, Camille N.; Пан, Йен-Чен; Кэмпбелл, Рэндалл Д.; Джейкобсон-Галан, Wynn v.; Льюис, Хилтон А.; Lyke, James E.; Макс, Клэр Э.; Medallon, Sophia A.; Отдых, Армин (2018). «Потенциальный предшественник типа IC Supernova 2017ein» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 2072–2084. Arxiv : 1808.02989 . Bibcode : 2018mnras.480.2072K . doi : 10.1093/mnras/sty2022 . S2CID   73695137 .
  100. ^ Гал-Ям, А.; Bruch, R.; Schulze, S.; Ян, у.; Перли, да; Ирани, я.; Sollerman, J.; Kool, EC; Soumagnac, Mt; Ярон, О.; Strotjohann, NL (2022-01-13). «Звезда WC/WO, взрывающаяся в растущей туманности углерода -кислорода -неоне» . Природа . 601 (7892): 201–204. Arxiv : 2111.12435 . Bibcode : 2022natur.601..201g . doi : 10.1038/s41586-021-04155-1 . ISSN   0028-0836 . PMID   35022591 . S2CID   244527654 .
  101. ^ «Астрономы обнаруживают первое взрыв сверхновой звезды Вольф-Райета» . Институт астрофизики сахарного тростника • IAC . 12 января 2022 года . Получено 2022-02-09 .
  102. ^ «SN2019HGP - открытый каталог сверхновой» . Архивировано из оригинала 2022-02-09 . Получено 2022-02-09 .
  103. ^ Акер, А.; Neiner, C. (2003). «Количественная классификация ядер WR планетарных туманных» . Астрономия и астрофизика . 403 (2): 659–673. Bibcode : 2003a & A ... 403..659a . doi : 10.1051/0004-6361: 20030391 .
  104. ^ Шенар, Томер (2022-11-15). HD 45166: первая магнитная звезда Вольф-Райета . doi : 10.5281/Zenodo.7326750 .
  105. ^ Пенья . Rechy-García, JS; García-Rojas, J. (2013). Галактика планетарных туманных с центральной звездой " Астронолфическая ревизия 49 : 87. Arxiv : 1301.3657 . Bibcode 2013RMxAA..49...87P:

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]
  • Тутилл, Питер Г.; Monnier, John D.; Данчи, Уильям С.; Тернер, Нильс Х. (24–28 июня 2002 г.). «Среднее ИК-визуализация с высоким разрешением среды WCD (+OB): вертушки». В Ван дер Хухт, Ка; Эрреро, А.; Esteban, C. (ред.). Массивная звездная одиссея: от основной последовательности до сверхновой . 212 -й симпозиум Международного астрономического союза . Тол. 212. Коста Тегис, Лансароте, Канарские острова (опубликовано 2003). п. 121. Bibcode : 2003iaus..212..121t .
  • Monnier, JD; Tuthill, pg; Данчи, WC (1999). «ГОРОНАЯ туманность вокруг WR 98 [CLC] a [/clc]». Астрофизический журнал . 525 (2): L97 - L100. Arxiv : Astro-ph/9909282 . Bibcode : 1999Apj ... 525L..97M . doi : 10.1086/312352 . PMID   10525463 . S2CID   2811347 .
  • Dougherty, SM; Бизли, AJ; Клауссен, MJ; Zauderer, Ba; Болингброк, Нью -Джерси (2005). «Наблюдения радиоприемников с высоким разрешением бинарного WR 140». Астрофизический журнал . 623 (1): 447–459. ARXIV : Astro-PH/0501391 . Bibcode : 2005Apj ... 623..447d . doi : 10.1086/428494 . S2CID   17035675 .
[ редактировать ]
Wikimedia Commons имеет средства массовой информации, связанные со звездами Wolf-Rayet .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Wolf–Rayet_star&oldid=1245146347"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: ac4c71add72dbdc0dd3360e023e0afd0__1726032540
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/ac/d0/ac4c71add72dbdc0dd3360e023e0afd0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Wolf–Rayet star - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)